Postępy Astronomii nr 4/1967

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 XV — ZESZYT 4

196?

W A R S Z A W A • P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń 196?

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

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XV — ZESZYT 4

1967

W ARSZAW A • P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń 1967

Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa Adres Redakcji: Warszawa, PKiN, pok. 2313

W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIEJ AK ADEM II NAUK

Printed in Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1967

W id o m e t. N akład 466 + 134 eflt, Ark. m ^d. 8,25. Ark. druk. 7,75. Papier o ff let. kl. III, 80 H. 70 x 100. O dd ano do druku !9 . X. 1967 r. Druk ukoAczouo

io październiku 1967 r. 7.am. 369 . 0-8. Cena ?.! 10,~

Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162

PROGNOZA ROZWOJU ASTRONOMII W POLSCE DO ROKU 1985

J E R Z Y S T O D Ó Ł K I E W I C Z

nP0rH03 PA3BMTMH ACTPOHOMMM B riOJlbWE AO

1985

rO/JA

E ) K H C T O f l y j I K e B M M

C o f l e p u c a H H e

H a c T o u m a a CTaTbH HaxoflHTCH b c b h3m c A ncK yccH eft b c p e fle Ac t p o h o m h-

MecKoro KoMwreTa riojibCKoii AKafleMHM Hayn.

PROGNOSES OF THE DEVELOPMENT OF THE ASTRONOMY IN POLAND T IL L 1985

I

A b s t r a c t

The article arose as the result of the discussion in the Committee of Astrono­ my of the Polish Academy of Sciences.

Astronomia jest jedną z najstarszych nauk przyrodniczych, a od chwili swe­ go powstania stanowiła bazę dla rozwoju szeregu żywotnych dla gospodarki dziedzin, takich jak miernictwo, nawigacja, czy służba czasu. Jednak obok za­ dań utylitarnych stawiała ona sobie zawsze cele poznawcze,a powstając w okre­ sie, gdy metody matematyczne i badania fizyczne znajdowały się dopiero w za­ lążku, musiała stwarzać swe własne metody badawcze, które niekiedy dopie­ ro po wiekach znajdowały rozwinięcie w postaci skończonych teorii matema­ tycznych lub były adaptowane przez inne nauki.

Podstawową metodą badań w astronomii jest obserwacja, stanowiąca do chw ili obecnej prawie jedyne źródło informacji o obiektach astronomicznych.

Jednak możność śle d zen ia w w ielu przypadkach dużej liczby analogicznych obiektów znajdujących s ię w bardzo zbliżonych — je ś l i nie identycznych — warunkach zapewnia ogólność wyników osiąganych dzięki obserwacjom astro ­ nomicznym, a bogactwo form, w których w ystępuje obserwowana materia zapew­ nia astronomowi zdobycie tego, co eksperymentator, ograniczony aktualnym i możliw ościam i technicznym i, musi sam sztuczn ie wytworzyć w laboratorium — możność badania in teresu jącego procesu w zale żn o śc i od zm ieniających s ię w bardzo szerokich granicach warunków determinujących jeg o przebieg. Co w ię ce j, wielu istniejących w przyrodzie procesów nie można odtworzyć w la ­

boratorium ze względu na konieczność istn ien ia wyjątkowych warunków, ta­ kich jak ekstremalne w artości temperatury lub g ę s to śc i m aterii, duża m asa lub duża ilo ść energii. J e s t to powodem faktu, że w chwili obecnej jedynie badania astronomiczne um ożliw iają testow anie nowo formułowanych praw i teo­ rii w pełnym zakresie warunków w ystępujących w przyrodzie. W ostatnich la­ tach jesteśm y świadkami narodzin także astronom ii eksperym entalnej. Do­ św iadczenia prowadzone za pomocą rakiet i pojazdów kosm icznych w prze­ strzeni m iędzyplanetarnej, powstawanie laboratoriów astrofizyczn ych , w któ­ rych dośw iadczalnie modeluje s ię przebiegi prostych procesów astronom icz­ nych, stan ow ią zapewne dopiero zw iastun szerok iego stosow an ia ekspery­ mentu w astronom ii. Ale wyniki obserw acji były zaw sze dla astronomów jedy­ nie podstaw ą dla stw orzenia cało ścio w ego (zarówno jak o ściow ego, jak i ilo ś ­ ciowego) opisu badanego z ja w isk a. Tworząc pracujące modele ruchu c ia ł Układu Słonecznego, po raz pierwszy w nauce astronomowie za sto so w ali me­ todę modelowania. Metoda ta , ostatnio rozwinięta dzięki matematycznym ma­ szynom elektronowym, umożliwiła prowadzenie sw o iste go rodzaju „teo rety cz­ nych eksperymentów” .

Charakterystyczną cechą rozwoju nauki w ostatnich d z ie się c io le c ia c h było pojawienie s ię tematyki le ż ą c e j na pograniczu poszczególnych dziedzin, sk u p iając ej sp ecjalistó w kilku różnych nauk pokrewnych. Ta tendencja z a ­ znaczyła s ię także w astronom ii: powstały szerokie obszary wspólnie penetro­ wane przez fizyków i astronomów, n a stąp ił skokowy w prost rozwój badań geo­ fizycznych, stanow iących z w łaszc za w odniesieniu do górnych warstw atmos­ fery i m agnetosfery Ziemi oraz o ta czając eg o j ą ośrodka m iędzyplanetarnego przedmiot zainteresow ania astronomów. Na skutek rozwoju specyficzn ych tech­ nik obserwacyjnych w y k ształciła s ię kadra instrum entalistów radioastrono­ mów o w ysokich kw alifikacjach w dziedzinie elektroniki oraz tele- i radiokomu­ n ik acji. Podobnie badania kosm iczne i astronautyka s ą wynikiem wspólnego d ziałan ia przedstaw icieli licznych działów techniki i nauki. N ależy przewi­ dywać, że te zw iązki będą w p rzy szłości je s z c z e bardziej żyw e, a planując rozwój astronom ii w P o lsce nie możemy na w stępie nie podkreślić koniecznoś­ ci w zięcia pod uwagę tego faktu, zarówno przewidując k ształcen ie kadr, jak i planując tematykę prowadzonych badań.

Prognoza rozwoju astronomii w P o lsce do roku 1985

217

1. PERSPEKTYW Y ROZWOJU ASTRONOMII NA SWIECIE

Skala lat dw udziestu je s t na tyle długa, a rozwój technik obserwacyjnych na tyle szy b k i, że nie sp o só b w chwili obecnej przew idzieć najbardziej rewe­ lacyjnych odkryć astronom icznych, które zadecydują o rozwoju nowych kie­ runków badaw czych, a nawet doprowadzić mogą do wykrycia zupełnie nowych, fundamentalnych zjaw isk przyrody. Niemniej w oparciu o .zn ajo m o ść tendencji rozwojowych astronom ii w ciągu lat ubiegłych oraz biorąc pod uwagę je j stan obecny można pokusić s ię o podkreślenie tych praw idłow ości, które zapewne także w p rzy szło ści determinować będą kierunki i tempo rozwoju po szczegó l­ nych działów astronom ii.

Praw idłowościam i tymi w ydają się być: 1) w dziedzinie obserw acji:

a) dążenie do ob jęcia obserw acjam i całego widma promieniowania elek ­ tromagnetycznego i korpuskularnego;

b) w ynikający stąd rozwój nowych technik obserw acyjnych (m. in. do badań pozaatm osferycznych i radioastronom icznych);

c) doskonalenie istn iejący ch typów przyrządów przez zw iększenie ich czu ło śc i i zdolności ro zd zie lc zej oraz lep sze wykorzystanie przez u m ieszcza­

nie ich w dobrych warunkach klimatycznych; 2) w dziedzinie teorii:

a) tendencja do tworzenia i testow ania na podstawie obserw acji s p ó j­ nych modeli podstawowych zjaw isk i obiektów astronom icznych,przede w sz y st­

kim modeli ew olucji gw iazd, galaktyk i modeli kosm ologicznych;

b) wzajemne przenikanie s ię poszczególnych dyscyplin i metod a stro ­ nomicznych przy próbach interpretacji zjaw isk złożonych oraz równoczesne występowanie tendencji do daleko posuniętej s p e c ja liz a c ji, a nawet se p a ra ­ c ji od innych d ziedzin , przy analitycznym opracowaniu w yidealizowanych pro­

cesów astronom icznych;

c) wprowadzenie i szerokie w ykorzystanie elektronowych maszyn ma­ tematycznych do obliczeń astronom icznych;

3) w dziedzinie organ izacji pracy i obserwatoriów:

a) wprowadzenie autom atyzacji w gromadzeniu i przekazywaniu infor­ m acji;

b) powoływanie grup sp ecjalistó w różnych dziedzin dla rozwiązywania określonych problemów;

c) rozszerzenie kontaktów międzynarodowych.

Nie dyskutując punktu 3 ), który formułuje tendencje charakterystyczne nie tylko dla astronom ii, podamy tylko kilka uwag odnoszących s ię do punk­

tów 1) i 2).

