Postępy Astronomii nr 1/1974

o w m /

* *

ht

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 1

1974

SPIS TREŚCI

tomu XXII (1974)

tóajrr am

(I'Tyi nxx tfoioi

\ M G / O A T Z h w d ^ T S O * ! , ,

0 4 ? 9 ? 7

-^ 'T J

o

T

e

.

jv U UNIWERSYTECKA ?

Z E S Z Y T 1

Nadzwyczajny Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej, Polska, Warszawa — Toruń — Kraków, 4—12 września 1973 r... 3 K. Z i o ł k o w s k i , Stabilność Układu Słonecznego i małych układów gwiazdowych. 62 Sym­

pozjum MUA... 7 A. C z e r n y, M. H e 11 e r, W. Z o n n, Konfrontacja teorii kosmologicznych z danymi obser­

wacyjnymi. 63 Sympozjum MUA... 15 J . P. L a 8 o t a, Promieniowanie grawitacyjne i kolaps grawitacyjny. 64 Sympozjum MUA. . . 27 B. P a c z y ń s k i , Późne stadia ewolucji gwiazd. 66 Sympozjum MUA... 29

A R T Y K U Ł Y

J. P a c i o r e k , 0 modelach chromosfery słonecznej... 33 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

W. S z y m a ń s k i , Prawidłowość zmian długości cykli plamotwórczej aktywności Słońca. . . 45 K. S t ę p i e ń, Nowy, 60-centymetrowy teleskop w Ostrowiku... 49 Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... 52

K R O N I K A

lózef S a la b u n l... ... 53 Maria z Pstrzochów K arpow iczow al... 55 0 . W o ł c z e k, Ostatnie wyniki badań Księżyca, Marsa i Wenus (XVI Zgromadzenie Ogólne

COSPAR, Konstancja, 23 V - 5 VI 1973)... 57 Z. K o b y l i ń s k i , Konferencja Fizyki Promieniowania Kosmicznego w ZSRR (Apatity

12 - 15 XII 1 9 7 2 ) . ... 66 R E C E N Z J E

W. Z o n n, Kopernik z oddali oglądany ( 0 książce F. Hoyle‘a Nicolaus Copernicus)... 69

Z E S Z Y T 2 - A R T Y K U Ł Y

P. R y b k a, Pozycyjne katalogi gwiazd. Część I... 81 P. R y b k a. Pozycyjne katalogi gwiazd. Częsc II... 91 M. H I o n d, Fotometr i spektrometr do rejestracji miękkiego rentgenowskiego promieniowa­

nia Słońca... 109 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

M. S r o c z y ń s k a , Wiatr słoneczny jako przepływ trójwymiarowy. . ... 125 M. H ł o n d, Urządzenie do pomiaru średniego momentu przejścia gwiazd. . ... 133

4

Spis treści tomu XX II (1974)

J. M. K r e i n e r, Jedyna polska ekspedycja na całkowite zaćmienie Słońca w dniu 30 czerw­

ca 1973... 137

Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... 141

K R O N I K A Z. K o b y l i ń s k i , Letnia Szkoła „Cząstki i pola w przestrzeni kosmicznej", Balatonfiired, 4—15 czerwca 1973... 143

Z. K o b y l i ń s k i , Konferencja poświęcona fizyce promieniowania kosmicznego, Charków, 25—28 września 1973... 144

K. R u d n i c k i, Dwudziestopięciolecie pracy naukowej prof, dr Andrzeja Zięby...147

ZESZYT 3

Nadzwyczajny Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej, Polska, Warszawa — Kraków — Toruń, 4—12 września 1973 r. C. I w a n i s z e w s k a , A. W o s z c z y k , Badania ciał Układu Planetarnego. 65 Sympozjum MUA... ... 153

A R T Y K U Ł Y I. P u s t y l n i k , Synteza krzywych jasności półrozdzielonych układów podwójnych. Część 1. 171 E. B i e 1 i c z, Ustalanie parametrów atmosfer gwiezdnych metodą odwracania profilu pojedyn­ czej linii absorpcyjnej... ... ... • • 191

W. A r k u s z e w s k i , Dyfuzja...199

W. Z o n n, Odległości kwazarów... ....217

P. R y b k a, Pozycyjne katalogi gwiazd. Część III... ....229

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W R. D a n a k, M. W i n i a r s k i, Fotoelektryczne obserwacje momentów zakryć gwiazd przez Księżyc... 239

Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... 243

ZESZYT 4

A R T Y K U Ł Y T. G e h r e I s, Przelot w pobliżu Jowisza... .... 251

M. D y m e k, Pochłanianie promieniowania

XUV

Słońca w atmosferze... .... 261

T. J a r z ę b o w s k i , „Transition radiation". Możliwość nowego mecHaniumu promieniowania w astrofizyce... .... 275

S. R u c i ń s k i, HZ Her - Her X—1... 283

M. K o w a l s k i , B. K u c h o w i c z , Powstawanie pierwiastków lekkich (D do B)... 297

E. B a s i ń s k a - G r z e s i k , Chemiczna ewolucja galaktyk...313

I. P u s t y l n i k , Synteza krzywych jasności półrozdzielonych układów podwójnych. Część II. 329 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W I . T a r r a r o , Ocena ekstynkcji międzygalaktycznej w Polu Jagiellońskim... 345

Spis treści tom u X X II (1974)

5

Ć O H E R K A H H E TETPAJXH 1

Mpe3BbmaHHbiH K o H rp e c c M eayjyHapoA Hofi AcipoHOMHHecKOH Yh h h, IIojibLua, B apm aB a — T o p y n b — KpaKOB, 1—12 ceHTH6p« 1 9 7 3 r ... K . 3 H O J I K O B C K H , CiaSHJIbHOCTb CoJIHeHHOH CHCTeMbl H M aJIbIX 3B e3flH bIX

CHCTeM. 6 2 CHMH03HH M A Y ... A . 4 e phbi, M . F e j u i e p , B. 3 o h h, ConocTaBJieHH K ocM ononm ecK H x TeopHH

c oaHHWMH Ha6jiiofleHHH. 6 3 Cm m iio3Hh M A Y ... H . II. J1 h c o t a , TpaBHTauHOHHoe H3ny^eHHe h rpaBHiauHOHHbiń K o n jian c. 6 4 Ch m iio3hh M A Y ... B .

n

a I H H b C K H, Il03AHHe CT3flHH 3BOJIIOUHH 3Be3fl. 6 6 CHMI103HH MAY

C T a T b H

f i . I l a u H o p e K , O MOAejiax cojiH eiH oń x p o M o c c J ) e p b i... H 3 n a S o p a i o p H H h o 6 c e p B a i o p n i i

B. U l H M a H b C K H , 3aKOHOMepHOCTb H3MeHeHHH npOflOnHCHTeJlbHOCTH BpCMeHH

UHKJIOB fleHTeJlbHOCTH CoJIHIja BbI3bIBaiOmeH COHHeqHbie i i h t h h... K . C T e M n e H b , H o B b iił 60-caH T H M eT poB biń T e n e c K o n b O cT poB H K e . . . . H ayH H bie acT p o H O M m ecK H e yMpeacfleHHH b c i p a H e ... \ .

