Postępy Astronomii nr 3/1974

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XXII - ZESZYT 3

1974

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

P O S T Ę P Y

u

K W A R T A L N I K

TOM XXII — ZESZYT 3

1974

KOLEGIUM REDAKCYJN E

Reduktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW

WYDANO Z POMOCĄ FINANSOWA POLSKIEJ AKADEMII NAUK

Printed In Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1974

W y d a n ie I. N a k ła d 5 8 2 + 118 egz. A rk. U)yd. 6.75- A lk . d r u k . 6 2/16. P a p ie r o ffs e to w y ki. H I. 70 r , 70 x 100. P o d p is a n o d o d r u k u 13. I X . 1974 r.

D r u k u k o ń c z o n o u e w r z e ś n iu 1974 r. Z a m . n r 242. C 15. C e n a 10,—

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Żwirki 2

POSTĘPY ASTRONOMII Tom X X II (1974). Zeszyt 3

NADZWYCZAJNY KONGRES MIĘDZYNARODOWEJ UNII ASTRONOMICZNEJ

POLSKA: WARSZAWA-TORUŃ-KRAKOW, 4-12 WRZEŚNIA 1973R.*

BADANIA CIAŁ UKŁADU PLANETARNEGO

65 SYMPOZJUM MIĘDZYNARODOWEJ UNII ASTRONOMICZNEJ TORUŃ, 5-9 WRZEŚNIA 1973 R.

C E C Y L I A I W A N I S Z E W S K A, A N D R Z E J W O S Z C Z Y K Instytut Astronomii UMK (Toruń)

Idea uczczenia 500 rocznicy urodzin Kopernika w mieście jego urodzenia przez międzynarodowe spotkanie badaczy fizycznych właściwości ciał Układu, który był przedmiotem kopernikowskich rozważań, rodzić się zaczęła w 1969 r. w czasie Sym­ pozjum MUA Nr 40, poświęconego Atmosferom Planetarnym. Na Kongresie MUA w Brighton idee te przybrały konkretną postać Sympozjum zatytułowanego Explora­

tion o f the Planetary S ystem , które odbyć się miało w ramach Nadzwyczajnego

(Kopernikowskiego) Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Polsce. Ponie­ waż swego czasu Profesor Pol S w i n g s , dyrektor Instytutu Astrofizycznego w Liege i twórca słynnych „Kollokwiów w Liege”, zaproponował odbycie jednego z tych kollokwiów w Toruniu dla uczczenia Rocznicy Kopernikowskiej, jego poproszono o objęcie obowiązków przewodniczącego Sympozjum Planetarnego MUA.

W rezultacie kolejnych decyzji Władz MUA Sympozjum Nr 65 odbyło się w Toruniu w dniach 5—9 września 1973 r. pod współpatronatem MUA i COSPAR-u. Merytorycz­ nie w sprawie programu naukowego tego Sympozjum wypowiadały się Komisje 16 (Badania fizyczne planet i satelitów), 40 (Radioastronomia) i 44 (Obserwacje poza- atmosferyczne) MUA. Naukowy Komitet Organizacyjny składał się z następujących osób: Prof. P. S w i n g s , Instytut Astrofizyczny, Liege, Belgia — przewodniczący; Prof. A. D o 11 f u s, Obserwatorium, Meudon, Francja; Prof. F. D. D r a k e, Uniwersytet Cornelia, Ithaca, USA; Dr I. K o w a l , Główne Obserwatorium Astronomiczne, Kijów, ZSRR; Dr V. I. M o r o z , Instytut Astronomiczny Sternberga, Moskwa, ZSRR; Prof. T. O w e n , Uniwersytet stanu Nowy York, Stony Brook, USA; Prof. H. C. v a n d e H u 1 s t, Obserwatorium, Leiden, Holandia; Doc. A. W o s z c z y k , Instytut Astronomii UMK, Toruń — sekretarz.

Przedstawicielami COSPAR-u w Komitecie Organizacyjnym byli: Prof. A. D. K u ź- m i n, Akademia Nauk, Moskwa, ZSRR i Prof. C. S a g a n, Uniwersytet Cornelia, Ithaca, USA.

Po pertraktacjach z władzami Komisji 15 (Fizyka komet) MUA ustalono, że z

pro-* Sprawozdania z Sympozjów MUA Nr 62, 63, 64 i 66 ukazał)' się w „Postępach Astronomii” , zeszyt 1/1974.

154 C. Iwaniszewska, A. Woszczyk

gramu toruńskiego Sympozjum zostają wyłączone następujące ciała Układu Planetar­ nego: Słońce, Księżyc, kom ety, asteroidy i meteory. W ten sposób przedm iot Sympo­ zjum został ograniczony do atm osfer i powierzchni planet i ich satelitów (z wyjątkiem ziemskiego satelity), ale nie było żadnego ograniczenia, dotyczącego technik badaw­ czych. I w przeszło 50 zaakceptowanych do wygłoszenia pracach, autorzy prezento­ wali rezultaty uzyskane na podstawie optycznych i radiowych obserwacji prowadzo­ nych z powierzchni Ziemi oraz z przestrzeni z pokładów różnych satelitów i próbników kosmicznych. Specjalna sesja była poświęcona rezultatom badań laboratoryjnych przy­ datnych do interpretacji obserwacji planetarnych.

Rys. 1. Perspektywę takich spotkań ukazuje przyszłym badaczom powierzchni Wenus Prof. Donald H. M e n z e 1

Lista zaproszonych uczestników Sympozjum była konsultowana z zainteresowa­ nymi Komisjami. W sumie przybyło ok. 140 zaproszonych uczestników z 29 krajów, a w samym Sympozjum uczestniczyło prócz tego ok. 150 osób spośród innych uczest­ ników Nadzwyczajnego Kongresu MUA. Niestety, niektórzy z zaproszonych musieli w ostatniej chwili odwołać swój przyjazd do Torunia.

Sympozjonalne referaty były dobierane w ten sposób, że pewni zaproszeni uczest­ nicy zostali poproszeni o wygłoszenie konkretnych referatów przeglądowych, a inni mieli prawo przedstawienia aktualnie sfinalizowanej pracy w ramach tzw. „contri­ butions”. Na ogólną liczbę ok. 80 zgłoszonych prac, Kom itet Organizacyjny zaakcepto­ wał 51 do przedstawienia, uznając tym samym, że osiągnięte w nich rezultaty są na m iędzynarodowym poziomie. Wygłoszono 18 zaproszonych referatów przeglądowych

Badania ciał układu planetarnego 155

i 33 prace przyczynkowe. Dotyczyły one: pochodzenia i fizyki Systemu Planetarnego (7), planet ziemiopodobnych (17), planet wielkich i ich satelitów (24), oraz projektów badawczych (3).

Obrady odbywały się w nowej auli Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu, a na ich otwarcie Rektor UMK Prof. W. Ł u k a s z e w i c z wygłosił przemówienie po­ witalne.

1. POCHODZENIE I FIZYKA UKŁADU PLANETARNEGO

Naukową część sympozjum rozpoczął I. P. W i 11 i a m s z Queen Mary College Uni­ wersytetu Londyńskiego przeglądowym referatem o tworzeniu się planet. Referat ten stanowił próbę uogólnienia różnych teorii. Ogólny problem w każdej teorii to ustalenie, w jaki sposób ,,z jakiegoś początkowego stanu może powstać system planetarny taki, jak nasz” . W każdej teorii ten początkowy stan jest inny, w każdym razie to „materia mniej zorganizowana niż obecnie” . Jednak ważne też jest, czy nasz System Planetarny jest czymś wyjątkowym, czy też ma właściwości charakterystyczne dla wszystkich istniejących układów planetarnych. Podstawowe właściwości takiego systemu wydają się polegać na tym, że planet powinno być wiele, ich orbity w przybliżeniu są współ- płaszczyznowe, gwiazda centralna jest znacznie bardziej masywna niż łączna masa planet, wśród planet można wyróżnić 3 grupy (ziemiopodobne, wielkie i zewnętrzne), różniące się masą, składem chemicznym i położeniem w układzie.

I. P. W i l l i a m s przywiązuje wielką wagę do występowania materii w różnych formach przed jej „wychwytaniem” w planety. Materia ta może występować w formie ciągłej gazowo-pyłowej, „tradycyjnej” mgławicy słonecznej, albo też w formie obiektów dyskretnych, proto-planet. Dalszy rozwój układu będzie polegał w pierwszym przy­ padku na utworzeniu pyłowego dysku, segregacji chemicznej, a wreszcie akumulacji materii w planety. W drugim przypadku, z obiektów dyskretnych powstają przez akumulację materii planety, które następnie osiadają we wspólnej płaszczyźnie, po czym dopiero następuje segregacja chemiczna. Przyszłe obserwacje gwiazdy Barnarda i podobnych systemów powinny ustalić, jak dalece zachowana jest współpłaszczyzno- wość planet w układzie, z przyszłych badań gwiazd młodszych można będzie stwier­ dzić, czy bywają one otoczone „ciągłymi” mgławicami, natomiast dalsze badania laboratoryjne dostarczą danych o adhezji ziaren w przestrzeni.