P ocząw szy od pierw szej historycznie obserw acji radiow ej — wykrycia synchrotronowego promieniowania jądra G alaktyki — badania radioastronom

icz-ne dały już wiele informacji nie osiągalnych innymi metodami oraz sta le do­ s ta r c z a ją wielu uzupełniających wyjiików dla nauk pokrewnych (fizyka promie­ ni kosm icznych, geofizyka i astronautyka). B adan ia te dostarczyły podstawo­ wych danych o budowie atm osfer Słońca i planet, rozm ieszczeniu i ruchu ma­ terii m iędzygwiazdowej, polach magnetycznych w G alak tyce, widmie energetycz­ nym elektronowej składow ej promieniowania kosm icznego oraz doprowadziły do wykrycia radioźródeł pozagalaktycznych. Do n ajbardziej spektakularnych i w p rzy szło ści być może najpłodniejszych w konsekwencje kosm ologiczne n ależało odkrycie kwazarów (gwiazdopodobnych radioźródeł), prawdopodob­ nie n ajod leglejszych obserwowanych obiektów W szechśw iata. W najbliższych kilkunastu latach nastąpi zapewne d alsze rozszerzenie obserwowanego zakre­ su widma promieniowania radiow ego, szczeg ó ln ie na falach dłu ższy ch , zarów­ no z orbitalnych jak i z księżycow ych radioteleskopów .

D ośw iadczenie, jak ie dała nam radioastronom ia; uczy, że każde ro z sz e ­ rzenie ,,ok n a” odbioru w widmie fa l elektrom agnetycznych w nosi zupełnie no­ we, niespodziewane wiadom ości o W szechśw iecie. Ju ż teraz jesteśm y św iad­ kami olbrzymich inw estycji w obserw acje pozaatm osferyczne z d a ls z ą per­ spektyw ą ich skokowego rozwoju w całym zak resie widma elektrom agnetycz­ nego i szybkich c z ą ste k . R ew elacyjność dotychczasow ych odkryć w zak resie promieniowania ultrafioletow ego, X i )f z jednej strony i fal mikronowych z dru­ g ie j, w sk azu je, że n ajb liższe dw udziestolecie obfitować będzie w trudne do wyobrażenia sob ie teraz odkrycia.

Pomimo gwałtownego rozwoju obserw acji pozaatm osferycznych, astronom ia oparta o obserw acje naziem ne, tzn. w zakresie fa l 3000

A

< A < 1 n , będzie je s z c z e przez w iele lat d ostarczać w ię k szo ści inform acji obserw acyjnych, zw ła­ s z c z a dla obiektów słaby ch . N ależy się tu spodziew ać znacznego ro z sz e rz e ­ nia badań w b lisk ie j podczerwieni oraz w oknach atm osferycznych w cfale- kiej podcz3rwieni, w których to przedziałach widma z powodu trudności tech­ nicznych sz e rsz e badania podjęto dopiero w ostatnim d z ie się c io le c iu .

Zapewnienie pełnego w yposażenia technicznego gw arantującego utrzyma­ nie się w św iatow ej czołówce i prowadzenie prac pionierskich we w szystkich tych dziedzinach zd aje się już w chwili obecnej być zbyt wielkim o b ciąże ­ niem dla pojedynczych, nawet wysoce rozw iniętych państw. Z tego powodu należy się spodziew ać szero k iej kooperacji grup państw podejmujących w spól­ ną tem atykę, nie tylko w powszechnie uznanej jak o n ajd roższa dziedzinie badań kosm icznych, lecz także w obserw acjach naziemnych. Ta tendencja zazn aczy ła s ię już obecnie i tak np. państwa Europy Zachodniej budują w spól­ ne obserwatorium w Chile z najw iększym teleskopem o średnicy 3 ,5 m .Ten­ dencji tej tow arzyszy dążenie do starannego wyboru m ie jsca budowy nowych obserwatoriów, nawet poza granicam i kraju m acierzystego. Przykładem je s t tu d e cy zja ustaw ienia przez USA kilku dużych teleskopów w dobrych warun­ kach klimatycznych na południowej półkuli (mniej w yeksploatow anej

obserwa-I

Prognoza rozwoju astronomii w P o lsc e do roku 1985

219

c y jn ie ). Nie o z n a c z a to jed n ak n ie is tn ie n ia k o n ie c z n o śc i p o siad an ia przez kraje , w których b ad an ia astro n o m iczn e m ają być prow adzone na s e r io , w ła s ­

nych przyrządów o średnim przynajm niej sta n d a rc ie św iatow ym . Św iadczy 0 tym fa k t, że takie państw a jak C z e c h o sło w a c ja , E g ip t, NRD, A n g lia, F r a n ­ c ja zbudow ały lub budują tele sk o p y o śred n icy ok. 2 m.

W prowadzenie do użytku dużych m aszyn lic z ą c y c h spow odow ało w ręcz burzliw y rozw ój niektórych działów te o rii. D zięki modelowym rachunkom nu­ merycznym n ak reślo n o już obecnie nie tylko obraz stru k tu ry gw iazd ciągu głów nego, ale także k o n stru u jąc sekw encje ew olucyjne m odeli d o tarto do dość zaaw ansow anych stadiów e w o lu c ji. Z asto so w an ie m aszyn dało astronom om po raz pierw szy m ożność ,,eksperym entow ania z g w iazdam i” , u łatw iło bardzo p racochłonne opracow anie o b se rw a cji i konfrontację ich. z te o rią . W d z ie d z i­ nie m echaniki nieba n iek ied y bardzo pom ysłow e, a le żmudne i c z a so c h ło n n e rachunki o rb italn e mogą być przeprow adzane obecnie m asow o i szy b k o — to, co było przedm iotem rz e m ie śln ic z e g o k u n sztu , s ta je s ię te ra z sp ra w ą rutyny. R ów n o cześn ie coraz bardziej zrozum iała j e s t potrzeba in te rp re ta c ji otrzym a­

nych na drodze o b liczeń num erycznych wyników; prawie w każd ej publikow a­ nej pracy zaw arta je s t d y sk u sja czynników fiz y c z n y c h , pow odujących o trzy ­ mane w wyniku całk o w an ia num erycznego z ja w isk a . Wiąże s ię to ś c iś le z po­ trz e b ą d o k ła d n ie jsz e g o opracow ania strony m atem atycznej rozpatryw anych w drodze num erycznej z agadnień.

Drugą c h a ra k te ry s ty c z n ą c e c h ą badań te o re ty c z n y ch j e s t w zajem ne prze­ nikanie s ię różnych d y sc y p lin astro n o m iczn y ch . Dla przykładu w y starczy tu wymienić w spólne bad an ia atm osfery S łońca prowadzone p rzez heliofizyków 1 radioastronom ów oraz sp o za atm osfery z ie m sk ie j, w iele problemów a s tro f i­

zyczn y ch leż ą c y ch na pograniczu m echaniki n ie b a , zw iązanych z teoriam i g a ­ zowych figur równowagi czy dynam iką układów w ielokrotnych, z a sto so w a n ie te o rii plazmy do zag ad n ień atm o sfer gw iazd, m aterii m iędzygw iazdow ej, czy naw et dynam iki układów gw iazdow ych, w re sz c ie pojaw ienie s ię tak ich d z ia ­ łów ja k a stro fiz y k a re la ty w isty c z n a .

Podsum ow ując można by p o w ied zieć, ż e je s te ś m y o b ecn ie w o k re sie , w którym z jed n ej stro n y nowe tech n ik i d o s ta rc z a ją w ie lu zu p ełn ie nowych in fo rm acji, z drugiej z a ś teo ria j e s t na tyle ro z w in ię ta , że d o strz e g a s ię już w yraźne pow iązania pom iędzy różnym i je j d zia ła m i. Stąd te ż napływ nowych

danych może być isto tn y w w ie lu , pozornie d a le k ic h od s ie b ie , d zied zin ach . Wydaje s ię przy tym, że lic z b a m aszyn cyfrow ych w s k a li św iato w ej oraz ich pojem ność i szy b k o ść o p e ra c ji b ę d ą w z ra sta ć s z y b c ie j niż lic z b a i s iła ro z ­ d z ie lc z a instrum entów , d la te g o też w p rz y sz ło śc i n a le ż y s ię sp o d ziew ać gw ał­ townego rozw oju prac teo re ty c z n y ch , których lic z b a j e s t teraz ju ż porówny­ w alna z lic z b ą prac obserw acyjnych i s ta le s ię z w ię k sz a .

2. PERSPEKTYWY ROZWOJU ASTRONOMII W POLSCE

r

Środowisko polskich astronomów jest szczupłe, w szczególności bardzo nieliczne jest grono osób starszego i średniego pokolenia. Do dyspozycji ob­ serwatorów stoją przyrządy małe, przestarzałe, czasem muzealne; również zaplecze techniczne jest całkowicie niewystarczające. Powoduje to, że znacz­ na część krajowych programów obserwacyjnych sprowadza się do wykonywa­ nia dużym nakładem wysiłku niewielkich prac przestarzałymi metodami. Osob­ ny rozdział stanowią wyjazdy obserwacyjne do obserwatoriów dysponujących dużymi narzędziami w dobrym klim acie. Pozwoliły one na prowadzenie cennych prac na właściwym poziomie. Zasadniczą jednak niedoskonałością tego syste­

mu jest znaczna przypadkowość podejmowanej tematyki i zależność od sze ­ regu czynników nie kontrolowanych przez polskich astronomów. Niemniej pew­ ne jest, że jeśli astronomia polska nie zamknęła się w małym zaścianku, to przede wszystkim dzięki ożywionym kontaktom z silnymi ośrodkami zagranicz­ nymi .