X p o hh k a

|K)3ecj> C a j i a 6 y H ... |MapHH KapnoBHM y p . f l c T i u o x I ... O . B o ji i e k , IlocJieflHHe Pe3yjibTaTbi HCCJiefloBaHHii C ojiH ua, M apca h BeHepw ( X V I 0 6 m e e CoSpaHHe K O C I1A P, KoHCTaHiyiH, 2 3 V - 5 V I 1 9 7 3 ) . . . . 3 . K o 6 b I J T H H b C K H , KoH(J)epeHOHH <Dh3HKH KoCMHMeCKOrO M3Jiy>ieHHH bC CCP,

(AnaTHTbi, 1 2 —15 X II 1 9 7 2 ) ... P e u e H 3 H H

B. 3 o hh, KonepHHK paccMaTpHBaeMbift H3naJia (o Khhjkkc F. H o y 1 e ’ a „N i­ colaus Copernicus” ) ...

C O flE PA JK H H E T E T P A flH 2 C T a T b H

n . P bl 6 K a , Il03HUH0HHbie KaTaJlOrH 3Bg3fl. y a cT b I ...

II . P bi 6 k a, Il03HUH0HHbie K aT an o ra 3Be3n. *IacTb I I ...

M. X ji o h a , OoTOMeTp m cneKTpoM eTp fln n perncT paim H M H rK oro pem reHO B-

c K o r o H3JiyMeHHH C o jiH u a... 3 7 15 2 7 29 33 45 4 9 5 2 53 55 57

66

6 9 81 91 109

6

Spis treści tom u X X II (1974)

. H 3 J i a 6 o p a T o p H H h o S c e p s a r o p H i i

M. C p o H H H b C K a , CojiHeMHHH B e ie p , K aK T p ex M ep H o e TeweHHe... 12 5

M. X j i o h o , ycT poiicT B o AJiH onpefleneH H H cpeflHero MOMema npoxo»cfleH H H 3B 63fl... 133 E . M . K p a ił h e p , EAHHCTBeHHan noJibC K an siccneflHUHH Ha n o jiH o e 3aTMeHHe

C o jiH u a 3 0 HioHfl 1 9 7 3 r ... 1 3 7 H a y m b ie acTpoHOMHMecKHe ueH T pw b CTpaHe... • ... 141

X p o hhk a

3 . K o G b I J l H H b C K H , JleTHHH UIKOJia „tfaCTblUbl H nOJIH B KOCMHqeCKOM npocTpaH C TB e, B a n a T O H ^ H p e n , 4 - 1 5 1 9 7 3 ... 14 3 3 . K o 6 b I J I H H b C K H , KoH({)epeHUHH, nOCBHmeHHaH (j)H3HKe KOCMHMeCKOrO

H3Jiy*ieHHH, X apK O B , 2 5 - 2 8 1 9 7 3 ... 1 4 4 K . P y f l H H U K H , ZtBafluaTHiiHTHJieTHe HayHHoń p a S o T b i n p o 4 > .flp . A H flacen

3 e M 6 b i... 14 7

C O flE P H C A H H E T E T P A U H 3

H epe3B bm aH K bm K o H rp e c M e a ca y H a p o A H o ro A c T p o H O M m e c K o ro YHHOHa, F lojib- r n a , B a p m a B a -K p a K O B - T o p y H b , 4 - 1 2 ceH TH Spa 1 9 7 3 r .

LI. H B a H H U i e B C K a , A. Bo u j h k, HccjieflOBaHHH Ten FLnaHeTHOH Ch ctc -Mbi. 6 5 CHMTI03HH M A Y ... 1 5 3

C i a i b H

M . n y c t bi ji b hhk, C in rre 3 K pH B bix S n e c ic a n o jiy p a 3 fle jie H H b ix s b o h h m x

CHCTeM. ^ a c T b I ... 171 E . E e jih w, O n p e flen e H H e n a p a M e ip o B 3BŚ3flHbix c h c tc m MeTOflOM oSpam eH H H

npo<J>MJiH OTflejibHOH c n eK T p a n b H o ń jih h h h... 191 B. A p k y iii e b c k h , flH<})(J)y3Hfl... 1 9 9 B. 3 oHH, PaCCTOHHHH KB33apOB... 2 1 7 I I . P bi 6 k a , n o 3 H im o H H b ie K a T a n o r a 3b63A . ^ a c T b I I I ... 2 2 9

M 3 J i a 6 o p a T o p H H h o 6 c e p B a i o p H H

P . JD(ahak, M . Bh h h p c k h, ® 0T 03JieK TpH iecK H e H aSnioaeH H H m o m c h t o b 3a-KpblTMH 3BĆ’3fl JlyHOH ... 2 3 9 H a y w b i e acipoHOM HH ecKHe yMpeacaeHHH b c r p a H e ... 2 4 3

Spis treści tomu X X I I (1974) ₇

COflEPJKAHHE TETPAJ1H 4 C T a T b H

T. T e p e ji c, IlpojieT iio6jih3octh WnHTepa... 251 M. f l t i M e K , IIornomeHHe H3JiyMeHH» XUV CojiHii,a b aTMOCtJiepe... 261

T. H > K e M 6 o B C K H , „nepexoAHoe H3JiyMeHHe” B03M0)KH0CTb HOBoro Mexa-HH3M3 H3JiyTOHHH b aTMOC(J>epe... ... 275 C. P y u H H b C K H , H Z Her = Her X —1... ... 283 M. K o B a J i b C K H , E. K y x o B H M , npoHcxoJKfleHHe jierKHx sneivieHTOB