W. F. H u b n e r i L. W. F u l l e r t o n z Los Alamos (USA) zajęli się stanem badań laboratoryjnych, interesujących badaczy początkowych stadiów rozwoju Układu Plane­ tarnego. Dali oni przegląd metod określających równania stanu i nieprzezroczystość ośrodka o temperaturze, gęstości i składzie odpowiednim dla mgławicy proto-słonecz- nej w okresie tworzenia się planet. Równanie stanu określone jest przez równowagę między jonami, atomami, molekułami oraz materią skondensowaną. Teorie absorpcji i rozpraszania przez cząstki wymagają znajomości rozkładu rozmiarów cząstek; naj­ częściej używany rozkład — to normalny. Brak obecnie jeszcze danych fizycznych dotyczących początku kondensacji. Znane są dobrze dane odnośnie do przejść mikro­ falowych i podczerwonej rotacyjno-wibraćyjnej absorpcji, natomiast dotychczasowe dane zawierające przejścia elektronowe wysoko wzbudzonych stanów molekuł są nie­ dokładne.

156 C. Iwaniszewska, A. Woszczyk

Ze stanem ziaren w m gław icy proto-plan etarn ej zw iązany b y ł re ferat A . C a r u s i ’ e g o i w spółpracow ników z In sty tu tu G e ologii U niw ersytetu w R zym ie i Pracow ni A stro ­ fizy k i K osm iczn ej w F ra sc a ti (W łochy). Procesy akrecji ziaren w m gław icy zo stały zbadan e w pow iązan iu z ro zkładem p ręd ko ści ziaren oraz m echan izm em o d d ziały w a­ nia ele k tro stat) czn ego i ele ktro m agn etyczn ego m iędzy ziarnam i. G ę sto ści rozw ażan ego o śro d k a w ahał) się od 10"19 do 1 0 ’ 20 g ' c m '3 . U zysk an y m odel w skazu je, że p rocesy akrecji m iędzy cząstk am i m o gą działać dla m as m n iejszych niż 10"4 g d o stateczn ie w y­ dajnie w ciągu szeregu tysięcy lat.

K . N. R a o z In sty tu tu F iz y k i U niw ersytetu stan u O hio w C o lu m b u s (U S A ) o p ra c o ­ w ał obszern y przegląd prac z dziedzin y sp ek tro sk o p ii p odczerw o n ej. B ard ziej szc zegó ło ­ wo p rzed ysk u to w ał w idm a p odczerw o n e m olek uł CO, C O2, CH 4 , NI13 i H 20 . Z n acz­ ne u d osko n alen ie (zy sk 100-krotny w zdo ln ości ro zd zielczej) dało zasto so w an ie do badan ia w idm a Wenus sp ek tro sk o p ii interferen cyjn ej, w y k o rzy stu jącej tran sform ację F ou riera. T ech n ik a tej sp ek tro sk o p ii p ozw ala na określanie p ołożeń linii w w idm ach z d u żą d o k ład n o ścią, stąd łatw iejsze Staje się porów nyw an ie w idm plan etarn ych z lab o rato ry jn y m i. D zięk i takiej technice u dało się np. o d k ry ć w atm o sferze Wenus ob e cn o ść CO, HC1 i H F , żaś w atm o sferze M arsa o b e cn o ść CO.

Podczerw one w idm o CO je st szczególn ie w ażne z uw agi na w szech stron n e z a sto so ­ w anie. O b ecn ość m olekuły CO w yk ryto w atm o sferach p lan et i p rzestrzeni m iędzy- gw iazdow ej; p row ad zon e są bad an ia nad o b fito śc ią tej m o lek uły w atm o sferze Ziem i. W badan iach lab o rato ry jn y ch podczerw o n e linie CO stan o w ią d o god n e stan dard y długości fali. Prow adzone są b adan ia w idm laserow ych (b ad an ia nad rozw inięciem fu n kcji p oten cjału m olekuł d w u atom ow y ch ), szczególn ie w ażne dla in terpretacji w id­ m a słon ecznego. B ad an ia w idm a słon eczn ego, prow ad zon e w 1 9 7 3 r. przez J . H a l l a w p o d staw o w y m dla m olek uły CO rejon ie 4 ,7 ju potw ierd ził)’ h ip o tezę, że w atm osferze Słoń ca iz o to p y C 13, O18 i O17 w y stę p u ją w o b fito śc iach p o d o b n y ch do ziem skich .

D la bad ań cech fo to m etry czn y ch i p o lary m etry czn y ch atm o sfe r p lan etarn ych b ar­ d zo cenny b y ł referat D . W i l l i a m s a z U n iw ersytetu stan u K an sas w M anhattan (U S A ), d o ty c ząc y bad ań lab o rato ry jn y ch nad w łaściw ościam i o p ty c zn y m i cząstek w atm o sferach plan etarn ych . Z aprezen tow an o w ykresy w artości rzeczyw istych i u ro jo ­ nych w spółczyn ników załam an ia dla w o dy, lo d u , p łyn nego am o n iak u ; om ów ion e zo stały w yniki badań n ad stałym am on iakiem i kw asem siarkow ym .

W rzeczyw istości istn iejące w ch m urze atm o sfery plan etarn ej ro zm aite cząstki nie są u tw orzon e z chem icznie czy sty ch su b stan cji. S tąd też bad an ia o p ty c zn e nad czy sty m i su bstan cjam i są ty lk o orien tacyjn e. M ożna p ró b o w ać zestaw iać k o m b in a­ cje m atem aty czn e ich w łaściw ości o p ty c zn y ch dla u zyskan ia w łaściw ości „e fe k ty w ­ n y c h ” , lub też p row ad zić bad an ia na w yselekcjon o w an ym m ateriale, cząstk ach z p ew ­ n o ścią ob ecn ych w atm o sferze. T ak ie bad an ia nad ró żn oro d n y m i skałam i ziem skim i (k tó ry c h pyły m o gą się zn ajdow ać w atm o sferach plan etarn ych ) p ro w ad ził ze w spół­ p racow n ikam i J . B. P o l l a c k . Inny ty p badań to w yzn aczanie stałych o p tyczn y ch dla aerozolów ro dzaju sp o ty k an e g o w atm o sferze Ziem i.

Badania ciał układu planetarnego 157

2. PLA NETY ZIEM IOPO D OBN E

W tej grupie p lan et referow ane w yniki d o ty czy ły Wenus i Marsa. Przeglądu d o ­ ty chczasow ych w yników uzysk an y ch m eto d am i spek tro sk o p ii w podczerw ieni dla W enus d o konała L. G . Y o u n g z K alifornijskiego L ab o rato riu m N apędów O d rz u to ­ w ych w Pasadenie (U S A ). S p ektroskopow e badania tej p lanety d o ty c z ą oczyw iście ty lk o części jej atm o sfery , znajdującej się nad gęstym i chm uram i otaczającym i tę planetę, i górnej w arstw y ty c h chm ur. N ajnow sze analizy w idm ow e w dużej dyspersji i przy w y korzystaniu m e to d spek tro sk o p ii fourierow skiej w skazują, że ty lk o C 0 2 , CO, HC1 i ślady H F i H 2 0 są gazam i lub param i obecnym i w atm osferze Wenus. Ich w zajem ne stosunki są następujące:

C 0 / C 0 2 - 4 5 • 1 0 '6 , H C 1/C 02 - 0,6 ■ 1 0 '6 , H F /C 0 2 = 5 • 10 ’9 .

Na g ó rn ą granicę ew entualnie obecnego tle n u p rzyjm uje się:

0 2/ C 0 2 rzędu 10’5 ,

chociaż n ie k tó rzy au to rz y znajdują:

0 2/ C 0 2 < 1 • 1 0 '6 ,

a pom iary z pokładów pojazdów ty p u W ernera (kw estionow ane obecnie) d a ły :

0 2/ C 0 2 = 4 • 1 0 '3 .

E fe k ty w n e cis'nienie form ow ania się linii w idm ow ych je st ok. 50 m b, co zgadza się z w artością ciśnienia otrzy m an eg o z pom iarów p o la ry m etry cz n y ch dla górnych w arstw chm ur. T em p eratu ra ro tac y jn a w yznaczona z ok. 10 pasm C 0 2 w zakresie o d 0 ,7 8 do 2,2 fim w ynosi 2 5 0 °K ze zm ianam i w granicach 1 0 °. P o d o b n ą w artość te m p e ra tu ry uzyskuje się dla pasm CO i HC1. Poniew aż pasm a HC1 są form ow ane głębiej w atm osferze, w ydaje się, że i te m p e ra tu ra ch m u r nie m usi bard zo odbiegać o d 2 5 0 °K . Z pom iarów rad io m etry cz n y ch na te m p e ra tu rę chm ur o trzy m y w a n o w ar­ tości o d 2 2 0 ° do 2 5 5 °K w zależności od zakresu spektralnego i m e to d elim inacji absorpcji w ziem skiej atm osferze.

Interesu jący m , o sta tn io o d k ry ty m efek tem je st półregularny 4-dniow y okres zm ien­ ności ob fito ści C 0 2 w graniach 10% obfitośbi C 0 2 nad chm uram i i ró ż n ą obfitość tej m olekuły w zależności od m iejsca na planecie. Zjaw isko to je st na razie należycie u d o k u m e n to w an e * ty lk o dla 3 pasm : 7 8 2 3 , 7883 i 86 8 9 A m olekuły C 0 2 (rys. 2).