W dziedzinie teorii charakterystyczne jest duże rozdrobnienie tematycz­ ne w ramach jednego nawet ośrodka (spowodowane szczupłością kadry), pod­ czas gdy dla rozwoju prac teoretycznych konieczny jest odpowiedni klimat, który powstać może tylko w oparciu o pewne środowisko ludzi pracujących w tej samej lub bliskich sobie dziedzinach. Również wykorzystanie maszyn cyfrowych jest poniżej standardu światowego, co zresztą jest odbiciem ogól­ nego polskiego zacofania w tej dziedzinie.

Trzeba także nadmienić, że astronomia polska do tej pory stoi na uboczu w stosunku do takich przedsięwzięć jak wprowadzenie automatyzacji w za ­ kresie przechowywania i przekazywania informacji, budowa obserwatoriów w do­ brym klim acie, budowa obserwatoriów na południowej półkuli czy udział w ba­ daniach pozaatmosferycznych.

O siągnięcia astronomów polskich można zauważyć przede wszystkim w tych dziedzinach, niejednokrotnie bardzo wąskich, w których udało się skon­ centrować uwagę pewnej grupy pracowników naukowych n a tym samym lub zbliżonych zagadnieniach. N ależą tu z ca łą pewnością problemy gwiazd po­ dwójnych, polaryzacji czy libracji Księżyca. Drugim niewątpliwym osiągnię­ ciem lat powojennych, na początku których startowano niemal od zera, jest stworzenie — chociaż może niewielkiej w liczbach bezwzględnych — kadry dobrych obserwatorów i teoretyków, w wielu przypadkach o bogatym stażu zagranicznym, która może rokować nadzieję na powstanie w odpowiednich wa­ runkach, przynajmniej w niektórych dziedzinach,' tego co można by nazwać polską szkołą astronomiczną.

Jednak dynamiczny rozwój poszczególnych działów astronomii na świe- cie każe przypuszczać, że (jeżeli nie zostaną zrealizowane środki zaradcze, które w dalszym ciągu referatu będziemy próbowali wskazać) dystans między

P rog n oza rozw oju astronom ii w P o ls c e do roku 1985 221

Polską, a resztą, św iata nie będzie s ię zm n iejszał, le cz przeciwnie — będzie rósł;

Do najw ażniejszych postulatów mogących w p rzy szłości zapewnić harmo­ nijny rozwój astronomii w P o lsce z a licz y ć należy:

1) rozwój kadry naukowej,

2) zw iększenie i unow ocześnienie krajow ej bazy instrum entalnej (w d zie­ dzinie obserw acji i teorii),

3) z a cieśn ien ie międzynarodowej współpracy naukowej, a przede w szy st­ kim rozp oczęcie planowej kooperacji z innymi państwami w dziedzinie badań astronom icznych,

4) ś c iś l e js z e powiązanie astronom ii z naukami pokrewnymi i różnymi d zia­ łami techniki w P o ls c e .

Dośw iadczenie w skazu je, że liczba pracowników naukowych na św iecie podwaja s ię w okresie la t kilku. D latego naieży przewidywać, że warunkiem prawidłowego rozwoju astronom ii w P o ls c e je s t ok. czterokrotne zw iększenie liczby astronomów do roku 1985. Dopiero ten sta n , którego o siąg n ię cie po­ winno być realizow ane zarówno przez w zrost liczebny pracowników w is tn ie ­ ją cy ch ośrodkach uniw ersyteckich, jak i w Zakładzie Astronomii PAN prze­ kształconym w placówkę w iodącą w zakresie astronom ii w kraju , gwarantować może koncentrację lic z n ie jsz y ch grup nad określoną tematyką i stworzyć wa­ runki, w których uzyskiwane w kraju wyniki sta n ą się motorem podejmowania nowej problematyki, że dokonywane badania mieć będą charakter prac podsta­ wowych — nie przyczynkowych. K onieczność o sią g n ię cia tego stanu nakła­ da na astronomów obowiązek zreformowania i udoskonalenia k sz ta łce n ia , prze­ de w szystkim na poziomie studiów pom agisterskich, poprzez wymianę dok­ torantów między ośrodkami krajowymi, organizowanie wymiennych wykładów w innych ośrodkach, prowadzenie wspólnych sem inariów , s z k ó ł poświęconych wybranym zagadnieniom itp. Mogłoby to stworzyć podstawę do podjęcia przez kilka placów ek, dotychczas w praktyce odseparowanych od s ie b ie , wspólnych tematów' badań, a na pewno doprowadziłoby do lepszego wykorzystania is tn ie ­ ją c e j obecnie szczu p łej kadry. R z ecz ą pożądaną byłoby także zapraszanie na dłuższe okresy naukowców zagranicznych do P o lsk i. Dla zrealizow ania omawianego celu konieczne s ą jed noczesne pewne postanowienia adm inistra­ cyjne w zak resie etatów dla pracowników naukowych i inżynieryjno-technicz­ nych.

J e s t rze czą oczyw istą, że astronomia nie może rozw ijać s ię bez harmonii między rozwojem kadry i wyposażeniem instrumentalnym. Z tego względu na­ leży dołożyć jak n ajw ięcej starań o w łaściw e zaopatrzenie instrumentalne polskich obserwatoriów przynajmniej w tych dziedzinach, w których możemy liczy ć na uzyskanie wartościowych wyników. Przy planowaniu tych inw esty­ c ji należy wziąć pod uwagę zarówno is tn ie ją c e warunki klim atyczne, jak i ograniczone środki finansow e.

Ponieważ P o lsk a leży w klim acie o znacznym zachmurzeniu, n iesp rzy ja­ jącym obserwacjom optycznym, zatem wydaje s ię celowe położenie nacisku na rozwój radioastronom ii obserw acyjnej. W tej dziedzinie przewiduje s ię d al­ szą, rozbudowę ośrodka toruńskiego, w którym n ajw ięk szą in w esty cją będzie budowa radioteleskopu do syntezy apertury sk ład a ją ce g o s ię z trzech parabo- loidów o średnicach 30 m każdy. Zdolność rozdzielcza takiego przyrządu na fa li 92 cm je s t rzędu minuty kątow ej, a czu ło ść le p sz a niż 10-29 W/m2Hz. In­ strument ten służyłby do badań promieniowania radiowego na falach decyme­ trowych i metrowych. Konieczne je s t także zainstalow anie w P o lsc e 2-metro- wego teleskopu optycznego wraz z oprzyrządowaniem w celu kontynuowania prac w spektroskopii i fotom etrii, głównie w zak resie czerw ieni i podczerwie­ ni, oraz dla k ształcen ia kadry. N ależy tu podkreślić, że niezbudowanie 2-me- trowego teleskopu w P o lsc e oznaczałoby rezygnację z uprawiania naziemnej astrofizyki obserw acyjnej w kraju. Celowe je s t rozw ażenie m ożliw ości budo­ wy teleskopu wieżowego o średnicy lustra ok. 60 cm do badań heliofizycznych.

W ciągu n a jb liższy ch la t w astronom ii, podobnie jak w innych naukach śc isły c h , kw estia techniki obliczeniow ej będzie staw ała s ię coraz bardziej isto tn a, a w miarę upływu c z a su astronomia polska wymagać będzie coraz w iększych zasobów mocy o b liczen iow ej. Z tego powodu spraw a udostępnienia sprzętu obliczeniow ego je s t nie mniej ważna niż sprawa w yposażenia w sprzęt obserw acyjny. Niezwykle istotnym zagadnieniem je s t tu dysponowanie w kra­ ju odpowiednimi mocami obliczeniow ym i, które może być osiągn ięte przez z a ­ pewnienie łatw ego dostępu w perspektywie lat d z ie się c iu do maszyny o szy b ­ k o śc i rzędu 106 operacji na sekundę i pamięci operacyjnej rzędu k ilk u set K. Maszyna o takich parametrach, um ieszczona w jednym centralnym ośrodku obliczeniowym, prawdopodobnie zdolna byłaby do przeprowadzania obliczeń do w ię k szo ści prac teoretycznych, a także mogłaby być użyta do opracowy­ wania obserw acji. R ozw iązanie tak ie, także ze w zględu na k o szta ek sp lo a­ tacyjne , wydaje s ię bardziej ekonomiczne niż zaopatryw anie szeregu ośrod­ ków w maszyny m n iejsze. Wymaga ono jednak w yposażenia (koniecznego tak­ że ze względu na ogólnoświatowe tendencje w tej dziedzinie) w szystkich ob­ serwatoriów w aparaturę do autom atycznego grom adzenia, przetwarzania i prze­ sy łan ia danych.