( D f l o B ) ... 297 3. B a c H H b C K a - r * e c H K , XHMHMecKaH sbojhouhh TajiaKTHKH... 313 H. n y c t w ji b hhk, Chhtc3 KpHBbix 6jiecKa nonypa3fleneHHbix ABOHHbix

CHCTeM. HacTb I I ... 329 H 3 ji a 6 o p a t o p hh h o 6 c e p B a T o p H H

H. T a p p a p a, OneHKa MeacrajiaKTmecKoił skcthhkuhhb HrejijlOHCKOM Ilojie 345 UeHTpajibHaH AcTpoHOMHiecKan OOcepBaiopHH c yjibi6Koń...349

CONTENTS NUM BER 1

Extraordinary Meeting of the International Astronomical Union, Poland, Warsaw Toruń -Kraków, September 4—12, 1973... ® K. Z i o ł k o w s k i , Stability of the Solar System and of the Small Stellar Systems. IAU Sym­

posium No. 62... ... 7 A. C z e r n y , M. H e l l e r , W . Z o n n , Confrontation of Cosmological Theories with the

Observational Data. IAU Symposium No. 63... 15 J. P. L a s o t a, Gravitational Radiation and Gravitational Collapse. IAU Symposium No. 64 . 27 B. P a c z y ń s k i , Late Phases of Stellar Evolution. IAU Symposium No. 66... 29

A R T I C L E S

J . P a c i o r e k , Models of the Solar Chromosphere... . 33 F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

W. S z y m a ń s k i , The Regularity in Changes of the Length of the Solar Spot Cycles... 45 K. S t ę p i e ń, New 60-cm Telescope in Ostrowik... 49 Scientific Astronomical Centres in Poland... 52

C H R O N I C L E

Józef Salabunl... ... 53 Maria Pstrzoch Karpowicz!... 55 0. Wo ł e z e k , Latest Results of the Investigations of the Moon, Mars and Venus (16th

COSPAR meeting, Konstanz, May 23—june, 6, 1973)... 57 Z. K o b y l i ń s k i , Conference on the Physics of Cosmic Rays, (December 12—15, 1972

8

Spis treści tom u X X II (1974) B O O K R E V I E W S

W. Z o n n, Copernicus seen from far (about the book by F. Hoyle Nicolout Copernicus). . . . 69

N U M B E R 2 A R T I C L E S J. Ry b k a, Positional Catalogues of Stars. Part 1... 81

P. R y b k a, Positional Catalogues of Stars. Part II... 91

M. H ł o n d, Photometer and Spectrometer for Solar X-Ray. Radiation... 109

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S M. S r o c z y ń s k a , The Solar Wind as a Three-dimensional Flow... 125

M. H t o n d„Device for the Mean Moment of the Star Transit Determination... 1133

J.M. K r e i n e r, The Only Polish Expedition for the Total Solar Eclipse on June 30,1973. . . 137

137 C H R O N I C L E Z. K o b y l i ń s k i , Summer School on „Particles and Fields in Space“ in Balatonftired, June 4 -1 5 ,1 9 7 3 ... 143

Z. K o b y l i ń s k i , A Conference on Cosmic Ray Physics, Kharkov, September 25—28,1973. 144 K. R u d n i c k i , Professor Andrzej Zięba — Twenty Five Years of Resaerch... 147

]

NUMBER 3

The Extraordinary General Assembly of the International Astronomical Union, Poland, War­ saw—Toruii—Krakdw, September 4—12, 1973 i C. I w a n i s z e w s k a , A. W o s z c z y k , Exploration of the Planetary System. IAU Sympo­ sium No 6 5 ... 153

I A R T I C L E S I. P u s t y l n i k , Synthesis of Light Curves of Semi-detached Binary Stars. Part 1... 171

E. B i e 1 i c z. Determination of Stellar Atmosphere Parametres by Inversion of the Profile of a Single Spectral Line...191

II W. A r k u s z e w s k i , Dyffusion... ...199

W. Z o n n, Distances to Quasars...217

P. R y b k a, Positional Catalogues of Stars. Part III... ... ....229

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

P

H

R. D a n e k , M. W i n i a r s k i , Photoelectric Observations of the Times of Eclipse of Stars by the Moon... 239

Spis treści tomu X X II (1974)

9

NUMBER 4

A R T I C L E S

T. G e h r e 1 s, The Flyby of Jupiter... M. D y m e k, Absorption of the Solar XUV in the Atmosphere... T. J a r z ę b o w s k i , „Transition radiation". A Possibility of a New Radiation Mechanism in Astrophysics... S. R u c i ń s k i, HZ Her = Her X —1... M. K o w a l s k i , B. K u c h o w i c z , The Origin of Light Elements (D to B ) ... E. B a s i ń s k a - G r z e s i k , The Chemical Evolution of Galaxies... 1. P u s t y 1 n i k, Synthesis of Light-Curves of Semi-detached Binary System. Part 11...

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S 1. T a r r a r o. An Estimate of the lntergalactic Absorption in the Jagellonian Field... Central Astronomical Observatory with a S m i l e ...

I N D E K S

Zeszyt W. A r k u s z e w s k i , D y f u z ja ... 3 E. B a s i ń s k a - G r z e s i k , , Chemiczna ewolucja galaktyk... 4 E. B i e 1 i c z, Ustalanie parametrów atmosfer gwiezdnych metodąodwracania pro­

filu pojedynczej linii absorpcyjnej... 3 COA z uśmiechem... 4 A. C z e r n y, M. H e 11 e r, W. Z o n n, Konfrontacja teorii kosmologicznych z da­

nymi obserwacyjnymi. 63 Sympozjum MUA... 1 R. D a n a k , M. W i n i a r s k i , Fotoelektryczne obserwacje momentów zakryćgwiazd

przez Księżyc... ... 3 M. D y m e k. Pochłanianie promieniowania XUV Słońca w atmosferze... 4 T. G e h r e 1 s, Przelot w pobliżu Jowisza... 4 M. H e 11 e r, A. C z e r n y, W. Z o n n, Konfrontacja teorii kosmologicznych z da­

nymi obserwacyjnymi. 63 Sympozjum MUA... 1 M. H ł o n d , Fotometr i spektrometr do rejestracji miękkiego rentgenowskiego

promieniowania Słońca... 2 M. H 1 o n d, Urządzenie do pomiaru średniego momentu przejścia gwiazd... 2 C. I w a n i s z e w s k a , A. W o s z c z y k , Badania ciał Układu Planetarnego. 65