158 C. Iw aniszew ska, A . N o szc zyk

Rys. 2. Względne um iany o b fito ści C 0 2 w atm osferze Wenus w okresie w rzesień-październik 1972. R óżne sym bole d o ty c z ą ró żn y ch obszarów na planecie

Rys. 3. P orów nanie widm refleksyjnych różnych roztw orów kw asu siarkow ego z widm em Wenus w zakresie 7 d o 14 (Jm

Analiza widm refleksyjnych chmur wenusjańskich i porównanie ich z podobnym i widmami różnych substancji doprowadziły A. T. Y o u n g a z Pasadeny (USA ) do posta­ wienia tezy, że chmury te stanowi wodny 75%—76% roztwór kwasu siarkowego w

Badania ciał układu planetarnego ₁₅₉

zolu (rys. 3). Za takim składem wenusjańskich chmur wypowiedzieli się też J . A. H a n- s e n (U SA ) i J . W. H o v e n i e r (Holandia) na podstawie swoich obserwacji polarym e­ trycznych tej planety. Spodziewany stosunek H2SO4/CO2 wynosi 4 • 10 5 . Prowadzone spektroskopow e poszukiwania H2S, COS i C S2 nie dały dotychczas pozytywnego wy­ niku. Górne granice stosunku ilości tych m olekuł do C 02 są rzędu 10 7 — 10 8 .

Serię wyników dotyczących najgłębszych warstw atm osfery Wenus, uzyskanych za pom ocą radzieckiej stacji Wenera 8 przedstawiła E. M. F e i g e l s o n z grupą współpra­ cowników z Moskwy. Stwierdzono istnienie warstw o różnych grubościach optycznych. Ekstynkcja s'wiatła na km wzrasta z m alejącą gęstością atm osfery od 15% w warstwie do wysokości 35 km od powierzchni planety do wartości 35% dla warstwy p o ­ wyżej 50 km.

Problem pary wodnej w atm osferach Wenus i Marsa na podstawie ostatnich paru lat obserwacji przedstawił E. B a r k e r (U SA ), a sporadyczne obserwacje H2 O w atm o­ sferze czerwonej planety zrelacjonowali C. R. O ’ D e l l ze współpracownikami z Ośrod­ ka Badań Kosm icznych w A labam a (U SA ) oraz W. A. T r a u b i N. P. C a r l e t o n z Ob­ serwatorium Harvard w Cambridge (U SA ). Pierwszym „odkryw cą” pary wodnej w atm o­ sferze Marsa był H u g g i n s w 1867 r. za pom ocą spektroskopu wizualnego. Ale w nowoczesnym sensie odkrycia pary wodnej w atm osferze tej planety dokonali S p i n r a d , M i l n c h i K a p l a n dopiero w 1963 r. za pom ocą jednego tylko wid­ ma uzyskanego na Mt Wilson w dyspersji 5,6 A/m m. Definitywne udokum entowanie występowania H20 na Marsie nastąpiło dopiero w latach 1969—1970, kiedy R. S c h o r n i inni otrzym ali w Obserwatorium M cDonalda, w warunkach bardzo małej wilgot­ ności atm osfery ziemskiej, dużą serię widm Marsa w dyspersji 2 —4 A/m m i odkryli ponadto parę wodną na południowej półkuli tej planety. Obserwacje mające na celu wykrycie lub określenie obfitości jakiejś molekuły w atm osferze planetarnej s ą bardzo trudne, trzeba je bowiem wykonywać w krótkim okresie czasu, kiedy to za p o ­ m ocą różnicowej prędkości radialnej planety, Ziemi i Słońca, linie atm osfery planetar­ nej, linie słoneczne (odbite od planety widmo Słońca) i linie telluryczne zostaną dostatecznie rozdzielone (rys. 4 ). W najlepszych warunkach dopplerowskie przesu­ nięcie marsjańskich pasm H2 0 może być do 0,5 A , a natężenia poszczególnych linii rotacyjnych około 5 mA.

Problem występowania pary wodnej w atm osferze Wenus był jeszcze bardziej kontrowersyjny niż w atm osferze Marsa i zresztą przedstawiający więcej trudności obserwacyjnych. Para wodna na Wenus stwierdzana jest obserwacyjnie raczej spora­ dycznie, co by wskazywało na jej bardzo zmienną ob fitość: dane spektroskopow e wskazują, że stosunek H20 / C 02 wynosi średnio 10’ s , chociaż niektórzy znajdują mniej niż 10"6 , zaś dane ze statków typu Wenera (kwestionowane obecnie) nawet 10’ 3 i 10"2 . Obserwowane spektroskopow o ilości pary wodnej odpow iadają średnio 5 —15 /urn, a maksymalnie 77 /urn wody opadow ej, ulegając silnym zmianom z dnia na dzień i z m iejsca na miejsce na dysku planety. Przy obecnie znanych warunkach ciśnienia i tem peratury, odpow iada to względnej wilgotności atm osfery rzędu 1%.

Loty Marinerów i radzieckich stacji typu Mars zmieniły całkowicie w ciągu ostat­ nich paru lat nasze pojęcie o strukturze powierzchni Marsa i naturze jego

atmo-C. Iw aniszew ska, A. W oszczyk

Rys. 4. Profile kilku linii I12 0 d e finityw nie d o k u m en tu jące w ystępow anie pary w odnej w a tm o ­ sferze Marsa. G łębokie linie to linie H2O ziem skiej atm o sfery . Linie m arsjańskiej pary wodnej oznaczone sym bolem Marsa, na sk u tek e fek tu D opplera przesunięte w lew o, poza linię p o c h o ­

dzenia ziem skiego

sfery. Wiemy dzisiaj, że pow ierzchnia tej planety p o k ry ta je st pyłem , m a zró żn ico ­ w a n ą rze źb ę z licznym i krateram i i śladam i niedaw nej ak ty w n o ści w ulkanicznej. 0 samej pow ierzchni Marsa m ów iło się w T o ru n iu niewiele, bow iem dwaj główni referenci ty c h p robelm ów , H. M a s u r s k y z USA i V. I. M o r o z z Z S R R ju ż w cza­ sie trw ania kongresu zaw iadom ili o niem ożności przy b y cia. U czestnicy S ym pozjum mieli je d n a k okazję zapoznania się w najnow szym i o b razam i p o w ierzchni tej planety z wielu w ystaw ionych o lbrzym ich zdjęć i z prezen to w an eg o tu najnow szego globusa czerw onej plan ety .

N iektóre fo to m e try c z n e cechy p o w ierzchni planety d y sk u to w a n e były przez I. K. K o- w a 1 a, d y re k to ra G łów nego O bserw atorium A stronom icznego U kraińskiej A kadem ii N auk w Kijowie oraz jego w spółpracow ników . M ateriał obserw acyjny o trzy m an y był za p o m o c ą stacji orbitującej w okół Marsa — „M ars 3 ” . O trzy m an e m apy fo to m e try c z ­ ne pow ierzchni tej p lanety d ają d o b rą zgodność z m odelem pow ierzchni lla p k e go- N atom iast J. F e a r 1 z O środka Badań K osm icznych G o d d ard a (W aszyngton, USA) przedstaw ił podsum ow anie rez u ltató w eksp ery m en tó w w dziedzinie sp e k tro sk o p ii

pod-limhuiiti lint iikhidu itliniflnrnngo

101

L j ( w st op ni a c h )

Rys. 5. Podsumowanie obserwacji marsjańskiej pary wodnej w czasie dwóch ostatnich opozycji Marsa. Na górnej części wykresu — ilości pary wodnej w fJm wody opadowej jako funkcja pory roku. Na dolnym wykresie — zasięgi północnej (NPC) i południowej (SPC) czaszy polarnej jako

funkcja pory roku na Marsie

czerwonej, prowadzonych z pokładu Marinera 9. Wynikiem tych obserwacji jest m. in. uzyskanie danych o temperaturze powierzchni, ciśnieniu powierzchniowym i obfitości C 0 2 w atmosferze Marsa, a stąd „spektroskopowa" rzeźba terenu.

Podczerwone obserwacje Marsa z bardzo dużą zdolnością rozdzielczą z powierzchni Ziemi wykonywał w zakresie 3—6

n

R. B e e r w Obserwatorium McDonalda (US \) za pomocą interferometru Connesa. Znalazł on wiele poprzednio nic obserwowanych kombinacji i izotopów pasm C 0 2. Stwierdził, że temperatura kinetyczna zmienia .się od 7\r . = 270° ± 5°K przy kącie fazowym 6° do = 253° ± 7°K przy kącie fazo wym 33 .

Niespełna 9 lat temu (w 1965 r.) pierwszy eksperyment radiowy, polegający na obserwacji zakrycia wysyłającego sygnały radiowe w paśmie S (2,3 G ilz) pojazdu Mariner 4 przez glob Marsa, spowodował rewolucję w naszych pojęciach o atmo­ sferze tej planety. Dopiero w obliczu dostarczonych przez ten eksperyment faktów musieliśmy zerwać z ziemskim modelem tej atmosfery. Trudno uwierzyć, ale właśnie aż do tego momentu przetrwały w tej dziedzinie idee geocentryczne. Technika

radio-162 C. Iwaniszewska, A. Woszczyk

-okultacyjnego badania bezpośredniego otoczenia Marsa polega na obserwacji zmian fazy, częstości i am plitudy sygnałów radiowych, wysyłanych z pokładu statku ko­ smicznego podczas przechodzenia ich poprzez atm osferę planety w czasie bezpośred­ nio przed i po zjawisku zakrycia. Interpretacja tych zmian jak o wynikających z refrak­ cji strumienia radiowego przez neutralną atm osferę i jonosferę dała bezpośrednie i ilościowe pom iary jej pionowej struktury oraz figury Marsa. Otrzymane wartości na ciśnienie na powierzchni planety wahają się od 1 do 9 mb zależnie od rzeźby terenu (różnica wysokości rzędu 10 km ). G ęstość elektronów na w ysokości 134—140 km nad dzienną stroną powierzchni wynosi ok. 1,5 • 1 0 5 cm '3 elektronów, a biegunowy promień planety 3376 ± 3 km. Całość rezultatów uzyskanych tą techniką za pom ocą Marinerów 4, 6, 7 i 9 przedstawił w Toruniu A. K 1 i o r e, kierownik tych badań w Laboratorium Napędów Odrzutowych (Pasadena, U SA ), instytucji, która wykonała próbniki.