R ów nocześnie z rozwojem krajowej bazy instrum entalnej należy dbać o utrzymanie i rozszerzan ie w spółpracy z wielkimi obserw atoriam i zagran icz­ nymi położonymi w dobrym klim acie. N ależy tu wyraźnie podkreślić, że je s t to obecnie i pozostanie w p rzy szło ści jedyną drogą uzyskiw ania przez pol­ skich astronomów w artościow ych obserw acji w w idzialnej c z ę ś c i widma. Z te ­ go powodu, oprócz popierania wyjazdów indywidualnych, astronomowie polscy powinni wykazać w ię k szą inicjatyw ę w dążeniu do rozpo częcia planowej koo­ peracji międzynarodowej w dziedzinie inw estycji astronom icznych. Możli­ wość budowy w spólnego obserwatorium astrofizy czn ego, czy

heliofizyczne-Pro gnoza rozwoju astronomii w P o l s c e do roku 1985 223

go, położonego w dobrym k lim acie i zao p atrzo n eg o w duże przyrządy powin­ na być s t a l e dyskutow ana z zainteresow anym i krajami s o c ja lis ty c z n y m i — a le nie tylko z nimi. To samo od n o si s i ę do w łą czen ia s ię do programu badań pozaatm osferycznych. Chodziłoby tu o p rzezw y ciężen ie trudności o rg an izacy j­ nych i politycznych, bowiem sy s te m a ty c z n e o b serw acje pozaatm osferyczne i w sp ó łp raca w d z ie d z in ie o b serw acji naziemnych s ą prowadzone już przez w iele państw i obecnie is tn ia ła b y możność w łą c z e n ia s ię w te badania a s t r o ­ nomów polskich. W chwili obecnej nie je s te ś m y j e s z c z e w d zied z in ie badań pozaatm osferycznych partnerem zacofanym w s to su n k u do w ię k s z o ś c i państw śre d n ic h . S ytuacja może być dla n a s z n a c z n ie tru d n ie js z a , gdy badania te zaczniem y rozwijać dopiero za la t d z ie s ię ć .

Wynikami o bserw acji pozaatm osferycznych za in te re so w an i s ą nie tylko a s ­ tronomowie. Z tego w łaśnie powodu n ależy dążyć do n a w iązan ia w tej tem a­ tyce w spółpracy z geofizykami i fizykami. P o d ję c ie w spólnej problematyki z fizykami j e s t możliwe także w d zied zin ie teorii — przede w szy stk im w k o s ­ mologii i a s tro fiz y c e r e la ty w is ty c z n e j, pod warunkiem, że d zied zin y te b ędą uprawiane przez astrofizyków . Należy tu p odkreślić, że w tych w ł a ś n i e z a g a d ­ n ie n ia c h astronomowie mogliby liczyć na wykorzystanie s z e ro k ie j kadry d o ­ brych polskich fizyk ów-teoretyków. Szerokie pow iązania z te c h n ik ą ra d io - i te ­ le kom unikacyjną ' mieć b ę d ą zapewne radioastronom owie. P o s ia d a n ie dobrej aparatury rad io astro n o m iczn ej, n ajbardziej w y sp e c ja liz o w a n eg o z e s ta w u przy­ rządów pracujących na fa la c h radiow ych, oraz w ła sn e j kadry naukowców j e s t warunkiem koniecznym prawidłowego rozwoju krajowej tech n ik i w te j d z i e ­ d zinie i zapewnienia d la niej wysoko kwalifikowanej kadry in ży n iery jn ej. Na­ le ż y s i ę więc tu s p o d z ie w a ć wspólnego d zia ła n ia p rz e d sta w ic ieli a s tr o n o ­ mii, przemysłu i wojska.

Przed trz y d z ie stu laty te le sk o p optyczny był najdroższym , a specyficznym dla jednej tylko nauki, przyrządem astronomicznym. O becnie równorzędnymi instrumentami astronomicznymi s t a ł y s ię r a d io te le s k o p , m aszyna cyfrowa czy pojazd kosmiczny — u rz ą d z e n ia niezbędne dla postępu w podstawowych d z i e ­ d zinach nauki i techniki. Dlatego też z a o p a trz en ie instrum entalne astronom ii s ta n i e s ię w p rz y sz ło śc i reprezentatyw nym miernikiem rozwoju gospodarczego kraj u.

* * *

Opracowanie to pow stało w wyniku d y s k u s ji Komitetu Astronomii PAN nad referatam i, poświęconymi rozwojowi poszczególnych d z ie d z in astronom ii w P o l s c e , przygotowanymi przez Doc. Dr S ta n isła w a G o r g o 1 e w s k i e g o , Dr S tan isław a G r z ę d z i e l s k i e g o , Doc. Dr J a n a K u b i k o w s k i e g o , Prof. Dr J a n a Me r g e n t a l e r a , Dr A ntoniego S t a w i k o w s k i e g o i Doc. Dr Wła­ d ysław a T u r s k i e g o , z których to referatów z o s ta ły przytoczone lic z n e , c e n ­ ne fragmenty.

.

■

G W IA Z D A O SO B LIW A HD 101065 Część I A N T O N I P R Z Y B Y L S K I JIEKYJIHPHAfl 3BE3.4A HD 101065 MacTb I A h t o h m 11 Ul m 6 bl ji b ckm C o f l e p j K a H M e

3Be3.ua HD 101065, B o e b M o ii B & im M H b i, MMeeT o u e H b CBOeo6pa3Hbift cneKTp,

KOTopbiii x a pa K T e pn 3 y e T OTcyTCTBHe "HopMajibHbix" aneM eHTOB, Tanux, KaK * e j ie 3 0 , THT3H, XpOM, M OMeHb fo jIb W a fl MHTeHCHBHOCTb MHOrOMMCJieHHbIX JIMHHfó

peflKiix 3eM eJib.

3$4>eKTMBHaH reMnepaTypa 3Be3flbi, nojiyMeHHas c noMombio wecTHUBex-

hoK (J)OTOMeTpnM, paBHa 6200° K. Majian paflHajibHaa CKopocTb (+10.5 km/cen)

BMeCTB C CMJlbHO Bbipa>KeHHbIM COÓCTBeHHblM flBMHCeHHeM yKa3bIBaiOT, MTO 3T0 n o BCeił BepOJITHOCTH KapJIMK B OCHOBHOM XOAe. B e C b M a BepOHTHO - 3TO xo- jio flH a a 3B e 3 fla, Haxoflam aHCH b m a c h t m^h o m c o c t o h h m h, KaK JieK yjm pH bie 3 B S 3 flu TMna A. OóHapy>KMBaeT OHa nanóoJibuiM fi M3 H3BecTHbix 3 $ $ e K T ÓJiaH- KMTMHTa.

143 aHajiM3a cneKTpa BWTeKaeT, hto óoraTCTBO M3BecTHHKa CHHJKeno Ha

3.8 b JiorapwjbMHHecKOM MacuiTaóe, a SoraTCTBO acejie3a no KpaflHefl Mepe Ha 4.1, bto BpeMH KaK peflKHe seMJM b H36biTKe Ha 1.9 flo 3.6.

THE PECU LIAR STAR HD 101065 P a r t I

A bs t r a ć t

The eighth magnitude star HD 1(8.065 has a very peculiar spectrum cha­ racterized by the absence of „normal” elements such as iron, titanium, chrom­ ium and the great strength of very numerous lines of the rare earths.

The e ffe c tiv e tem perature of the s ta r obtain ed from s ix colour photometry i s 6200° K. T he low ra d ia l v e lo c ity (+ 10.5 k m /s e c ) coupled w ith fairly large proper motion in d ic a te s th a t i t is probably a main se q u e n c e dwarf. In a ll pro­ b a b i l i t y 'i t is a cool s ta r id e n tic a l in s ta tu s w ith p e c u lia r A s t a r s . It show s the h ig h e s t known b lan k etin g e ffe c t. ' >

The a n a ly s is of the sp ectru m show s th a t calciu m is underabundant by 3 .8 in the logarithm ic s c a le , iron by a t le a s t 4 .1 , w hile the rare e a rth s are overabundant by L 9 up to 3.6.

1. WSTĘP

K iedy dnia 26 k w ietn ia 1960 r. skierow ano 74-calow y te le sk o p o bserw ato­ rium na Mount Stromlo ku gw ieźd zie ósm ej w ie lk o śc i HD 101065 (a = 11 h35.m 2, 5 = -46°26’, 1950.0) celem otrzym ania widma tej gw iazdy za pomocą pryzm a­ towego sp ek tro g rafu Z e is s a , a u to r nie o c z e k iw a ł n iczeg o n ad zw y czajn eg o . Stosunkow o z n a czn y roczny ruch w łasny gw iazdy: -0 ”. 047 w re k ta s c e n c ji i +0. ” 027 w d e k lin a c ji [1 ], w p o łączen iu z typem widmowym B 5 podanym w ka­

talogu H. D rapera zd aw ał s ię w skazyw ać na to , źe sty c z n a prędkość g w iaz­ dy w ynosi ok. 250 k m /se c — i to w ła śn ie było powodem w łącz en ia je j do pro­ gram u, m ającego na ce lu otrzym anie o b serw ac ji fotonietrycznych i sp e k tro sk o ­ powych gw iazd o dużej pręd k o ści.