Sympozjum M UA... ’... 3 T .J a r z ę b o w s k i , „Transition radiation". Możliwość nowego mechanizmu pro­

mieniowania w astrofizyce... 4 [M aria z Pstrzochów Karpowiczowa,] Patrz K. R u d n i c k i ... 1

Z. K o b y l i ń s k i , Konferencja Fizyki Promieniowania Kosmicznego w Z S R R , Apatity, 12-15 X II 1972... 1 Z. K o b y l i ń s k i , Konferencja poświęcona fizyce promieniowania kosmicznego,

Charków, 25—28 września 1973... 2 Z. K o b y l i ń s k i , „Letnia Szkoła „Cząstki i pola w przestrzeni kosmicznej” ,

lialatonfured, 4-15 czerwca 1973... 2 M. K o w a l s k i , B. K u c h o w i c z , Powstanie pierwiastków lekkich (D do B). . 4

251 261 275 283 297 313 329 345 349 Strona 199 313 191 349 15 239 261 251 15 109 133 153 275 55 66 144 143 297

10

Spis treści tomu X X II (1 9 7 4 )

J.M . K r c i n e r, Jed yn a polska ekspedycja na całkowite zaćmienie Słońca w dniu 30 czerwca 1973... B. K u c h o w i c z, M. K o w a 1 s k i, Powstanie pierwiastków lekkich (D do B). . J.P . L a s o t a, Promieniowanie grawitacyjne i kolaps grawitacyjny. 64 Sympozjum

MUA... ...

.Nadzwyczajny Kongres Międzynarodowej Unii Astronom icznej, Polska, Warszawa-—Toruń—Kraków, 4 —12 września 1973 r... Nadzwyczajny Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej Polska, Warszawa—

—Kraków —Toruń, 4 —12 września 1973 r. . . . . . ... Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... ... Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju . ... Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... J . P a c i o r e k , 0 modelach chromosfery słonecznej... B. P a c z y ń s k i, Późne stadia ewolucji gwiazd. 66 Sym pozjum MUA... 1. P u s t y 1 n i k, Synteza krzywych jasności półrozdzielonych układów podwójnych Część I... I. P u s t y 1 n i k. Synteza krzywych jasności półrozdzielonach układów podwój­ nych. Część II... ... S. R u c i ń s k i, HZ ller = Her X —1 ...

Jó z e f Sałabunl

Maria z PstrzocKow KarpowiczowT] K. R u d n i c k i,

K. R u d n i c k i , __________________________________

K. R u d n i c k i, Dwudziestopięciolecie pracy naukowej prof, dr Andrzeja Zięby. P. R y b k a,

K. S t ę p i e ń, Nowy 60-centymetrowy teleskop w O s t r o w i k u ... W. S z y m a ń s k i , Prawidłowość zmian długości cykli plamotwórczej aktywności S ł o ń c a ... I . T a r r a r o , Ocena ekstynkcji międzygalaktycznej w Polu Ja g ie llo ń sk im ... M. W i n i a r s k i, R. D a n a k , Fotoelektryczne obserwacje momentów zakryć

gwiazd przez Księżyc ... 0 . W o ł c z e k , Ostatnie wyniki badań Księżyca, Marsa i Wenus.(XVI Zgromadze­

nie Ogólne COSPAR, Konstancja, 23 V — 5 VI 1 9 7 3 ) ... A. W o s z c z y k , C . I w a n i s z e w s k a , Badania ciał Układu Planetarnego. 65 Sym pozjum MUA... K. Z i o ł k o w s k i , Stabilność Układu Słonecznego i małych układów gwiazdo­

wych. 62 Sympozjum MUA ... W. Z o n n, Kopernik z oddali oglądany ( 0 książce F. Hoyle’a Nicolaus Copernicus). W. Z o n n, Odległości k w azarów ... ... W. Z o n n, A. C z e r n y , M. II e 11 e r, Konfrontacja teorii kosm ologicznych z d a­

nymi obserwacyjnymi. 63 Sym pozjum MIJA . . ...

2 137 4 297 1 27 1 3 3 153 1 52 2 141 3 243 1 33 1 29 3 171 4 329 4 283 1 53 1 55 2 147 2 81 2 91 3 229 1 53 2 125 1 49 1 45 4 345 3 239 1 57 3 153 1 7 1 69 3 217 1 15 t

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 XXII — ZESZYT 1

1974

K O L E G IU M R E D A K C Y JN E Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkow ie: Józef W itkow ski, Poznań W łodzim ierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodólkiew icz, Warszawa Adres Redakcji: W arszawa, Al. Ujazdow skie 4

O bserw atorium Astronomiczne UW

W Y D A N O Z POM O C Ą FIN ANSOW A POLSKIEJ A K A D E M II NAUK

Printed In Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1974

W ydanie I. Nakład 553 + 127 egz. Ark. wyd. 5,5. Ark. druk. 4,75 Papier ollsetowy kl. III, 80 g, 70x100. Podpisano do druku 2.111.1974 r.

D ruk ukończono w marcu 1974 r. Zam. 6b9 T-13. Cena zt 10,—

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Żwirki 2

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1 9 7 4 ). Zeszyt 1

NADZW YCZAJNY KO N G R ES MIĘDZYNARODOW EJ UNII ASTRONOM ICZNEJ

PO LSKA, W A RSZAW A-TO RUN -KRAK Ó W , 4 - 1 2 W RZEŚNIA 1973 r.

W dniach od 4 do 12 września 1973 r. odbył się w Polsce, w trzech miastach: Warsza­ wie, Toruniu i Krakowie, Nadzwyczajny Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej, zorganizowany w celu uczczenia 500 rocznicy urodzin Mikołaja Kopernika. Wysoki Pa­ tronat nad Kongresem objął Przewodniczący Rady' Ministrów Polskiej Rzeczypospolitej Ludowej — Piotr J a r o s z e w i c z . W Kongresie uczestniczyło ok. 900 naukowców (astronomów, fizyków i matematyków) z 40 krajów.