A tm osfera Marsa złożona jest prawie całkowicie z dwutlenku węgla. Następnym pód względem obfitości składnikiem jest CO, którego stosunek do CO2 wynosi 10"3 , zaś obfitość tlenu wyrażona jest przez O2/CO2 555 1,3 • 1 0 '3 . Choć cienka, atm osfera Marsa jest zdolna utrzym ać chmury i pow odow ać burze piaskowe, które m ogą sięgać do wysokich warstw troposfery. Teorię takich burz piaskowych przedstawili G. S. G o 1 i t- s y n i G. I. B a r e n b l a t t z Moskwy, a bieżące badania zjawisk meteorologicznych na Marsie — W. A. B a u m z Centrum Badań Planetarnych MUA w F lagstaff (U SA ).

3. PLA N ETY W IELKIE

Prawie połowa przedstawionych na Sym pozjum Nr 65 prac dotyczyła planet wiel­ kich. Planety ziem iopodobne — Merkury, Wenus, Ziemia i Mars — m ogą być traktow a­ ne jako wielkie term odynam iczne m aszyny, których jedynym źródłem energii jest promieniowanie słoneczne. Zachodzi dla nich równowaga pom iędzy otrzym aną energią słoneczną, a wyem itowaną energią cieplną. Sprawa wygląda zupełnie inaczej dla takich planet jak Jow isz czy Saturn.

Tylko emisja w podczerwieni przewyższa o czynnik 2,7 dla Jow isza i 2,3 dla Saturna absorbow aną przez te planety energię słoneczną. Wydaje się więc, że istnieje jakieś wewnętrzne źródło energii, które z kolei powoduje wewnętrzny przepływ energii i jej transport na zewnątrz. Teoretyczne oceny prow adzą do wartości 5 • 10s ° K na tem peraturę centralną Jow isza, co stanowi o wiele za mało, aby mogły zapalić się reakcje jądrow e, które potrzebują tem peratur 20 • 106 ° K (m asa Jow isza jest na to ok. 30 razy za mała). W tych wielkich planetach ciepło m oże być produkowane przez kontrakcję grawitacyjną. A redukcja promienia tych planet o 0,1 cm /rok bilansuje obserw ow aną nadwyżkę energii. Sposób, w jaki ta energia jest transportowana na powierzchnię, jest dotychczas niedostatecznie jeszcze zrozumiały i wielu autorów proponow ało różne drogi, będące kom binacją stanów materii, konwekcji, prom ienio­ wania i przewodnictwa. Najtrudniejszym problem em je st tutaj zrozumienie zachowa­ nia się wodoru i helu w wysokich ciśnieniach i tem peraturach panujących wewnątrz tych wielkich planet. Stosunek H/He, tak niezwykle ważny z powyżej

wspomnia-Badania ciał układu planetarnego

₁₆₃

nych powodów dla teorii budowy wnętrz planet wielkich oraz dla teorii ich pochodze­ nia, był dyskutowany przez D. G a u t i e r z Paryża. Wydaje się, że szczególne znaczenie dla obserwacyjnego wyznaczenia tego stosunku będzie miał planowany na rok 1977 lot Marinera w sąsiedztwo planety Saturn. Natomiast omówienie aktualnych obserwa­ cji molekularnego wodoru w atmosferze Jowisza było przedmiotem wystąpienia G. E. H u n t a (Anglia).

przerywane chm u ry

150 200 250

TEM PERATURA °K

Rys. 6. Model atm osfery Jow isza wg T a y l o r a i H u n t a

Wodór molekularny jest z pewnością najobfitszym gazem w atm osferach Jowisza i Saturna. Jego obecność jest stwierdzana spekroskopowo poprzez słabe linie kwadru- polowe, których interpretacja jest dość skomplikowana. Hel natom iast nie jest obserwo­ wany za pom ocą naziemnej spektroskopii, chociaż jego obecność może być stwierdza­ na przez przyczynek, jaki daje do całkowitego ciśnienia. Podczas niedawnego zakry­ cia Beta Scorpii przez Jowisza dokonano nie tylko próby wyznaczenia profilu atm o­ sfery (rozkładu tem peratury i ciśnienia z wysokością), ale i stosunku wodoru do helu. Na toruńskim Sympozjum francuskie obserwacje zakrycia Beta Scorpii przedstawił L. V a p i 11 o n z Meudon, a R. S h o r t h i l l (USA) — wykorzystanie zakryć w ukła­ dzie satelitów Jowisza do badania jego atm osfery. T a y l o r i H u n t proponują

przy-•('. I iv(inisz(‘wska

,

A. Woszczyk

jęcie opartego na wszystkich obecnie dostępnych danyeh modelu atmosfery jowiszo­ wej, przedstawionego na rys. 6. Oprócz wymienionych składników tej atmosfery: II2, He, CII4 i Nł 13 odkryto jeszcze CH3D i 13CH4. Stosunek D/H na Jowiszu wynosi 5 10’5, podczas gdy na Ziemi osiąga wartość 1,67 • 10’4 , zaś stosunek C12/C13 wynosi na Jowiszu 110 ± 40.

W przeciwieństwie do planet ziemskich nie jest jasne, czy Jowisz i Saturn mają skorupę, czy też głębsze obszary są po prostu warstwami o dużej lepkości. Za po­ mocą centymetrowych fal radiowych sięga się obecnie aż do głębokości, gdzie ciśnienie ma wartość ok. 1000 atmosfer, a temperatura ok. 600°K. Radiowe obserwacje Jowisza na falach w zakresie 0,8—1,5 cm przedstawił S. G u 1 k i s z Pasadeny (USA).

Z innych prac dotyczących największej planety naszego systemu wymienimy tyl­ ko referat R. H i d e’ a z Anglii, który omawiał dynamikę atmosfery, oraz J. D i c k e 1 a i j . D e g i o a n n i z Uniwersytetu Illinois (USA), dotyczący zagadnienia pasów radia­ cyjnych wokół tej planety. Nie można też pominąć referatu T. G e h r e l s a 'z Laborato­ rium badań Księżyca i Planet w Tucson (USA), który mówił o programie badań Jowi­ sza za pomocą Pioniera 10. Jak wiadomo, w dniu 3 grudnia stacja ta przeszła w od­ ległości 2,85 promienia Jowisza od jego centrum i jej misja skończyła . się pełnym sukcesem.

Druga z kolei wielka planeta naszego Układu była przedmiotem obszernego referatu V. T e i f e I a z Instytutu Astrofizyki Akademii Nauk w Ahna-Ata (ZSRR). Opraco­ wał on przegląd ostatnich badań nad właściwościami optycznymi, temperaturą, składem chemicznym i strukturą atmosfery Saturna. Górna granica względnej obfitości meta­ nu jest 3,8- 10"3, najlepszą zgodność z obserwacjami daje obfitość amoniaku rzędu 3- 1 0 '5, zaś stosunek H/Ile wynosi 5:1. Istnieją duże różnice w właściwościach warstw położonych w pasie równikowym (albedo 0,10) i pasie umiarkowanym (albedo 0,18). Ponieważ rozpraszanie Rayleigha wywołane jest głównie przez wodór, można oszacować równoważną grubość warstwy I l2 nad warstwą aerozolu wynoszącą 13,5 km-atm w pasie równikowym oraz 19 km-atm w rejonie umiarkowanym.

Według badań w ultrafiolecie, wysokość warstwy aerozolu wynosi 70—80 km. Temperatura warstwy powyżej chmur amoniaku (gęstość 10'7 g-cm3) mierzona na fali 5 n wynosi 120°K. Chmury umożliwiają stwierdzenie cyrkulacji, powodującej pewne niestabilności w atmosferze Saturna obserwowane co jakiś czas. Charaktery­ styczne dla Saturna (w odróżnieniu od Jowisza) jest przyśpieszenie równikowe, dające rotację różnicową ok. 330 m-s"1. Można uważać to przyśpieszenie za realne, wpływające na tworzenie się cłimur w wyższych warstwach. Można również uważać, że wyższe chmury poruszają się na równiku szybciej dzięki wiatrom stratosferycznym. W każdym razie ogrzewanie słoneczne nie ma wpływu na cyrkulację w atmosferze Saturna.

Model pierścienia B Saturna był przedmiotem pracy W. M. I r v i n e’ a i Y. K a w a t a (USA). Przewiduje 011 głębokość optyczną pierścienia = 1, względną gęstość (tj. ułamek objętości pierścienia zajmowany przez cząstki) I) = 0,008—0,012, zaś wartości albedo: /lg = 0,45 — 0,75, A y = 0,75 — 0,90 i średnie rozmiary cząstek ok. 10 cm.

Badania ciał układu planetarnego

Innym pierścieniem Saturna,

E,

od niedawna dopiero obserwacyjnie stwierdzonym, zajmował się M. S. B o b r o w (ZSRR ). Pierścień ten jest tak obszerny, że orbity niektórych satelitów znajdują się wewnątrz niego, natomiast grubość optyczna pierście­ nia jest mniejsza od 1/20.000.

Ważne dla badań Saturna dokonywanych przez misje Mariner w dziedzinie ultra­ fioletowej są rozważania M. D e n n e f e l d a (Francja) na temat „atm osfer” w syste­ mie Saturna. Obok atmosfery wokół samego globu planety należy brać pod uwagę

„atm osferę” wokół pierścieni, zawierającą wodę, oraz „atm osferę” wokół orbity Tytana, zawierającą H i H2 , której rozciągłość zależy od tempa ucieczki z tego satelity.