Wybitnie pom arańczow a barwa gw iazdy zauw ażona w c z a s ie obserw acji z d aw ała s ię w skazyw ać ra c z e j na to, że typ widmowy B 5 podany w katalogu D rapera j e s t błęd n y , a w tym przypadku stosu n k o w o d uży ruch w łasny byłby całkiem norm alny. Wywołana dnia n a stęp n eg o k lis z a po tw ierd ziła c z ęścio w o te przew idyw ania: gw iazda o k a za ła s ię z n a c z n ie z im n ie js z a , niż na to w ska­ zy w ał typ widmowy k atalo g u D rap era, samo jednak widmo różniło s ię od w s z y s t­ kich uprzednio znanych typów widmowych norm alnych c z y też osobliw ych. D o ty ch c zas znane gw iazdy osobliw e (p e c u lia r s ta r s ) miały widma gw iazd nor­ m alnych z dodatkiem pewnych cech sz c z eg ó ło w y ch , w y ró żn iający ch je od gw iazd norm alnych. G w iazda HD 101065 n ato m ia st, jak w ykazały p ó ź n ie jsz e b a d a n ia , różni s ię z a s a d n ic z o we w sz y stk ic h s z c z e g ó ła c h od gw iazd norm al­ n y ch , nie w y łą c z a jąc naw et lin ii widmowych wodoru, k tóre s ą z n a c z n ie p ły t­ s z e niż w innych g w iazdach. Ta płytkość lin ii w odoru nie może być p r z y p is a ­ na szybkiem u ruchowi obrotowemu gw iazdy, gdyż lin ie innych pierw iastków ta k ieg o ruchu nie potw ierdzają.

2. PIERWSZE OBSERWACJE

Otrzym ane w dniu 26 kw ietnia 1960 r. widmo było n ie d o św ie tlo n e , gdyż c z a s e k sp o z y c ji obliczony d la gw iazdy typu B5 o k a z a ł s ię za krótki d la z n a c z

-G wiazda osobliwa HD 101065 227

nie późniejszej klasy widmowej, jaką należy przypisać gwieździe HD 101065.

Było to widmo o małej dyspersji 90 X/mm w okolicy linii widmowej wodoru Hjf.

Na

podstawie tego widma prowizorycznie można było przypisać gwieździe

klasę widmową KO,

co wkrótce potem obserwacje fotometryczne w systemie

U BV Johnsona zdawały się potwierdzać. Jednakże szerokość linii widmowych

wodoru odpowiadała raczej klasie widmowej F8 lub GO z tym zastrzeżeniem ,

że linie te s ą płytsze niż w gwiazdach normalnych. Dopiero późniejsze obser­

wacje rozciągnięte na szerszy przedział widmowy wykazały, że gwiazda HD

101065 jest gorętsza niż na to wskazywałoby widmo w świetle fioletowym

lub fotometria w systemie Johnsona i że raczej należałoby jej przypisać typ

widmowy wynikający z linii wodoru.

Mała dyspersja otrzymanego widma nie pozwalała na identyfikację niezwy­

kle licznych linii widmowych, które zresztą — jak się później okazało — pra­

wie we wszystkich przypadkach były wynikiem absorbcji św iatła przez k il­

ka pierwiastków. Jednakże już to piierwBze widmo ujawniło jeden charaktery­

styczny szczegół gwiazdy: niezwykłą słabość linii zjonizowanego wapnia,

które są najsilniejszymi liniami w widmach normalnych gwiazd typu słonecz­

nego. W widmie HD 101065 linie wapnia swą intensywnością nie różnią się

od linii innych pierwiastków.

Ze względu na słabą dyspersję spektrografu Z eissa, w latach 1960 i 1961

podjęto kilkakrotnie próby uzyskania widm za pomocą trójpryzmatowego spek­

trografu, używanego w łączności z 30-calowym teleskopem Reynoldsa i dające­

go dyspersję 36 &/mm w okolicy H

Obserwacje te wymagały długiego cza­

su ekspozycji; najdłuższa, rozciągnięta na okres pełnego tygodnia wynosiła

33 godziny. Obserwacje te wykazały, że widmo gwiazdy je st znacznie bogat­

sze w linie widmowe niż na to wskazywały widma uzyskane za pomocą spek-

tografu Z eissa i pozwoliły na przypisanie wielu linii widmowych pierwiast­

kom ziem rzadkich.

Mimo to identyfikacja wielu linii nie była możliwa. Wyciągnięta z przeglą­

du otrzymanych widm konkluzja, że linie żelaza ’s ą osłabione w porównaniu

z widmami gwiazd normalnych [2], okazała się zbyt ostrożnie zredagowanym

wnioskiem, gdyż późniejsze badania wykazały, że żelaza brak zupełnie w wid­

mie a pewne linie pojawiające się w

miejscu linii żelaza należy przypisać

innym pierwiastkom. Otrzymane jednak widma nie pozwalały jeszcze na tak

radykalny wniosek. Podjęta za pomocą tych widm próba wyznaczenia prędkoś­

ci radialnej — ciągle jeszcze oparta na.założeniu, że szereg linii należy przy­

pisać pierwiastkom, zwykle używanym do wyznaczenia prędkości gwiazd —

— doprowadziła do błędnego rezultatu +2 km/sec [2l* Dopiero późniejsze wid­

ma otrzymane za pomocą spektrografu typu Coudć, skonstruowanego w 1961 r.,

umożliwiły zidentyfikowanie prawie wszystkich linii widmowych i analizę

składu chemicznego gwiazdy.

zdjęcia otrzymane za pomocą teleskopu Schmidta zaopatrzonego w pryzmat

obiektywny. Widma te uzyskane przez B. W e s t e r l u n d a i G. L y n g S , a s tro ­

nomów południowej s ta c ji uniwersytetu w U ppsali, miały dyspersję 470 A/mm,

nie różniły się więc sp ecjaln ie od widm użytych w klasyfikacji katalogu Drape-

ra. W tego rodzaju widmach szczegóły u leg ają zatarciu , w wielu przypadkach

kilka sąsied n ich lin ii ujawnia s ię jako jedno pasmo. W widmie gwiazdy HD

101065 linie widmowe s ą tak liczn e, że to zjaw isko zatarcia szczegółów ro z ­

ciąga się na całe widmo i tylko n a jsiln ie jsz e linie widmowe wodoru widoczne

s ą jako płytkie lokalne depresje intensyw ności promieniowania. Przy braku

silnych linii II i K zjonizowanego wapnia widmo takie z łatw o ścią można by­

ło omyłkowo sklasyfikow ać jako widmo gwiazdy typu B, je ś li nie zwróci się

uwagi na rozkład energii promieniowania w widmie, charakterystyczny dla

gwiazd typu G lub K. W wielu jednak przypadkach gwiazdy typu B wskutek

rozpraszania św iatła przez pył kosmiczny mają rozkład energii charakterystycz­

ny dla gwiazd późniejszego typu. Widmo gwiazdy HD 101065 nie ma jednak

linii helu, które powinny być widoczne w widmie typu B5.

3. OBSERWACJE FOTO METRYCZNE

P ię ć d z ie sią t jeden obserw acji w system ie

UBV

Johnsona w latach 1960-

1964 dało następujące wyniki:

V

= 8.017 ± . 004

B-V

= 0.763

i .

003

U-B

= 0.241 ± . 006

Na podstawie tych obserw acji gwiazdę HD 101065 należałoby sk la sy fi­

kować jako gwiazdę pośredniego typu między gwiazdami k las widmowych G8

i KO. Pozornie gwiazda ta miałaby nadmiar promieniowania w cz ę śc i ultra­

fioletow ej widma, gdyż w gwiazdach normalnych ciągu głównego kolorowi

B —V

= 0.76 odpowiadałby kolor

U—B

= 0.36. Taka interpretacja je s t jednak

fałszyw a, jak wykazały obserw acje w s z e śc iu kolorach w połączeniu z bada­

niami nad widmem gwiazdy.

Ze względu na cały sze reg cech wspólnych z gwiazdami osobliwymi typu

Ap (peculiar sta rs) gwiazdę HD 101065 należy uważać za n ajchło dn iejszą

a zarazem za najbardziej anormalną gwiazdę tego typu. W tym przypadku n a­

leżałoby oczekiw ać, że ma ona siln e pole magnetyczne na sw ej powierzchni

oraz drobne zmiany blasku w granicach kilku setnych w ielkości gwiazdowej.

Stw ierdzenie pola magnetycznego ze względu na sła b ą jasn o ść gwiazdy je s t

bardzo trudnym zadaniem , w bliskiej jednak przyszłości rozwój techniki obser­

wacyjnej powinien to umożliwić. Podjęte w 1964 r. próby stw ierdzenia drob­

nych zmian blasku doprowadziły jedynie do wniosku, że je ś li te zmiany is

t-G w iazda osob liw a HD 101065 229

n ie ją , to nie mogą, one być krótkookresowe w granicach jednego m iesiąca. Próby odkrycia długookresowych zmian blasku nie zostały je sz c z e podjęte. Znacznie w iększe znaczenie dla interpretacji gw iazdy miała fotometria w s z e ś c iu kolorach (ultrafioletowym U, fioletowym V, niebieskim B, zielonym G, czerwonym R i nadczerwonym I) podjęta przez G. E . K r on a i Katarzynę G o r d o n [3]. Wyniki ob serw acji wraz z podobnymi wynikami dla kilku innych gwiazd podane s ą w tab. 1.