Sesja Inauguracyjna rozpoczęła się w dniu 4 września 1973 r. o godz. 10 w Sali Kon­ gresowej Pałacu Kultury i Nauki w Warszawie. Po powitaniu zebranych przez Przewodni­ czącego Lokalnego Komitetu Organizacyjnego NK MUA prof. Józefa S m a k a, głos za­ brał Przewodniczący Rady Ministrów PRL Piotr. J a r o s z e w i c z , a następnie przemó­ wienia wygłosili: Prezes Polskiej Akademii Nauk prof. Włodzimierz T r z e b i a t o w s k i , Przewodniczący Prezydium Rady Narodowej m. st. Warszawy inż. Jerzy M a j e w s k i , Przewodnicząca Komitetu Narodowego do Spraw Międzynarodowej Unii Astronomicznej prof. Wilhelmina I w a n o w s k a oraz Prezes Międzynarodowej Unii Astronomicznej prof. Leo G o l d b e r g , który otworzył obrady Kongresu. Po przerwie odbył-się recital fortepianowy Barbary H e s s e - B u k o w s k i e j , w którego repertuarze znalazły się utwory Fryderyka Chopina i Karola Szymanowskiego. Na zakończenie Sesji Inauguracyj­ nej prof. Owen G i n g e r i c h wygłosił wykład: Astronomia i kosmologia Kopernika. W godzinach popołudniowych 4 września 1973 r. w Teatrze Wielkim Opery i Baletu w Warszawie wystawiony został dla uczestników Kongresu i zaproszonych gości balet Ludomira Różyckiego Pan Twardowski. Wieczorem tego samego dnia w salach Urzędu Rady Ministrów na Krakowskim Przedmieściu wydane zostało przez Przewodniczącego RM PRL Piotra J a r o s z e w i c z a przyjęcie dla wszystkich uczestników Kongresu.

Program naukowy Kongresu składał się z 6 sympozjów oraz 3 wykładów, do wygło­ szenia których zostali zaproszeni wybitni specjaliści określonych dziedzin astronomii. Sympozja nosiły podwójną numerację: kolejny numer sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej oraz kolejny numer sympozjum na Nadzwyczajnym Kongresie MUA (Kopernikowskie Sympozjum CI — CVI). Były to:

CI, Sympozjum MUA Nr 62: Stabilność Układu Słonecznego i małych układów gwia­

zdowych — Warszawa, 5—8 września 1973 r., Przewodniczący: prof. Y. K o z a i;

CII, Sympozjum MUA nr 63: Konfrontacja teorii kosmologicznych z danymi obser­

wacyjnymi — Kraków, 10—12 września 1973 r., przewodniczący: prof. J. B. Z e 1 d o-

w i c z;

CIII, Sympozjum MUA Nr 64: Promieniowanie grawitacyjne i kolaps grawitacyjny — Warszawa, 5—8 września 1973 r., przewodniczący: prof. A. T r a u t m a n ;

4

N a d zw ycza jn y Kongres MUA

C1V, Sympozjum MUA Nr 65: Badania Układu Planetarnego — Toruń, 5 —9 września 1973 r., przewodniczący: prof. P. S w i n g s;

CV, Sympozjum MUĄ Nr 66: Późne stadia ewolucji gwiazd — Warszawa, 10—12 września 1973 r., przewodnicząca: prof. A. G. M a s i e w i c z;

CV1, Sympozjum organizowane przez 'Międzynarodową linię Historii i Filozofii Nauki przy współpracy Międzynarodowej Unii Astronomicznej: Astronomia Kopernika i jej tło

— Toruń, 7 i 8 września 1973 r., przewodniczący: prof. 0 . G i n g e r i c h.

W Warszawie obrady toczyły się w Pałacu Kultury i Nauki (Sympozjum nr 64 i 66 w sali Warszawskiej, Sympozjum nr 62 w sali Rudniewa), w Toruniu — w auli Uniwersy­ tetu Mikołaja Kopernika, w Krakowie — w Instytucie Fizyki Uniwersytetu Jagielloń­ skiego.

Poniżej „Postępy A stronom ii” zamieszczają sprawozdania z sympozjów nr 62, 63, 64 i 66. Redakcja dołoży starań, by sprawozdanie z Sympozjum nr 65 ukazało się w jed ­ nym z najbliższych numerów naszego pisma.

Wykłady zaproszone odbyły się po jednym w każdym z trzech miast:

w Warszawie 5 września 1973 r. w Sali Kongresowej PKiN odbył się wykład prof. Georga R. F i e 1 d a na tem at Fizyka materii międzygwiazdowej',

w Toruniu 8 września 1973 r. w auli Uniwersytetu Mikołaja Kopernika prof. Frank J. L o w wygłosił wykład na tem at Astronomia w podczerw ieni;

w Krakowie 11 września 1973 r. w sali Filharmonii prof. Wiktor A. A m b a r t s u ­ m i a n miał wykład na tem at Jądra galaktyk.

Uczestnicy Kongresu odwiedzili także obserwatoria astronomiczne w Ostrowiku, Piw­ nicach i na Skale.

Kongresowi towarzyszyło szereg imprez o charakterze kulturalnym i turystyczno- -krajoznawczym. W Warszawie 3 września 1973 r. o godz. 20 odbyło się spotkanie przy­ byłych na Kongres (Informal Gathering) w sali Marii Curie-Skłodowskiej w PKiN. Dla wszystkich uczestników Kongresu zorganizowane zostało zwiedzanie miast kongreso­ wych: Warszawy, Krakowa i Torunia. Obiekty szczególnie wartościowe były celem od­ dzielnych wycieczek. I tak w Warszawie goście mogli zwiedzić Muzeum Narodowe, Park Łazienkowski, Pałac w Wilanowie, Stare Miasto; w Toruniu — Muzeum Etnograficzne i wystawę Epoka Kopernika w sztuce europejskiej, 1450—1550', w Krakowie — Wawel i wystawę Mikołaj Kopernik w Krakowie. W Warszawie zorganizowane były dla uczestni­ ków Kongresu specjalne koncerty w Łazienkach zespołów ,,I Musici C antanti” i „Fistula- tores et Tubicinatores Varsovienses” ; w Toruniu w kościele Świętego Jana koncert zespo­ łu „Cappella Bydgosiensis” i w A udytorium Collegium Maximum koncert muzyki Cho­ pina; w Krakowie — koncert organowy w kościele Dominikańskim.