Planety zewnętrzne, Uran i Neptun były przedmiotem referatów T. 0 w e n a ze współpracownikami i L. T r a f t o n a . T. O w e n (Stony Brook, USA) przedstawił ist­ niejące obecnie „dane wyjściowe” do opracowania modelu atmosfery Urana, a L. T r a f- t o n (Obserwatorium — McDonalda USA) doniósł o odkryciu linii molekularnego wodoru w atmosferze Neptuna.

A. D o 1 1 f u s i J. B. M u r r a y z Meudon (Francja) podsumowali naszą wiedzę 0 rotacji, kartografii i fotometrii satelitów Jowisza. R. A. B r o w n (USA) zakomuniko­ wał o odkryciu linii emisyjnej sodu w widmach księżyca Jowisza — Io. Obserwacje zmian blasku różnych satelitów planet posłużyły C. B l a n c o i S. C a t a l a n o (Wło­ chy) do badania fizyki ośrodka międzyplanetarnego.

Cennym wsparciem dla badań atmosfer wielkich planet jest praca K . F o x a z Labora­ torium Zasobów Ziemi i Astrofizyki Uniwersytetu w Knoxville (USA). Przedstawił on wyniki badań laboratoryjnych metanu, ważnego składnika atmosfer Jowisza, Satur­ na i jego satelity Tytana, oraz Urana i Neptuna. Widma CH4 w dziedzinie podczerwieni 1 widzialnej b)ły zbadane od dawna, natomiast w dziedzinie mikrofalowej i dalekiej podczerwieni do niedawna uważane były za wzbronione. Teoretycznie przewidziano występowanie widm w tych rejonach długości fali dopiero w 1971 r. Wobec braku lub znikomej ilości NH3 w atmosferach Saturna, Urana i Neptuna należy uważać CH4

za najważniejsze źródło nieprzezroczystości w tych atmosferach. Autor podaje obliczo­ ne widmo mikrofalowe metanu dla temperatury charakterystycznej 134°K .

4. BEZPOŚREDNIE BADANIA SYSTEMU PLANETARNEGO PLANY

Przegląd metod i wyników bezpośredniego badania Systemu Planetarnego rozpoczął się już w pierwszym dniu Sympozjum referatem J. II a n a s z a (Pracownia Astrofizyki 1 ZA PAN w Toruniu), który wraz z V. I . A k s e n o w e m (Instytut Elektroniki, Mosk­ wa) i G. P . K o m r a k o w e m (Instytut Radiofizyki, Gorki) przedstawił założenia i pierwsze wyniki polsko-radzieckiego eksperymentu kosmicznego „Interkosmos Koper­ nik 500” . Celem tego wprowadzonego na orbitę okołoziemską w dniu 19 kwietnia 1973 r. satelity były obserwacje sporadycznych emisji radiowych powstających w

koro-166 C. luianiszewska, A. Woszczyk

nie i ośrodku m iędzyplanetarnym na falach deka- i hektam etrowych oraz pomiary gęstości elektronowej i tem peratury ziemskiej jonosfery.

Obok rezultatów badawczych, uzyskanych dzięki próbnikom i różnym pojazdom kosm icznym zreferowanym w poprzednich rozdziałach, na szczególną uwagę zasługują plany przyszłej bezpośredniej eksploracji System u Planetarnego. Wspomniany już G e h r e 1 s przedstaw ił program badań ośrodka m iędzyplanetranego i Jow isza za po­ m ocą sondy Pionier 10. Sonda ta znajdowała się wówczas jeszcze w dużej odległości od Jow isza, po szczęśliwym przedostaniu się przez pas planetoid. Dziś pozostaje nam tylko czekać na interpretację przesłanych przez tę stację danych. Program badań wyższ) ch warstw atm osfery Wenus z pokładu orbitującego w okół tej planety satelity był przedm iotem referatu A. M o n f i 1 s a (Belgia). Eksperym ent ten jest plano­ wany (choć jeszcze nie zatwierdzony do realizacji) przez Europejską Organizację B ada­ nia Przestrzeni.

Ale najbardziej interesujące było usłyszeć, co zamierza am erykańska N A SA . Jej program przedstaw ił W. B r u n k, który już od wielu lat pełni funkcję dyrektora ba­ dań planetarnych w łonie tej organizacji. Przewodnią filozofią programu planetar­ nego N A SA jest koncepcja zrównoważonej eksploracji wszystkich ciał Układu Planetar­ nego, a nie koncentracja na badaniach wybranych obiektów , wykorzystanie w szyst­ kich zdobyczy jednej misji do planowania następnego eksperym entu, wykorzystanie konfiguracji planet i oczywiście aktualnych możliwości technologicznych w zakresie napędów. Amerykańskie bezpośrednie badania planet rozpoczęły się w 1962 r. misją Marinera 2 do Wenus. Misja ta oparta była o rakiety typu Ranger. Wprowadzenie rakiet typu Atlas/Centaur pozwoliło na wysłanie Marinerów 4, 5, 6 i 7 w sąsiedztwo Marsa i Wenus. Kolejne etapy rozwoju techniki napędów znajdują swoje odbicie w locie Marinera 9, który wprowadził na orbitę w okół Marsa sztucznego satelitę, oraz w lotach Pioniera 10 i 11 w sąsiedztwo Jow isza. Budowany obecnie zespół napędowy typu Titan/Centaur zapewnić ma powodzenie misji Viking, w której programie przewi­ dziane je st miękkie lądowanie na powierzchni Marsa w 1975 r.

Te kolejne etapy „p o d b o ju ” System u Planetarnego znaczą kolejne etapy coraz bardziej doskonałej nawigacji kosm icznej, lepszego wyznaczania orbit pojazdów i lep­ szego ich „prow adzenia” oraz lepszego wykorzystywania pól grawitacyjnych mija­ nych lub docelowych obiektów lotów. Ten ostatni efekt w ykorzystany zostanie w nie­ spotykanym dotychczas stopniu w 1977 r. w czasie lotu w sąsiedztwo Jow isza i Satur­ na. W końcu lat siedem dziesiątych planuje się wprowadzenie zespołów napędowych typu Titan/Centaur/SEP (solar-electric propulsion).

Ze względu na duże wymagania energetyczne, loty w sąsiedztwo Merkurego mogły' się zacząć dopiero m isją Mariner/Wenus/Merkury (MVM) w październiku 1973 r. Misja ta ma na celu m .in. uzyskanie z bliska obrazów powierzchni Merkurego, wy­ znaczenie jego tem peratury powierzchniowej, składu atm osfery i struktury fizycznej jego bezpośredniego otoczenia. Przechodząc koło Wenus stacja ta m iała zadanie zbadania struktury i składu wenusjańskich chmur oraz ewentualne dokonanie zdjęć powierzchni lej planety. Została ona też w ykorzystana do badania kom ety Kohoutka.

Istnieją silne argumenty przemawiające za tym , że badanie z jednej strony bardzo grubej i gęstej atm osfery Wenus, a z drugiej bardzo rzadkiej i cieńkiej atm osfery

Badania ciat układu planetarnego 167

M ARINER JUPITER/SATURN 1977 MISSION

IM A G ES A TM O S P H ER ES COMPOSITE . S TR U C TU R E

E

ROLOGY A N C E S P H ER E TR A PPED R ADIATIO N RADIO EM IS S IO N BODY CHAR ACTER ISTIC S ASTEROIDS IN T E R P LA N E T A R Y ' M AGNETIC FIE LD S PLA S M A COSMIC R A YS D U S T/M ETEO R O IO S A STEROIDS S A T E L LIT E S RINGS 1 SURFACE STRU CTU RE COM POSITIONS' M A S S /S IZE /S H A P E

A TM O S P H ER ES M AGNETIC FIELD S

SATURN

R ys. 7. Planow ana na rok 1 9 7 7 w ypraw a statku Mariner w sąsied ztw o Jow isza i Saturna (ze w zględ ów tech n iczn y ch angielskie napisy na rysunku nie są tłu m a czo n e)

Marsa pozwoli nam na lepsze poznanie procesów zachodzących w ziemskiej atm o­ sferze i jej dynamiki, a w szczególności na lepsze przewidywanie reakcji atmosfe­ ry ziemskiej na zmieniające się warunki na jej powierzchni. Planuje się badanie ni­ skich warstw atmosfery Wenus za pom ocą stacji typu Pionier (1977 r.) oraz wysokich warstw atmosfery za pom ocą stacji orbitujących wokół tej planety. Mars będzie nato­ miast miejscem dwukrotnego w tym dziesięcioleciu lądowania próbników typu Viking, w 1975 r. i w 1979 r. Lądowania na Wenus Amerykanie nie przewidują wcześniej, jak w końcu lat osiemdziesiątych. Przedtem chcą przygotować dokładną radarow ą mapę powierzchni tej planety na podstawie obserwacji naziemnych za pom ocą radiotele­ skopu w Arecibo (Puerto Rico) i sztucznego satelity Wenus. Sprowadzenie na Ziemię próbki materiału powierzchni Marsa jest planowane na rok 1984.