T a b e l a 1

O b seiw acje w s z e ś c iu kolorach

Gw iazda Typ U V B G R / HD 101065 ? +.08 +.06 -.0 4 - .0 2 +.07 +.20 HD 114710 GO V - .2 4 - .1 4 - .0 6 -.0 1 +.07 +.22 HD 9821 F 8 IV -V -.2 1 -.1 6 - .0 8 f o O +.08 +.18 HD 194598 F6 V -.4 9 - .3 0 -.0 6 00 +.06 +.21 HD 19445 podkarzeł - .5 9 - .3 2 -.0 8 00 +.09 +.22 HD 140283 It -.5 2 -.2 7 - .0 4 -.01 +.03 +.07

Gwiazda HD 114710 je s t normalnym karłem ciągu głównego, gwiazda HD 9826 je s t karłem lub podólbrzymem, HD 194998 je s t łagodnym podkarłem, pod­ c z a s gdy ostatnie dwie gwiazdy s ą podkarłami o m ałej zaw artości m etali w a t ­ m osferze. Z wyjątkiem o statn iej gwiazdy w szystkie pozostałe wraz z HD 101065 m ają na ogół zbliżone do sie b ie kolory B, G, R oraz /, co interpretować nale­ ży podobnym rozkładem energii promieniowania w tych kolorach. R óżn ią s ię one natom iast znacznie w kolorze fioletowym i w je sz c z e w ybitniejszym sto p ­ niu w kolorze ultrafioletowym. W kolorach tych n a jja śn ie jsz e s ą podkarły, ,najmniej ja sn a je s t gwiazda HD 101065, podczas gdy gwiazdy normalne z a j­

mują stanow isko pośrednie.

G. E . K r o n i K. C. G o r d o n [3l przyjmują, że rezultaty otrzymane w ko­ lorach B, G, R oraz / w sk azu ją na to, ze w szystkie te gwiazdy m ają prawie tę sam ą temperaturę. R óżnice w kolorach U i V należy przypisać różnicy w ilo śc i i s ile linii widmowych absorbujących promieniowanie w tej c z ę śc i widma. Podkarły zaw ierające m ałą ilo ść metali w swych atm osferach m ają małą ilo ść linii absorbcyjnych w swoich widmach i dlatego ich kolory U i V s ą na ogół mało zmienione wskutek ab so rb cji promieniowania przez metale. W gwiazdach normalnych efek t ten je s t w iększy, w gw ieździe z a ś HD 101065 dochodzi do nie spotykanego dotychczas w innych gwiazdach stopnia.

Interpretacja t a . nie je s t ś c iś le poprawna. R aczej należy przyjąć, że pierw sze pięć gwiazd w tabeli ma podobny rozkład promieniowania w c z te ­ rech kolorach B , G, R, I, różnią się natom iast w ilo śc i energii

niowjanej w pozostałych dwóch kolorach, wobec czego ostatecznie suma ener­ gii wypromieniowanej jest większa dla podkarłów niż dla gwiazd normalnych, najmniejsza zaś dla gwiazdy HD 101065. Podkarły w tabeli są wobec tego gorętsze od gwiazd normalnych a gwiazda HD 101065 jest najzimniejsza.

Rezultaty fotometrii w sześciu kolorach mogą być użyte do wyznaczenia temperatury. Za punkt wyjścia można przyjąć gwiazdę HD 140283 podaną w tab. 1. Jest to jeden z najskrajniejszych podkarłów. W swej analizie jego widma B. B a s che k [4] ^określił jego temperaturę efektywną na 5940 ± 250° K. frzyjmując wyniki obserwacji G. E. Kr o na uwidocznione w tab. 1 (różniące się tylko nieznacznie w kolorach B, G, R, I, więcej natomiast w dwu pozosta­ łych kolorach od rezultatów podanych w pracy B. B a s c h e k a ) i traktując atmosferę tej gwiazdy jako ciało doskonale czarne, drogą prostych obliczeń znajdujemy, że wzrost temperatury tego podkarła o 400° doprowadziłby do wzro­

stu jasności w sześciu kolorach do wartości: -.99, —.67, -.38, —.31, —.21, —.11. Odejmując od tych danych -.30 (średnią kolorów B, G, R) celem znor­

malizowania wyników, otrzymujemy ostatecznie U = -.69, V = -.37, B = -.08, G = —.01, R = +.09, 1 = +.19. W przeprowadzonych obliczeniach przyjęto nastę­ pujące efektywne długości fal dla sześciu kolorów: 3520

A

(f/), 4220

A (

V

),

4880

A

(Bi), 5700

A

{G), 7190

A

(/?), 10300

A

(/). W wyniku otrzymano dla hipo­ tetycznego skrajnego podkarła o temperaturze 6340° K w przybliżeniu ten sam rozkład energii w kolorach B, G, R, 1, jaki mają gwiazdy tab. 1, w kolorach zaś U i V nadmiar promieniowania nawet w porównaniu z podkarłem HD 19445. Wobec tego można przyjąć, że wszystkie gwiazdy w tabeli 1 mają temperatu­ rę nie wyższą od 6340CK. Najzimniejszą gwiazdą wśród pierwszych pięciu jest HD 101065, gdyż u niej największy jest ubytek energii w kolorach U i V. FVzybliżone oszacowanie ilości promieniowania usuniętego przez linie wid­ mowe w ultrafioletowej i fioletowej części widma w porównaniu z hipotetycz­ nym skrajnym podkarłem o temperaturze 6340TC daje ubytek, wynoszący ok. 8% całkowitego promieniowania, co obniżyłoby temperaturę gwiazdy o 2%, czy­ li o ok. 130°. W ten sposób otrzymalibyśmy 6200PK jako efektywną temperatu­ rę gwiazdy HD 101065 z możliwym błędem 25GP, jakim obarczona być może temperatura podkarła HD 140283 przyjęta za punkt wyjściowy obliczeń. Otrzy­

mana w ten sposób temperatura 6200PK jest o 260° wyższa od temperatury 5940°K otrzymanej na podstawie innych rozważań i przyjętej przez autora w pra­ cy nad składem chemicznym gwiazdy [5].

W kolorze ultrafioletowym gwiazda HD 101065 jest o 0.77 jasności gwiaz­ dowych słabsza od hipotetycznego skrajnego podkarła o temperaturze 6340^K. W porównaniu z podobnym podkarłem o temperaturze 6200°K gwiazda ta była­ by słabsza o 0.61 jasności gwiazdowych. Według teorii atmosfer gwiazdowych 0.75 jasności gwiazdowych stanowi maksimum absorbcji dla atmosfer mających rozkład tempęratiry wynikający z przybliżonego wzoru Milne’a, jeśli linie absorbcyjne utworzone są wskutek prawdziwej absorbcji. W rzeczywistych

Gw iazda osobliw a HD101065

231

atmosferach absorbcja może być w yższa, gdyż najwyższe warstwy atmosfery

mają, temperaturę n iższą niż przewiduje wzór Milne ’a, a ponadto linie widmowe

utworzone s ą nie tylko w wyniku prawdziwej absorbcji, ale i w wyniku rozpra­

szania. FVzytoczone liczby zd ają się jednak wskazywać na to, źe w gwieidzie

HD 101065 ilość zaabsorbowanej energii w świetle ultrafioletowym (odpowia­

dającym mniej więcej i kolorowi

U

w systemie fotometrycznym Johnsona) nie

je st daleka od granicznej wartości. Zwiększenie więc ilości metali w atmosfe­

rze wpłynęłoby tylko nieznacznie na jasn ość gwiazdy w kolorze

U.

Natomiast

w kolorze fioletowym

V

(odpowiadającym mniej więcej kolorowi

B

w fotome­

trii Johnsona) wpływ byłby znacznie większy. Wpływ na kolor

G

odpowiada­

jący wartości

V

Johnsona byłby znowu niewielki, gdyż na ogół ilość i natę­

żenie linii widmowych zmniejsza się z rosnącą długością fal świetlnych. W re­

zultacie ostatecznym w fotometrii Johnsona kolor

B —V

uległby zwiększeniu,

kolor

U —B

z a ś zmniejszeniu. Zwiększenie więc ilości metali w atmosferze

gwiazdy HD 101065 doprowadziłoby do zwiększehia nadwyżki ultrafioletowej

A (

U—B

). F akt, źe gwiazda ta ma już nadwyżkę A

{U—B)

= 0.22 zdaje się

wskazywać na to, że proces nasycenia koloru

U

liniami absorbcyjnymi je st

już w niej daleko posunięty. HD 101065 je st wyjątkowym przykładem gwiaz­

dy, dla której normalna korelacja między ultrafioletową nadwyżką i zawartoś­

cią metali w atmosferze nie ma zastosow ania.

4. IDENTYFIKACJA LINII WIDMOWYCH

W początku 1961 r. ukończono budowę spektrografu typu Coude na Mount

Stromlo i jedną z pierwszych gwiazd obserwowanych za jego pomocą była

gwiazda HD 101065. Gwiazda ta leży na granicy dosięgalności tego spektro­

grafu i tylko w nadzwyczaj dogodnych warunkach, przy bardzo spokojnej at­

mosferze, możliwe je s t uzyskanie jej widma. Dobre widma o dyspersji 6,7

A/mm

w fotograficznej dziedzinie uzyskano tylko dwa razy, dnia 31 maja 1961 r.

oraz w wyniku 16-godzinnej obserwacji rozciągniętej na cztery noce od 6 do

9 kwietnia 1964 r. Pierwsze z tych widm ma szerokość tylko 0.22 mm, pod

względem ostrości jednak je st lepsze od drugiego widma o szerokości 0.37 mm.