Wszystkim uczestnikom Kongresu w ramach wpisowego przysługiwało także prawo do udziału w jednej z następujących wycieczek półdniowych: z Warszawy do Żelazowej Woli, lub do Nieborowa, lub nad Jezioro Zegrzyńskie; z Torunia do Ciechocinka, lub do Piwnic, lub do Golubia-Dobrzynia, lub do Chełmna i kwiecia; z Krakowa do Oświęcimia lub do Wieliczki.

Niezależnie od wyżej wymienionych wycieczek półdniowych uczestnicy Kongresu mogli wziąć udział w jedno- lub parodniowych wycieczkach płatnych zorganizowanych przez PBP „Orbis” . Należały do nich cztery wycieczki na Szlak Kopernika na trasie:

N a d zw ycza jn y Kongres M U A 5

Warszawa—Toruii—Gdaiisk—From bork—Lidzbark Warmiiiski—Olsztyn—Warszawa, oraz wycieczki z Warszawy do Krakowa, z Warszawy do Torunia, z Warszawy nad Jezioro Zegrzyiiskie, z Torunia do Trójmiasta i z Torunia do Malborka.

Na zakończenie Kongresu odbyły się w Warszawie i Krakowie kolacje pożegnalne (Closing Dinners).

.

'

■

■

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1 9 7 4 ). Zeszyt 1

STA BILN O ŚĆ UKŁADU SŁONECZNEGO I MAŁYCH UKŁADÓW GWIAZDOWYCH

62 SYMPOZJUM MIĘDZYNARODOW EJ UNII ASTRONOM ICZNEJ WARSZAWA, 5 - 8 WRZEŚNIA 1973 r.

K R Z Y S Z T O F Z I O Ł K O W S K I Pracownia Przetwarzania Informacji Kosmicznych

Instytutu Maszyn Matematycznych (Warszawa)

W odbywającym się w ramach Nadzwyczajnego Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej 62 Sympozjum IAU, poświęconym stabilności Układu Słonecznego i małych układów gwiazdowych, wzięło udział ok. 100 osób. Spośrod 35 referatów wy­ głoszonych podczas Sympozjum trzy miały charakter przeglądowy, a większość z pozo­ stałych — ukazujących własne prace autorów — grupowała się wokół zagadnień dotyczą­ cych pierścienia planetoid, ruchu komet okresowych, analitycznych teorii ruchu planet i satelitów, modelowania cyfrowego układów gwiazdowych i numerycznego badania wpływu różnych czynników na ewolucję tych układów.

Omówienie niektórych wystąpień podczas Sympozjum rozpoczniemy od krótkiej prezentacji referatów przeglądowych. H. P o 11 a r d (Purdue University, Lafayette, India­ na, USA) przedstawił aktualny stan zagadnienia

N

ciał. Obecny rozwój badań w tym za­ kresie przebiega — według autora — w czterech kierunkach. Pierwszym jest ustalanie osobliwości będących wynikiem zderzeń. Za najważniejszy rezultat autor uważa tu zna­ lezienie warunków koniecznych na to, aby osobliwość była spowodowana zderzeniem. Drugim kierunkiem jest analiza zachowania się układu, gdy czas dąży do nieskończono­ ści. Jako główny wynik uzyskany ostatnio P o l l a r d wymienia prace D. S a a r i po­ święcone układom nie zakłóconym osobliwościami. Do trzeciej grupy autor zalicza ba­ dania powierzchni rozwiązań równań różniczkowych zagadnienia

N

ciał metodami współ­ czesnej topologii uważając za zadowalające rezultaty, jakie dotychczas uzyskano dla przypadku płaskiego i podkreślając konieczność ich uogólnienia. Traktując badania nu­ meryczne jako czwarty kierunek rozwoju omawianego zagadnienia, P o 11 a r d, jako ma- tematyk-teoretyk, nie bez uszczypliwości podkreślił, że ich wyniki są jeszcze dalekie od ostateczności.

L . M a r k u s (University of Warwick, Coventry Warwickshire, U.K.) poświęcił referat współczesnej teorii układów dynamicznych. Zwrócił uwagę, że podobnie jak Kopernik w swym dziele dążył do osiągnięcia największej prostoty, również dzisiejsze badania w dziedzinie matematycznej teorii zachowawczych układów dynamicznych, kierując się tą zasadą, eliminują sytuacje zależne od przypadkowych zbiegów okoliczności czy wza­ jemnych współzależności i koncentrują się na zagadnieniach typowych lub ogólnych.

I wreszcie trzeci referat przeglądowy wygłosił J. M o s e r (Courant Institute of

8

K. Ziółkowski

matical Sciences, New York University, N.Y., USA) na temat stabilności w mechanice nieba. Był to, podobnie jak poprzednio, zarys najnowszych osiągnięć w tej dziedzinie ze szczególnym uwzględnieniem zagadnień analitycznych (M o s e r, tak jak i autorzy pozo­ stałych referatów przeglądowych, jest matematykiem). W szczególności referent przedy­ skutował dawny problem zbieżności szeregów teorii perturbacji w świetle słynnych rezul­ tatów A r n o l d a , K o ł m o g o r o w a i M o s e r a oraz omówił typy rozwiązali quasi- -periodycznych i orbit podwójnie asymptotycznych w zagadnieniu trzech ciał.

Ogólnym zagadnieniom dotyczącym pierścienia planetoid poświęcone były dwa refe­ raty. M. L e c a r i F. F r a n k l i n (Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, USA) przedstawili w postaci efektownych rysunków wykonanych na ploterze wyniki obliczeń modelowych, z których wynika, że z losowego rozkładu pierwotnego planetoid, wskutek perturbacji planetarnych, w okresie kilku tysięcy lat mogą tworzyć się ugrupo­ wania analogiczne do rzeczywiście obserwowanych rodzin planetoid. Praca ta świadczy o możliwości istnienia innego mechanizmu powstawania rodzin niż wspólne pochodzenie.