Podkreślaliśmy już na poprzednich stronach „egzotyczny” charakter planet wiel­ kich. Stanowią one zatem niezwykle interesujący przedm iot bezpośredniej naukowej eksploracji. Ale z drugiej strony dotychczas tylko Jowisz jest na granicy zasięgu zespołu napędowego Atlas/Centaur, a ponadto znaczna odległość tych planet od Słońca wyklucza korzystanie z energii baterii słonecznych. Pionier 10 i 11 są pierw­ szymi, stosunkowo tanimi (pod względem kosztó-w budowy i zużycia energii) próbni­ kami, których głównym celem jest dostarczenie informacji o jowiszowej magneto- sferze. Planetologiczny program tych badań Jowisza i planet wielkich rozpocznie się

168 C. Iw aniszew ska, A . W oszczyk

misją Mariner/Jowisz/Saturn w 1977 r., która wykorzystując zespół napadowy Ti­ ta n /Centaur i konfigurację tych planet dotrze w sąsiedztwo Saturna. Celem tego eksperym entu będzie uzyskanie obrazów zewnętrznych warstw Jowisza i Saturna we wszystkich zakresach spektralnych oraz fizycznych parametrów ich najbliższego otocze­ nia. Spodziewane jest też przebadanie pierścieni Saturna i jego największego satelity Tytana.

W 1979 r. podobny pojazd będzie użyty do lotu w sąsiedztwo Urana, a może nawet starczy mu energii na osiągnięcie Neptuna. Następne loty w sąsiedztwo tych odległych członków słonecznej rodziny będą zależały od wyników tych dwóch misji. Badanie atm osfer planet wymaga znacznie mniejszego ładunku użytecznego, zatem próbniki atmosferyczne tego typu co Pioniery do badań atmosfery Wenus, będą skierowane do Saturna w 1979 r. i do Urana w 1980 r.

Wydaje się, że materia asteroid i kom et pozostaje dotychczas w stanie nie zmienio­ nym od początku swego uformowania. Mielibyśmy więc w tych obiektach niezwykle ważnego świadka wczesnych etapów istnienia naszego Układu Planetarnego i może nawet klucz do poznania procesów formowania się tego systemu. Toteż wysłanie próbników kosmicznych w sąsiedztwo tych obiektów , lub też na spotkanie z nimi, byłoby niezwykle cenne. Po raz pierwszy skorzystano z pojazdu międzyplanetarnego do obserwacji kom ety 1973 f . Były to wspomniane już obserwacje z pokładu Mariner/We- nus/M erkury w styczniu 1974 r. oraz projektow ane pomiary tej kom ety przez Pioniera 8. Obserwacje te stanowią tylko wykorzystanie nadarzającej się okazji i aparatury po­ jazdów, które już były w drodze do swego celu. Natom iast loty pojazdów kosmicz­ nych, których celem będą kom ety, mają rozpocząć się w 1980 r. lotem w pobliże komety Enckego. Następnym etapem byłby lo t na spotkanie tej kom ety i ew entual­ ne przejście próbnika przez jej ogon w 1984 r. Najsłynniejsza z kom et, kom eta Halleya, będzie tylko przedm iotem przelotu pojazdu z szybkością 55 km-s"1 w jej sąsiedztwie — nie widzi się bowiem obecnie możliwości technicznych wysłania próbnika kosmicznego na spotkanie z tym obiektem.

*

* *

Jak widzimy z powyższego pobieżnego przeglądu, obecne badania Systemu Planetar­ nego postępują z niezwykłym rozmachem. Stwierdził to zresztą prof. T. O w e n podsu­ mowując toruńskie obrady. Każdy niemal dzień przynosi nowe i Ważkie dane uzyski­ wane za pom ocą wielu skom plikowanych urządzeń, a zwłaszcza pojazdów kosmicz­ nych. W 500 rocznicę urodzin Mikołaja Kopernika, toruńskie Sympozjum podsum o­ wało ich stan i dało stymulujące impulsy nowych badań. Przewodniczący Sympozjum prof. P. S w i n g s proponuje urządzać okresowo w Toruniu podobne sympozja noszą­ ce imię Kopernika.

Obok treści naukowych, każdemu z polskich sympozjów kopernikowskich tow arzy­ szyły zespoły imprez kulturalnych i turystycznych. 0 tym jak w całości chyba Nadzwyczajnego Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej polski wysiłek orga­ nizacyjny został przyjęty przez uczestników, niech świadczy fragment listu jaki

otrzy-Badania ciat układu planetarnego

₁₆₉

maliśmy w Toruniu od prof. A. D o l l f u s a z Obserwatorium Paryskiego: les participants ont beaucoup apprecie la valeur du colloque et la qualite de 1’organisation. Ce qui m a paru e'galement tres rem arquable, c ’est 1’ensemble des activites culturelles qui ont accompagne' nos sćances, et qui ont fait apprecier a quel point la Pologne a su etre, depuis le Moyen-Age, le pays des arts, des sciences, des lettres et de la culture” ( „ . . . uczestnicy w ysoko oceniali wartość sym pozjum i jak o ść organizacji. To, co mnie wydało się szczególnie znamienne, to ogól imprez kulturalnych, które towarzyszyły naszym obradom , a które pozwoliły ocenić, w jakim stopniu Polska była, od czasów średniowiecza, krajem sztuki, nauki, literatury i kultury” ).

—

---.

. ■

/

.. iK N f t ■ . , ■

ARTYKUŁY

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1974). Zeszyt 3

SYNTEZA KRZYWYCH JASNOŚCI PÓŁROZDZIELONYCH UKŁADÓW PODWÓJNYCH

Część I

I Z O L D P U S T Y L N I K

Zakład Fizyki'i Astronomii AN Estońskiej RSR (Tartu, ZSRR)

CMHTE3 KPMBbIX BJ1ECKA HOJiyPA3flEJIEHHbIX /JBOHIibIX C14CTEM

HaCTb I

M. r i y C T b l J I b H M K

C o A e p K a H M e

06cy>KAeHbi ocoBeHHocTii MeTOfla CMHTe3a KpuBbix 6jiecK a TecHbix abomhhx

cucTeM npw Uomoium nocTpoeHMH Moflejieił a rrMOC(|)ep u M3Jio>KeHbi HeKOTOpbie pe3yjibTaTbi e r o npHMeHeHMJi k HecKOJibKWM rro.nypa3AejieHHbiM CMCTeMaM.

SYNTHESIS OF LIGHT CURVES OF SEMI-DETACHED BINARY STARS

Part I

S u m m a r y

The peculiarities of a method of synthesizing light curves o f close binaries with the aid o f the model atmosphere approach are discussed and some results o f its application to several semi-detached systems are given.

1. WSTĘP

W prawie stuletniej historii systematycznych badań gwiazd zaćmieniowych oraz spektroskopowo-podwójnych można wyodrębnić kilka wydarzeń krytycznych, które w sposób decydujący wpłynęły na dalszy rozwój poszukiwań w tej dziedzinie. Do naj­ ważniejszych z nich można zaliczyć następujące:

172 I. Pustylnik

1) stworzenie klasycznej teorii wyznaczenia elementów orbity fotometrycznej oraz spektroskopowej (ok. 1910 r.),

2) wykrycie strumieni gazowych w ciasnych układach podwójnych (w latach czter­ dziestych),

3) dokładne badania geometrii powierzchni Roche’a oraz stworzenie zasadniczej klasyfikacji ciasnych układów podwójnych — układy rozdzielone, półrozdzielone oraz kontaktowe (w latach pięćdziesiątych),

4) odkrycie podwójności gwiazd nowych oraz nowopodobnych (również w latach pięćdziesiątych),

5) obliczenia ewolucyjne ciasnych układów podwójnych i w szczególności wyjaśnie­ nie procesu „zamiany roli” (początek lat sześćdziesiątych),

6) zastosowanie metody modeli atmosfer oraz obliczenia budowy otoczek konwek- tywnych w celu konstruowania krzywych jasności ciasnych układów podwójnych (w końcu lat sześćdziesiątych),

7) odkrycie obiektów relatywistycznych (pulsary, czarne doły) wchodzących w skład ciasnych układów podwójnych (1967—1972).

Zaproponowany tu schemat chronologiczny jest dość umowny, obejmuje on tylko tę część badań, która jest stosunkowo ściśle związana z wytłumaczeniem danych obserwacyjnych. Niemniej, zdaniem autora, przedstawia on względnie dobry obraz dynamiki rozwoju poszukiwań w tej dziedzinie, w szczególności w ciągu ostatnich 1 0 -1 5 lat.

Na tle tych wydarzeń metody wyznaczenia podstawowych parametrów fizycznych oraz geometrycznych ciasnych układów podwójnych jeszcze do niedawna nie ulegały drastycznym zmianom od czasu ich stworzenia na początku stulecia. Dopiero w końcu lat sześćdziesiątych sytuacja zmieniła się gwałtownie.

W tym artykule postaramy się przedstawić krótki przegląd ważniejszych wyników zastosowania metody modeli atmosfer w celu konstruowania krzywych jasności ciasnych układów podwójnych. Ponieważ w ostatnim czasie został wydrukowany bardzo komplet­ ny artykuł R u c i ń s k i e g o (1972) dotyczący modeli gwiazd typu W UMa, powtórne poruszanie tego tematu byłoby zbędne.

W pierwszej części niniejszego artykułu będzie mowa o syntezie krzywych jasności układów półrozdzielonych. W części drugiej, nieco odrębnej, która odzwierciedla w du­ żym stopniu subiektywne podejście autora, będziemy zajmowali się omówieniem kwestii stosowalnóści twierdzenia von Zeipela do atmosfer gwiazd szybko rotujących.