Pierwsze z tych widm wymierzone zostało za pomocą bezosobowej nastaw­

nicy („settin g device” ), która umożliwiła wyodrębnienie linii widmowych,

zlewających się dla oka w jedno pasmo. W przedziale od 3650 do 4830 X

stwierdzono istnienie ok. 3000 linii widmowych, a więc średnio trzech linii

na jeden angstrom. Przy takiej ilości względnie silnych linii, nie zn iekształ­

conych linii w ogóle nie ma. Cały przedział widmowy je s t jedną wielką „b len ­

dą” o szerokości ponad tysiąc angstremów. Prawdopodobnie nigdzie w tym

przedziale nie ma nie zniekształconego widma ciągłego gwiazdy. Liczba i n a­

silenie linii widmowych na ogół maleje ze wzrostem długości fali.

Porównanie registrogramów obu widm wykazuje niezbicie, że prawie w sz y st­

kie linie widmowe stw ierdzone przy wymierzeniu pierw szego widma s ą rz e c z y ­

w iste; wymierzenie drugiego widma nie było wcale konieczne.

Identyfikacja linii widmowych napotkała na duże, początkowe trudności.

O kazało sig , że dopiero radykalne zało ż en ie, że atm osfera gwiazdy nie zaw ie­

ra pierw iastków widocznych w widmach gwiazd normalnych, lecz prawie że

w yłącznie pierw iastki ziem rzadkich, identyfikację tę umożliwiło. Wielką po­

mocą w tym zadaniu okazały się nowe tabele linii widmowych przygotowane

przez W. F . M e g g e r s a , C. H. C o r l i s s a i B. F. S c r i b n e r a [6] i zaw ie­

rające wiele linii ziem rzadkich zidentyfikowanych p o ra ź pierwszy.

O siem naście łatw ych do zidentyfikow ania linii widmowych siedm iu pier­

wiastków (HI, C ali, B ali, L ali, C ell, Ndll, FVII) wybrano do wyznaczenia pręd­

kości radialnej gwiazdy. Otrzymano wynik +10.2 km /s e c . J e s t to wynik opar­

ty na jednej tylko płycie, nie wiadomo w ięc, czy prędkość ta je s t sta ła .

Z pierw szych 55 pierwiastków układu periodycznego stwierdzono tylko

istn ie n ie wodoru, wapnia i możliwie strontu. Ze względu na n isk ą tem pera­

turę gwiazdy pierw iastki wymagające wysokiego potencjału pobudzenia nie

mogą być reprezentowane w widmie, w wielu jednak wypadkach brak lin ii wid-,

mowych może być tylko wynikiem nieobecności pierw iastka w atm osferze

gwiazdy. Do tych nieobecnych pierwiastków n ależy że la zo , chrom, mangan,

tytan.

Pierwszym pierw iastkiem , którego obecność w widmie zo stała stw ierdzo­

na poza wodorem i wapniem, je s t bar reprezentowany przez jed n ą s i l n ą linię

4554

A.

O statnio dodatkowe linie baru zo stały stw ierdzone w dwu widmach

w św ietle czerwonym, otrzymanych w marcu 1966 r. P ierw iastki ziem rzadkich,

następujące po barze w układzie periodycznym, reprezentowane s ą przez bar­

dzo liczne linie widmowe. Z pierwiastków tych (poza nietrwałym prometeum -

illinium) nie wykryto tylko dwu ostatnich : ytterbium i lutecium , których linie

widmowe znajdują się głównie w ultrafioletow ej cz ę śc i widma, gdzie wsku­

tek nadzwyczajnego zagęszczen ia linii widmowych tylko wyjątkowo identy­

fikacja je s t możliwa. Istniejące tam linie widmowe mogą n ajcz ęście j być przy­

pisane kilku pierwiastkom. W tych warunkach jednoznaczne przypisanie ja k ie jś

linii pewnemu pierwiastkowi je s t niemożliwe.

Lutecium ma szereg linii w w izualnej cz ę śc i widma, w której ilość linii

je s t znacznie m niejsza niż w c z ę śc i fotograficznej. Otrzymane w marcu 1966 r.

widma w św ietle czerwonym z d a ją się potwierdzać is tn ie n ie tego pierw iastka

w atm osferze gwiazdy. Płyty te jednak nie z o stały je s z c z e system atycznie

zbadane. O statnio B. W a r n e r [7] w ypow iedział się za istnieniem lutecium

w atm osferze gwiazdy . Wątpliwe je s t natom iast, czy obecność ytterbium w wid­

mie będzie mogła być potwierdzona. P ierw iastek ten nie ma silnych linii

w wizualnej c z ę śc i widma.

G w iazda o so b liw a HD 101065 233

do niedaw na u c h o d z ił za niezidentyfikow any w w idm ach gw iazd [8 ], a HD 101065 była pierwszą, gw iazdą, w której jeg o obecność z o s ta ła stw ierd zo n a. Stąd gw iazda ta niekiedy zn an a j e s t ja k o ,,holmium s t a r ” , co jednak nie j e s t u z a sa d n io n e. Późne zid en ty fik o w an ie holmu w gw iazdach było nie w ynikiem rzad k o ści tego p ierw iastk a, lecz braku n a le ż y te j znajom ości je g o widma. O stat- n io a u to r s tw ie rd z ił obecność tego p ie rw ia stk a w widmie gw iazdy HD 9996 \ i najpraw dopodobniej j e s t on również obecny w widmach w ielu gw iazd typu Ap.

W sw ej pracy nad sk ład em chem icznym gw iazdy [5] autor z w ró c ił u,wagę na fa k t, że w zględnie s iln a lin ia o d łu g o ści fa li 6707

A

zaobserw ow ana w c z e r­ wonej d z ie d z in ie widma może być przypisana litow i. E w entualne potw ierdze­ n ie is tn ie n ia litu w atm osferze gw iazdy m iałoby d o n io słe z n a c z e n ie d la prób w y ja śn ie n ia je j sk ład u chem icznego. Pozytyw nie za istn ie n ie m litu w atm o­ sfe rz e gw iazdy o ś w ia d c z y ł s ię o s ta tn io B. W a r n e r [7]. Jed n ak że w niosek ten oparty j e s t tylko na je d n e j lin ii widmowej i d la te g o zdaniem autora przy­ jąć go trzeba z pewną rezerw ą.

5. WIELKOŚĆ ABSOLUTNA

P a ra la k sa gw iazdy HD 101065 nie j e s t zn a n a , gdyż podjęta w obserw a­ torium w C ape próba je j w y zn aczen ia nie z o s ta ła je s z c z e ukończona. O bser­ w acje doprow adziły n a 'r a z i e do w y z n aczen ia d o k ła d n ie jsz e j w a rto śc i ruchu w łasn eg o gw iazdy = - 0 .” 037 i = + 0 .” 024. C ałkow ity ruch w łasny wy­ nosi 0,044 sekund na rok, a w ięc mniej niż podaw ał k a ta lo g obserw atorium w C ap e. S tosując wzory:

Ta = 4.74 \xa / n , T5 = 4 .7 4m6 /tt ^

na sty c z n e prędkości w kierunku rosnących re k ta sc e n c ji i d e k lin a c ji, otrzy­ mujemy d la różnych w arto ści p arala k sy ttw a rto ści Ta i 7g podane w tab. 2.

W artości te z o sta ły poprawione na ruch w łasny sło ń ca w o d n ie sie n iu do gw iaz­ dy HD 101065. Poprawki w y n o szą - 8 .5 , +16.7 i -5 .2 k m /se c w prędkości ra d ia l­ n e j, w Ta i Tfi. Popraw iona prędkość ra d ialn a R w ynosi +1.7 k m /s e c . P rzy pomocy wzorów opublikow anych poprzednio przez au to ra [9] .z ła tw o ś c ią otrzy­ mujemy odpowiednie p ręd k o ści gw iazdy u, v, w w kierunku trzech o si (now e­ go) układu g alak ty c zn eg o . D odatnia oś u skierow ana j e s t ku środkow i drogi m lecznej.

Oprócz składow ych prędkości tab . 2 podaje ró w n ie ż .a b s o lu tn e w ielk o ści ti odpow iadające wybranym w artościom paralaksy t ł

S ta ty sty c z n ie trudno pogodzić m ałą prędkość ra d ia ln ą z dużymi prędkoś­ ciam i T i 7^. Nie w ydaje s ię w ięc bardzo praw dopodobne, by p aralak sa g w iaz­ dy mogła być m n iejsza niż 0 ” 004, a ab so lu tn a ja sn o ść w ię k s z a niż +1.0.

T a b e l a 2

Składow e p ręd k o ści gw iazdy

TT o o O o to ’.’004 ’.’005 ’.’010 .’.’015 ’.’020 8 O M - 2 .0 - .5 +1.0 + 1.5 +3.0 3.9 +4.5 +5.4 T_a -159 -71 -2 7 1

r—<

CO -1 + 5 +8 +11 r5 +109 +52 +23 +18 +6 +2 + 1 -1 M -177 -8 0 -31 -22 -2 +4 +7 + 11

V

-51 -2 3 - 9 -7 -1 +1 +2 +3

w

+57 +28 + 14 + 12 + 6 +4 +3 +2

Z n aczn ie praw dopodobniejsze s ą w ięk sze paralaksy przytoczone w ta b e li i pro­ w adzące do m ałych prędkości składow ych. Dla p aralak sy 0 7 0 1 5 otrzym uje­ my a b so lu tn ą w ielk o ść + 3.9, ja k ie j można by oczekiw ać dla gw iazdy ciągu głównego o tem peraturze efektyw nej 6200° K. J e s t to p a ra la k sa , k tó rą trudno już byłoby w yznaczyć z d u żą d o k ła d n o śc ią .