Własną hipotezę pochodzenia pierścienia planetoid omówił S. G ą s k a z Uniwersytetu M. Kopernika w Toruniu. Zakładając, że plapetoidy powstały z rozpadu pierwotnej plane­ ty próbuje on znaleźć jej elementy orbity. Przyjmuje w tym celu istnienie liniowych za­ leżności między wielkimi półosiami, odległościami apheliów i stałymi Jacobiego orbit planetoid i dyspersjami ich nachyleń i mimośrodów. Ekstrapolując te zależności znajduje wartości wielkiej półosi, odległości aphelium i stałej Jacobiego przy zerowych dysper­ sjach nachylenia i mimośrodu, a więc w hipotetycznym momencie rozpadu praplanety. Z uderzającej zgodności wartości tych elementów z odpowiednimi wartościami dla orbity Marsa autor wyciąga wniosek, że rozpadem pierwotnego Marsa należy tłumaczyć po­ wstanie planetoid. Naszkicowaną metodę postępowania autor przetestował na przykła­ dzie roju Perseid, który powstał z rozpadu komety 1862 III.

Zabierajac głos w dyskusji po tym referacie, jak również występując na zakończenie Sympozjum z krótką prezentacją własnych poglądow na kosmogonię Układu Słoneczne­ go, V. S. S a f r o n o w z Instytutu Fizyki Ziemi Akademii Nauk ZSRR w Moskwie pod­ kreślił brak wyjaśnienia przez hipotezę G ą s k i faktu większej niż w przypadku Marsa średniej odległości planetoid od Słońca oraz poddał w wątpliwość sugerowaną przez autora hipotezy masę pierwotnego Marsa kilkakrotnie przewyższającą obecną masę pla­ nety.

Spośród szczegółowych zagadnień dotyczących dynamiki planetoid poruszanych pod­ czas Sympozjum warto wymienić ciekawą pracę H. S c h o 11 a (Astronomische Rechen- -Institut, Heidelberg) prezentującą rezultaty numerycznych badań stabilności ruchu pla­ netoid, który charakteryzuje się współmiernością z ruchem Jowisza 2:1. Przyjmując, w charakterze modelu, płaskie eliptyczne ograniczone zagadnienie trzech ciał Słońce- -Jowisz-planetoida autor potwierdził- wcześniejszy rezultat G i f f e n a, który stwierdził, że orbity o. mimośrodach większych niż 0,3 są stabilne, podczas gdy orbity z mimośroda- mi mniejszymi od 0,3 są niestabilne. Obliczenia G i f f e n a obejmujące okres 60 000 lat wskazywały ponadto na powolny, systematyczny wzrost mimośrodów orbit, których po­ czątkowe mimośrody były małe. Doprowadziło to do przypuszczenia, że wskutek zwięk­ szania mimośrodów orbit, a co za tym idzie wzrostu prawdopodobieństwa zderzeń z in­ nymi planetoidami, będą one zmieniać swoje orbity tworząc w pierścieniu planetoid lukę

Stabilność Układu Shneoznego 9

analogiczną do tej, którą w rzeczywistości obserwuje się jako tzw. przerwę Hekuby. Jednakże obliczenia S c h o l i a obejmujące większy okres 200 000 lat nie potwierdziły tego mechanizmu powstawania przerw w pierścieniu planetoid. Okazało się mianowicie, że po wzroście mimośrodów proces odwraca się i obserwuje się ich zmniejszanie; zjawi­ sko ma więc charakter oscylacji.

Mdwiąc o współmierności ruchów typu 2:1 warto wspomnieć referat R . G r e e n b e r - g a (Lunar and Planetary Laboratory, Tucson, Arizona) o innym przypadku takiego rezo­ nansu w układzie słonecznym, a mianowicie ruchu satelitów Saturna: Mimas i Tethys. Autor szczegółowo przeanalizował wpływ spłaszczenia Saturna na powstanie tej współ- miemości i doszedł do wniosku, że można je uważać za jeden z głównych czynników od­ powiedzialnych za powstanie rezonansu. Wydaje się, że praca stanowi ciekawy przyczy­ nek do teoretycznych badań nad pochodzeniem współmierności ruchów w Układzie Sło­ necznym.

Na ciekawy szczegół teorii wiekowych perturbacji planetoid zwrócili uwagę Y. K o z a i i M. Y u a s a z Obserwatorium Astronomicznego w Tokio. Jeśli mimośrody i nachylenia orbit planetoid są małe, to z teorii wiekowych perturbacji pierwszego rzędu względem perturbujących mas wynika, że wiekowe ruchy długości peryhelium i węzła są równe co do wartości bezwzględnej, ale mają przeciwne znaki. Natomiast nie jest to prawdą, jeśli uwzględni się perturbacje wyższych rzędóv. Okazuje się jednak, że dla planetoid, które są członkami rodzin równość wartości absolutnych wiekowych ruchów długości peryhe­ lium i węzła jest niezależna od rzędu uwzględnianych perturbacji.

Zagadnień kometarnych dotyczyły trzy referaty pracowników Instytutu Astronomii Teoretycznej Akademii Nauk ZSRR w Leningradzie (z powodu nieobecności autorów odczytane przez V. K. A b a ł a k i n a). Wszystkie one ukazywały jednak wyłącznie obli­ czenia — tradycyjnymi metodami — orbit pojedynczych komet okresowych. I tak w refe­ racie N. A. B o k h a n i Yu. Y. C h e r n e t e n k o przedstawiono wynik badań ruchu ko­ mety Encke w okresie od 1901 do 1970 r. obejmującym 22 pojawienia się komety. Refe- rat N. A. B e 1 a e.v a i S . D . S h a p o r e v a zawierał wyniki dotyczące komety Schwass- manna-Wachmanna 3, a w szczególności jej bliskiego przejścia koło Jowisza w 1882 r. i ewolucji jej orbity w okresie 200 lat od 1800 do 2000 r. I wreszcie rezultaty powiązania dwóch pojawień się komety Westphala w latach 1852 i 1913 dla wyznaczenia efemerydy na rok 1974 zawierała praca L. M. B e 1 o u s. Szczegółowa problematyka tych referatów wykraczająca poza ramy określone tematem Sympozjum, a przede wszystkim nieobec­ ność autorów, wykluczyły możliwość dyskusji przedstawionych zagadnień, interesujących zapewne niektórych słuchaczy.