2. PIERWSZE MODELE KRZYWYCH JASNOŚCI

Pomysł zastosowania metody modeli atmosfer w celu rozwiązania krzywych jasności gwiazd zaćmieniowych z grubsza można odczytać już w pracy S o b i e s k i e g o (1965), poświęconej wytłumaczeniu monochromatycznego efektu odbicia światła w układach typu Algola. S o b i e s k i po raz pierwszy zastosował podział powierzchni gwiazdy na strefy czy pasy oraz zsumował, przy wyznaczeniu amplitudy efektu odbicia, jasności poszczególnych stref, uwzględniając przy tym różnice oświetlenia oraz orienta­ cję odnos'nie do obserwatora. Przy takim postępowaniu rektyfikacja wydawała się już

Synteza krzywych jasności, I ₁₇₃

anachronizmem i wystarczało zrobić tylko jeden krok, aby w pebii wykorzystać zalety metody modeli atmosfer gwiazdowych przy konstruowaniu krzywych jasności gwiazd podwójnych. Ten decydujący krok został podjęty w szeregu artykułów R u c i ń s k i e g o (1969a, 1969b, 1969c, 1970). R u c i ń s k i po raz pierwszy zbadał ilościowo efekty zmiany jasności asymetrycznego składnika gwiazdy podwójnej, korzy­ stając przy tym z wyników teorii gwiazd politropowych Chandrasekahra oraz Sterne‘a. Wspomniana teoria pozwala wyznaczyć zmiany przyspieszenia grawitacyjnego oraz deformacje figury gwiazdy, zakładając, że indeks politropowy oraz stosunek masy składników q są znane. Indeks politropowy pokazuje, w jakim stopniu materia jest skupiona ku środkowi gwiazdy. Oczywiście wielkość ta w ogólnym przypadku nie może być znaleziona wprost z danych obserwacyjnych. Jednak w przypadku gwiazd z dobrze zbadanym ruchem apsydalnym wartość jej można oszacować z niezłą dokładnością. A więc przy znanym q kształt gwiazdy oraz rozkład przyspieszenia grawitacyjnego na jej powierzchni można uważać za znane z dostateczną dokładnością. Zadając wiel­ kość lokalnej temperatury efektywnej w jakimś punkcie oraz korzystając z twierdzenia von Zeipela, można również wyznaczyć efektywną temperaturę w każdym punkcie po­ wierzchni gwiazdy. Następnie powierzchnię gwiazdy dzieli się na dostatecznie dużą liczbę stref. W obrębie każdej strefy parametry i ge^ są uważane za stałe, odpowiadające znaczeniu tych parametrów w środku strefy. Dla odnalezienia pełnej jasności gwiazdy w kierunku obserwator-gwiazda trzeba zsumować przyczynek wszystkich stref, które są „widoczne” przez obserwatora w rozważanym momencie. Ażeby znaleźć natęże­ nie promieniowania wychodzącego ze środka strefy, trzeba znać wartości funkcji źródłowej na różnych głębokościach optycznych. Wielkość funkcji źródłowej jest znana dzięki obliczeniu modeli atmosfer gwiazd pojedynczych o tej temperaturze oraz przyspieszeniu grawitacyjnym.

Tak więc R u c i ń s k i wyznaczył w sposób numeryczny jasność gwiazdy o kształ­ cie asferycznym w zależności od stosunku masy składników, wielkości indeksu poli- tropowego oraz orientacji układu odnośnie do obserwatora. Obliczona jasność została podana w postaci szeregu:

4

L = Cn cos nP, (1)

n=0

gdzie P jest fazą orbitalną, natomiast wyliczone współczynniki Cn można bezpośrednio porównać z danymi obserwacyjnymi gwiazd zaćmieniowych. Jak dotąd godne większe­ go zaufania są wyniki obliczenia modeli atmosfer gwiazd wczesnych typów widmowych (w pracy R u c i ń s k i e g o (1969a) są wykorzystane dane obliczeń M i h a 1 a s a). Z dru­ giej strony trzeba odnotować, że teoria gwiazd politropowych Chandrasekhara może być zastosowana, gdy deformacje są niewielkie, czy w skrajnym przypadku umiarko­ wane. Dlatego wyniki obliczeń można było porównać z wynikami obserwacji roz­ dzielonych, czy półrozdzielonych, układów podwójnych ze składnikami wczesnych typów widmowych. Zestawienie wyników obliczeń modelowych z danymi obserwacyj­ nymi oraz porównanie z przewidywaniami klasycznej teorii Russella oraz Merrilla pro­ wadzi do następujących wniosków. Okazało się, po pierwsze, że zmiany jasności

174

I. Pusty In ik

spowodowane przez asymetrycznosc gwiazdy są mato znaczące. Co prawda mogą one zniekształcać to, co w teorii klasycznej traktuje się jako efekt odbicia. Wyniki obliczeń s'wiadczą również o tym , że istnieje dobra zgodność pomiędzy wielkos'cią współczynnika C2 w przypadku figury asymetrycznej oraz elipsoidy trójosiowej. Porównanie z obserwowanymi krzywymi jasnos'ci układów rozdzielonych pokazało, że m etodyka R u c i ń s k i e g o prowadzi do całkiem rozsądnych wyników. Natomiast w przypadku układów półrozdzielonych model z małą deform acją zawodzi, nie będąc w stanie wytłumaczyć obserwowanych dużych zmian jasności.

0 ile w omawianej pracy R u c i ń s k i zademonstrował możliwości modelowego podejścia do zagadnienia rozwiązania krzywych jasności ciasnych układów podwój­ nych, to w następnym artykule (R u c i ń s k i 1 9 6 % ) pokazał, że takie podejście jest konieczne w celu uwzględnienia efektu odbicia w należyty sposób. Rzeczywiście, od czasu pionierskich prac E d d i n g t o n a oraz M i 1 n e ’ a uważało się za rzecz natural­ ną, że dzięki istnieniu równowagi promienistej bolom etryczne albedo gwiazdy dokład­ nie jest równe jasności. Dlatego zadanie zawsze traktow ano addytywnie, innymi słowy: pola własnego promieniowania gwiazdy oraz promieniowania padającego z zewnątrz dodawano do siebie. R u c i ń s k i jednak stwierdził, że strumień oświetlający wywo­ łuje pow ażną przebudowę strefy konwektywnej oświetlanej gwiazdy, w wyniku czego własny strum ień promieniowania gwiazdy ulega znacznemu zmniejszeniu w porów na­ niu z gwiazdą pojedynczą. Przy tym okazuje się, że korelacja pomiędzy zmianą własnego strumienia promieniowania oraz strumieniem oświetlającym jest bardzo sil­ na, tak że w wyniku albedo bolom etryczne wynosi zaledwie 0,4—0,5. A więc należyte uwzględnienie efektu odbicia przez gwiazdę mającą konw ektyw ną strefę jest możliwe tylko na podstawie obliczenia modeli otoczek. Co prawda pewność ilościowych wyni­ ków otrzym anych przez R u c i ń s k i e g o musi zależeć od wykorzystanych wielkości strumienia oświetlającego, która w artykule R u c i ń s k i e g o , niestety, nie została po­ dana. Sprawa polega na tym , że w przypadku większości gwiazd typu Algol a strum ie­ nie promieniowania własnego oraz oświetlające są podobnego rzędu wielkości. W takim razie m etoda perturbacyjna zastosowana przez R u c i ń s k i e g o może okazać się po­ wolnie zbieżna. Jednak można spodziewać się, że otrzym ane przez niego wyniki mogą służyć jako co najmniej dobre pierwsze przybliżenia.

3. SYNTEZA KRZYWYCH JASNOŚCI

W dalszym ciągu praca rozpoczęta przez R u c i ń s k i e g o została zastosowana do całkowitej syntezy krzywych jasności gwiazd zaćmieniowych przez kilka grup badaczy amerykańskich oraz kanadyjskich. O ile można sądzić z opublikowanych dotychczas materiałów, zagadnieniem syntezy krzywych jasności zajmują się H i l l oraz H u t ­ c h i n g s w Kanadzie, W i l s o n oraz D e v i n n e y ,' a także W o o d w Stanach Zjed­ noczonych. Metoda syntezy krzywych jasności była również skutecznie zastosowana przez M o c h n a c k i e g o oraz D o u g h t y ’ e g o (Nowa Zelandia) w celu rozwiąza­ nia krzywych jasności gwiazd typu W UMa. Jednak problem wykracza już poza ramy tego artykułu. Jak dotąd tylko H i l l oraz H u t c h i n g s opublikowali dokładne wyni­ ki syntezy krzywych jasności niektórych półrozdzielonych układów podwójnych. Inni

Synteza krzywych jasności, I ₁₇₅

autorzy ograniczyli się dotychczas do podania opisu swoich programów maszyno­ wych oraz zademonstrowali ich możliwości na paru przykładach. Dlatego w dalszym ciągu będziemy opierać się głównie na wynikach prac H i 11 a oraz H u t c h i n g s a (1970, 1971a, 1971b).

H i l l oraz H u t c h i n g s dokonali syntezy krzywych jasności półrozdzielonych układów podwójnych, w których przynajmniej jeden ze składników jest gwiazdą wczesnego typu widmowego. Początkowo zakładali oni, że składnik główny ma kształt sferyczny, figura składnika wtórnego zaś została utożsamiona z jedną z po­ wierzchni Rochea. Przyjmowali również, iż oba składniki rotują dookoła osi obrotu synchronicznie z obiegiem orbitalnym oraz iż brak jest strumieni gazowych, pierścieni itp. Później program został udoskonalony w ten sposób, by wziąć pod uwagę w ra­ mach modelu Rochea również asferyczność kształtu składnika głównego. Efekt odbi­ cia został potraktowany w sposób klasyczny, tzn. że w odróżnieniu od wyników otrzymanych przez R u c i ń s k i e g o albedo bolometryczne było równe jedności. Wte­ dy sumaryczna funkcja źródłowa jest postaci:

T> = ( T) + S ^ o > e x P ( “ T^ o ) l ’ ( 2 )

gdzie funkcja źródłowa promieniowania własnego wg Chandrasekhara wyraża się wzorem:

S l

to = f J TJ

[ T

+

q ( T ) ] .