Swą n ajb a rd zie j c h a ra k te ry s ty c z n ą c e c h ą , tj. natężen iem lin ii widmowych pierw iastków ziem rzad k ich , gw iazda HD 101065 podobna j e s t do gw iazd typu Ap. Wydaje się rz e c z ą całk iem lo g ic z n ą uznać ją za n a jz im n ie js z ą zn an ą gw iazdę tego typu, chyba że p ó źn iejsze b ad an ia d o s ta rc z ą argum entów prze­ ciw temu z a ło ż e n iu . W ielką pomocą w spraw dzeniu tego z a ło ż e n ia byłoby z n a ­ le z ie n ie gw iazdy pośredniej m iędzy gw iazd ą HD 101065 a w zględnie licznym i gw iazdam i typu Ap, gdyż um ożliw iałoby to stopniow e śle d z e n ie zm ian widma ze gp'adkiem tem peratury.

Gwiazdy typu Ap z n a jd u ją się na ciągu głównym, albo też w jeg o pobliżu. L o g ic z n ą rz e c z ą je s t więc z a ło ż e n ie , że i gw iazda HD 101065 leży na ciągu głównym. Wydaje s ię to praw dopodobniejsze niż p rzy p u szczen ie O. J. E g g e - n a [10], że HD 101065 j e s t olbrzymem o ja s n o ś c i a b so lu tn e j + 1 .0 należącym do grupy Hiad. W obu w ypadkach n a le ż a ło p rzy jąć , że j e s t to gw iazda popu­

la c ji I. Nawet gdyby jej ja s n o ś ć ab so lu tn a była - 0 .5 , stosu n k o w o m ała prędkość składow a w w ykazana w tab. 2 zm u szałab y n as do p rzy jęcia tego w niosku. Na to z d a je się również w skazyw ać mała sze ro k o ść g a la k ty c z n a gw iazdy (Łn = + °19” ).

6. ANALIZA WIDMA

A naliza składu chem icznego gw iazdy HD 101065 nie n ależy do łatw ych zadań.

Nie j e s t rz e c z ą w y k luczoną, że w atm osferze gw iazdy tak anorm alnej jak HD 101065 czynne s ą ja k ie ś n iezn an e źródła ab so rb c ji i na to zd aje s ię w ska­ zyw ać niewytłu.maczony d o ty c h c z a s fak t, że lin ie widmowe wodoru s ą z n a c z

-Gwiazda osobliwa HD 101065

235

nie płytsze niż w gwiazdach normalnych. Z drugiej jednak strony dobra zgoda czterech kolorów B, G, R, I tej gwiazdy z kolorami gwiazd normalnych, a więc prawie że identyczny rozkład energii w tej c z ę śc i widma, w której pod w zglę­ dem ilo śc i i natężenia linii widmowych gwiazda zb liża s ię do gwiazd normal­ nych, zdaje s ię wskazywać na to, że głównym źródłem absorb cji w atm osfe­ rze je s t ujemny jon wodom H . To założenie zo stało zrobione w badaniach składu chem icznego, gdyż trudno byłoby uzasadn ić jakiekolw iek inne z a ło że ­ nia.

A naliza widma przeprowadzona z o sta ła przed otrzymaniem dobrych widm w św ietle czerwonym. Wyniki je j są przeto oparte wyłącznie na widmach w d zie ­ dzinie fotograficznej.

Z powodu nadzw yczajnego z a g ę sz c ze n ia linii widmowych brak je s t zupeł­ nie linii zniekształconych przez linie sąsie d n ie . R ozdziału ,,blend” na po­ szczególn e linie dokonano za pomocą prostych prostopadłych do d y sp ersji, .przeprowadzonych przez lokalne maksima natężenia promieniowania. Tego rodzaju procedura raczej doprowadza do zbyt w ysokiej szero k o ści równoważnej dla słabych lin ii widmowych, podczas gdy siln e linie raczej wypadają zbyt sła b e . Na ogół nie można było oczekiwać w ielkiej dokładności w wyznaczeniu szerok ości równoważnych, do czego przyczyniły s ię i trudności w zlo k alizo ­ waniu kontinuum widmowego. To kontinuum zo stało przeprowadzone przez najw yższe lokalne maksima intensyw ności.

Tylko ok. 350 linii widmowych piętnastu pierwiastków można było użyć do przeprowadzenia analizy widma. W wielu z r e s z tą przypadkach wyznaczone s z e ­ rokości równoważne były tylko bardzo grubymi ocenami, niewątpliwie obarczo­ nymi dużymi błędami.

Temperatura efektywna gwiazdy, jak wynika z poprzednich rozważań, wy­ nosi ok. 6200° K, nie różni s ię więc ona wiele od temperatury ólOff3, ja k ą przyjąp należy dla promieniowania środka tarczy sło n eczn ej. Z tego względu w przeprowadzonej an alizie przyjęto podstawowe parametry użyte również w b a ­ daniach L . H. A l l e r a [8] nad widmem środka tarczy sło n eczn ej. S ą to: od­ wrotna temperatura (reciprocal temperature) 9 = 0.9 i logarytm ciśn ien ia elektronów log PR = 0.9. Być może wybrana temperatura je s t trochę za n is­ ka, ale błąd stąd w ynikający nie może być w ielki. J e ś l i z ą ś chodzi o c iśn ie ­ nie elektronów, to widmo gwiazdy nie ma żadnych cech charakterystycznych, które mogłyby być użyte do jego w yznaczenia: żaden pierw iastek nie wys­

tępuje w widmie w dwóch stadiach jo n iz a c ji.

A nalizę widma przeprowadzono przez zastosow anie krzywych wzrostu (curve of growth) M. W r u b e l a [11]. Pomimo dużych trudności w wyznaczeniu s z e ­ rokości równoważnych, poszczególne punkty diagramu nie wykazały większych odchyleń od średniej krzywej niż w analogicznych diagramach dla gwiazd nor­ malnych. Wyniki an alizy można więc przyjąć z pewnym zaufaniem , z drugiej jednak strony nie można wykluczyć istn ien ia błędów, system atycznych.

W b ad an ia ch użyto w a rto ści sta ły c h o sc y la c y jn y c h (o s c illa to r stre n g th ), opublikow anych przez C. H. C o r l i s s a i W. R. B o z m a n a [12]. Z powodu braku ś c is ły c h danych dla holmu i terbu, d la pierw iastków tych użyto danych przybliżonych, obliczonych na podstaw ie ta b e l in te n sy w n o śc i lin ii widmowych opublikow anych przez W. F . M e g g e r s a , C. H. C o r l i s s a i B. F . S c r i b n e - r a [6], fta w d o podobnie wprowadzony w ten sp o só b dodatkow y błąd nie prze­ k rac za 0.1 w logarytm ie o d cię tej krzyw ej w z ro stu . Tę sam ą, przybliżoną, me­ todę sto so w an o rów nież d la erbu i dla tulium , d la których d o stę p n a lic zb a s t a ­

łych o scy lacy jn y ch j e s t m ała.

Wyniki a n a liz y podane s ą w tab. 3 , z a c z e rp n ię te j z pracy au to ra [5] nad składem chem icznym gw iazdy. Skład chem iczny z o s ta ł znorm alizow any przez

T a b e l a 3 E lem en t L og c z ę s t o ś c i A L o g c z ę s t o ś c i Wodór 12.0 — Wapń 2.4 - 3 .8 Stront 3 .4 +0.6 B ar 3 .6 +1.5 L a n tan 3.7 +1.9 C er 4.0 +2.1 P razeodym 4 .0 +2.9 Neodym 4.1 +2.4 Samarium 4.0 +2.7 E uropium 4.0 +3.2 G ad o lin 4 .0 +2.7 Terb 3 .5 +3.0 D ysprosium 3 .5 +2.2 Holm 3.8 +3.2 E rb 3.7 +2.7 T ulium 3.6 +3.6

o d n iesien ie go do 1011 atomów' wodoru. T a b ela podaje logarytm ilo ś c i („ a b u n ­ d a n c e ” ) poszczeg ó ln y ch atomów ofraz ró żn icę tej c z ę s to ś c i logarytm icznej w po­ równaniu ze sk ład em chem icznym gw iazd norm alnych w edług H. F . S u e s s a i H. C. U r e y e g o [13].

N ajlepiej z d e fin io w an ą krzyw ą w zro stu można było skonstruow ać dla c e ­ ru, d la którego ilo ść d o stęp n y c h do a n a liz y lin ii widmowych była n ajw y ższa (6$). Krzywa w zrostu tego p ie rw ia stk a n a jle p ie j n adaw ała s i ę do w y zn acze­ nia prędkości ruchu turbulentnego (tu rb u len t velo city ) w atm o sferze gw iazdy. P rędkość w ynosi 5 k m /s e c , co stanow iłoby bardzo w y so k ą w artość d la kar­ ła ciąg u głów nego. T ej w a rto ści użyto rów nież przy w y zn aczan iu z a w a rto śc i innych pierw iastków .