(3)

Tu T jest temperaturą efektywną składnika wtórnego, funkcja q(r) jest znana z teorii.

Wielkość 7T S jest strumieniem oświetlającym, T — średnią głębokością optyczną w wid­

mie ciągłym, natomiast arc cos /iQ — kątem padania promienia, który nadchodzi do składnika głównego. Odnotujmy, że wyrażenie (2)—(3) funkcji źródłowej otrzymuje się w uproszczonym przypadku atmosfery płasko-równoległej, która jest oświetlona od zewnątrz równoległą wiązką promieni. Realna sytuacja geometryczna efektu odbicia w ciasnym układzie podwójnym jest dość skomplikowana i oczywiście daleka od podobnego wyidealizowanego przypadku. Dlatego dokonano rozwiązania zagadnienia, rzec by można „na różnych poziomach przybliżenia” . Wyrażenie na funkcję źródłową odpowiada wypadkowi równoległej wiązki promieni, która nadchodzi od składnika głównego; przyjęto pewną średnią wartość kąta padania odpowiadającą przypadkowi punktowego źródła oświetlającego gwiazdę. Natomiast wielkość strumienia v S jest wyliczona z należytą ścisłością, tzn. z uwzględnieniem rozmiarów oraz separacji składników. Zadanie to nie przedstawia żadnych trudności, gdy źródło oświetlenia (składnik główny) jest widoczne w całości z powierzchni towarzysza. Gdy jednak składnik główny zaczyna częściowo znikać za horyzontem w danym miejscu na po­ wierzchni składnika wtórnego, wtedy trzeba najpierw wyznaczyć pozycję środka widzial­ nej części powierzchni, a więc wielkość nQ. Zagadnieniem tym zajmował się przed­ tem N a p i e r (1968). Zaproponowane przez niego wzory wykorzystali w swoich pracach H i l l oraz H u t c h i n g s . Efekt odbicia promieniowania składnika wtórnego przez składnik główny nie był brany pod uwagę.

176 I. Puttylnik

Zmiany jasności spowodowane przez wzajemne zaćmienia składników były obliczo­ ne na drodze czysto numerycznej. W celu osiągnięcia dostatecznej dokładności przy wyliczeniu jasności składników w obrębie zaćmień okazało się konieczne podzielenie powierzchni składnika głównego oraz wtórnego odpowiednio na 1900 i na 500 stref płasko-równoległych. Przy zsumowaniu jasności poszczególnych stref trzeba za każdym razem sprawdzić, czy kąt pomiędzy zewnętrzną normalną do powierzchni gwiazdy oraz kierunkiem obserwator-gwiazda nie przekracza 90°, innymi słowy czy rozważana strefa jest widzialna w danym momencie. W obrębie zaćmień należy również przekonać się o tym, czy środek strefy nie ulega zakryciu przez towarzysza. Dla ułatwienia proce­ dury trzeba wyliczać, zachowywać w pamięci maszyny obliczeniowej oraz porówny­ wać ze sobą w razie potrzeby wielkość rzutów promienia obu składników na sferę niebieską.

Natężenie promieniowania w środku każdej strefy można obliczyć za pomo­ cą wzoru:

OO

/„(0, M) = / Bv( T ) exp

( -

kJ k ■ T / n )d (kJ k-tIu) .

(4)

Tu k^/k jest stosunkiem monochromatycznego oraz średniego współczynników absorb- cji, BV(T) — funkcją źródłową, arc cos n — kątem pomiędzy zewnętrzną normalną oraz kierunkiem obserwator-gwiazda.

Rozkład temperatury T

(

t

)

w głębokościach optycznych łatwo znajdujemy, znając

wartości funkcji źródłowej ze wzoru (2). Oczywiście natężenie promieniowania musi w silnym stopniu zależeć, przez wielkość /i, od położenia rozważanego punktu na powierzchni gwiazdy oraz od orientacji względem obserwatora. Z drugiej strony na­ tężenie promieniowania w dużym stopniu zależy również od rozkładu temperatury względem głębokości optycznej, który z kolei jest wyznaczony przez cały komplet parametrów modelu, tzn. efektywnych temperatur składników, ich rozmiarów oraz wzajemnej odległości. Duży wpływ na obserwowane widmowe, czy fotometryczne cechy składników mają również osobliwości rozkładu jasności, czyli temperatury na powierzchni gwiazdy. Temperaturę w rozważanym punkcie na powierzchni gwiazdy można obliczyć wg wzoru:

T m T & (5)

gdzie znaczenia powierzchniowej temperatury TQ oraz efektywnego przyspieszenia grawitacyjnego zwykle ustalono na biegunie. Wykładnik potęgi 0 równy jest 0,25 w przypadku atmosfery gwiazdy, w której zachowuje się warunek równowagi promieni­ stej, jak wynika z twierdzenia von Zeipela. Można oczekiwać spełnienia tego warun­ ku w zewnętrznych warstwach składników głównych gwiazd wczesnych typów. Nato­ miast w przypadku składników wtórnych, późnych czy też pośrednich typów widmo­ wych, dzięki posiadaniu otoczek konwektywnych, wielkość (i — jak ustalił L u c y (1967) — jest znacznie mniejsza, ok. 0,08.

Synteza krzyw ych jasności, 1

₁₇₇

V ramach zastosowanego przez H i 11 a oraz H u t c h i n g s a modelu musimy usta­ lić znaczenie następnych parametrów, aby umożliwić syntezę krzywej jasności gwiazdy podwójnej: r , y i , Tg^ — efektywne temperatury składników na biegunie, promienie biegunowe — R}q , R ^ , kąt nachylenia płaszczyzny orbity do sfery niebieskiej oraz stosunek masy q. Jako dodatkowe niewiadome mogą służyć również wielkości j3 dla obu składników, odnośnie do których wiemy tylko, że są one zawarte w obrębie 0,08—0,25. Ściśle mówiąc, charakterystyki modelu zależą również od efektywnego przyspieszenia grawitacyjnego, które jednak w obliczeniach H i 11 a oraz H u t c h i n g - 8 a nie występuje bezpośrednio, lecz przez rozkład jasności na powierzchni oraz sto­ sunek K-Jk. Zresztą, obserwowalne parametry pola promieniowania w widmie ciągłym

z reguły są mało czułe na wielkości przyspieszenia grawitacyjnego.

Dotychczas mówiliśmy tylko o tym, w jaki sposób skonstruować modelową krzywą jasności układu pólrozdzielczego, posługując się gotowym kompletem parametrów modelu. Jednak niczego jeszcze nie powiedzieliśmy o tym, w jaki sposób należy po­ równywać szereg teoretycznych krzywych z krzywą obserwacyjną, żeby jednoznacznie odnaleźć podstawowe parametry fizyczne oraz geometryczne. Zagadnienie to wcale nie jest łatwe i jego rozwiązanie wydaje się niemożliwe bez poprzedniej odpowiedzi na takie pytania, jak:

1) o ile jest poprawne porównanie teoretycznych monochromatycznych krzywych jasności z szerokopasmową krzywą w układzie UBV,

2) czy musimy traktować obserwowane krzywe w różnych koloraęh jako zupełnie niezależne źródła informacji dotyczącej parametrów gwiazdy podwójnej, czy też można przeprowadzić analizę zmian jasności przy różnych długościach fali łącznie, aby uzyskać jedyne konsystentne rozwiązanie?

3) co jest kryterium jednoznaczności rozwiązania w warunkach, gdy realne obserwa­ cje nie są zupełnie dokładne, lecz obarczone błędami?

Wszystkie te poważne pytania są poruszane dość pobieżnie w szeregu artykułów H i 11 a oraz H u t c h i n g s a ; artykuły te można scharakteryzować jako czysto ek­ sperymentalne. Powrócimy nieco później do tego zagadnienia. A teraz, pamiętając o wypowiedzianych zastrzeżeniach, przejdźmy do streszczenia głównych wyników.

H i l l oraz H u t c h i n g s dokonali syntezy krzywych jasności sześciu układów półrozdzielonych /3 Per, RS Vul, AS Eri, X Tau, \p Ori oraz AO Cas. Wydaje się zupeł­ nie logiczne, iż pierwszym kandydatem do syntezy był Algol — prototyp całej klasy obiektów. Modele teoretyczne były porównywane z szerokopasmowymi fotoelektrycz- nymi krzywymi jasności w sześciu długościach fali w zakresie od 3500 A aż do 16 000 A. Ponadto istnieje pewna liczba kalibrowanych pomiarów rozkładu energii w widzialnej części widma ciągłego. Przy konstruowaniu modeli brano pod uwagę rów­ nież trzeci składnik. Aby wyjaśnić w pełni możliwości metody, autorzy umyślnie dobierali niepodobne do siebie układy podwójne. Tak więc z wcześniejszych rozwiązań fotometrycznych było wiadomo, że składnik główny układu X Tau na pewno nie ma kształtu sferycznego, natomiast w przypadku AS Eri składnik wtórny prawdopodobnie wypełnia krytyczną powierzchnię Roche’a. A w układzie RS Vul stosunek efektyw­ nej temperatury składników wynosi ok. 2,5—3,0, w wyniku czego mamy do czynie­ nia z dużym efektem odbicia. Za największe osiągnięcie trzeba uznać ustalenie za po­ mocą metody syntezy elementów orbity układów ip Ori oraz AO Cas, ponieważ metody