Problemom teorii ruchu planet poświęcpne były dalsze dwa referaty radzieckie. Wszystkie znane teorie planetarne opierają się na szeregach potęgowych względem mas planet. V. A. B r u m b e r g z Instytutu Astronomii Teoretycznej Akademii Nauk ZSRR w Leningradzie przedstawił pracę (z powodu nieobecności autora odczytaną przez V. K. A b a ł a k i n a ) , w której rozwinięcia względem potęg mas planet zastępuje się iteracyj- nym poprawianiem przybliżonych wartości współczynników nierowności planetarnych. Prawe strony równań ruchu oblicza się za pomocą skończonych wyrażeń, bez koniecz­ ności uciekania się do rozwinięć względem potęg małych poprawek współrzędnych planet. W przypadku N planet metoda ta wymaga wykonywania operacji analitycznych na

szere-10

K. Z ió łko w ski

gach potęgowych 4A' zmiennych wielomianowych, w których współczynnikami są szeregi trygonom etryczne N zmiennych kątowych. Dla znalezienia liczbowych wartości współ­ czynników rozwinięć ruchu planetarnego autor zaleca użycie normalizacji Birkhoffa lub rozwinięcia Taylora względem potęg czasu. Mała modyfikacja metody dla przypadku re­ zonansu czyni ją użyteczną również dla zagadnienia ruchu galileuszowych satelitów Jowisza.

M.S. P e t r o v s k a y a (współautor N . I . L o b k o v a ) , również z Instytutu A strono­ mii Teoretycznej w Leningradzie, przedstawiła pracę dotyczącą obliczania wiekowych perturbacji w przypadku ruchów bliskich współmierności. Główną ideą jest rozwinięcie prawych stron równań ruchu w szereg Taylora względem potęg małej wielkości charakte­ ryzującej odchylenie anomalii średniej od jej wartości w przypadku ścisłej współmiemo- ści. Wielkość ta jest traktow ana jako nieznana funkcja na rdwni z keplerowskimi elemen­ tami. Współczynnikami szeregów są periodyczne funkcje jednej zmiennej kątowej.

Założenia analitycznej teorii ruchu galileuszowych satelitów Jowisza przedstawił w krótkim komunikacie S. F. M e 4 1 o z Brazylii. Dzięki wprowadzeniu nowych zmien­ nych, zależnych od całek pierwszych Laplace’a, autorowi udało się skonstruować całko­ walne równania różniczkowe dla teorii drugiego rzędu. Rozwiązania, dające perturbacje w postaci czysto trygonom etrycznej, ukazują obserwowane osobliwości ruchów sateli­ tów. A utor zapowiedział przeprowadzenie prób zastosowania nowej teorii do ruchów innych ciał Układu Słonecznego.

Ostatnio coraz wyraźniej dają się obserwować tendencje ujmowania różnych zagad- nierl dynamicznych nie konwencjonalnymi metodami. Do modelowania ewolucji ukła­ dów gwiazdowych — zamiast klasycznych, ale ograniczonych w użyciu metod num erycz­ nego całkowania równarf ruchu — stosuje się np. metody typu Monte Carlo. Ciekawe re­ zultaty osiągnięto również w tym zakresie metodami mechaniki płynów*. Natomiast podczas omawianego Sympozjum R. H. M i 1 1 e r z Wydziału Astronomii i Astrofizyki Uniwersytetu w Chicago zaprezentował termodynamiczne ujęcie problemu samograwitu- jącego układu N ciał. W podobny sposób M. H e n o n z Obserwatorium Astronomicznego w Nicei traktow ał zagadnienie stabilności sferycznych układów gwiazdowych. Stosując podział układu na współśrodkowe warstwy sferyczne znalazł numerycznie, że politropo- we modele z izotropowym rozkładem prędkości są stabilne przy zmniejszaniu się indeksu politrópy prawie aż do wartości 1/2. „Uogólnione politropy” , z funkcją rozkładu zależną od energii i m omentu pędu, są niestabilne, gdy indeks politropy jest mały i rozkład pręd­ kości ma odchylenia radialne.

Zastanawiająca jest obserwowalna tendencja grupowania się w pobliżu siebie gwiazd o zbliżonych jasnościach i typach widmowych. Szwedzcy astronomowie L. O. L o n d e n i H . R i c k m a n z obserwatoriów astronomicznych w Uppsali i Sztokholmie uważają, że nie jest to zjawisko przypadkowe i próbują łączyć je z zagadnieniami stabilności ma­ łych układów gwiazdowych. Dochodzą do wniosku, że stabilność pewnych konglomera- cji gwiazd — w szczególności układów podwojnych — może zależeć od stosunków mas składników i osiąga maksimum w przypadku równości mas. Za najprostsze wyjaśnienie

*Te nowe oba podejścia do zagadnienia modelowania cyfrowego układów JV punktów material­ nych były szeroko dyskutowane m.in. podczas Kolokwium Międzynarodowej Unii Astronomicznej nr 10 w sierpniu 1970 r. w Cambridge (Anglia).

Stabilność Układu Słonecznego 11

wspomnianego zjawiska autorzy uważają koncepcję, według której najmasywniejsze gwia­ zdy gromady lub układu wielokrotnego tworzą najbardziej stabilne i w konsekwencji naj­ trwalsze konfiguracje. Pozostałości gromad będą najprawdopodobniej składać się z gwiazd o prawie jednakowych masach.

A. S. B a r a n o v z Instytutu Astronomii Teoretycznej w Leningradzie przedstawił wyniki modelowych badań (prowadzonych wspólnie z Yu. V. B a t r a k o v e m ) wpływu . tarcia dynamicznego na ruch gwiazd w wolno rotującej gromadzie sferycznej. Autorzy zaniedbują deformacje gromady spowodowane jej obrotem i przyjmują, że gwiazdy po­ ruszają się po niekołowych orbitach wokół centrum gromady tracąc energię wskutek częstych przypadkowych zbliżeń z innymi gwiazdami (tarcie dynamiczne). Przyjmując zarówno jednorodny jak i wykładniczy rozkład masy w gromadzie okazuje się, że odle­ głości perycentrum i apocentrum orbity gwiazdy systematycznie zmniejszają się, a sama orbita staje się coraz bardziej kołowa (wyraźna analogia z ruchem sztucznych satelitów w atmosferze Ziemi). Zmniejszanie się rozmiarów orbity jest proporcjonalne do masy gwiazdy, a więc tarcie dynamiczne może prowadzić do pewnej segregacji.gwiazd wzglę­ dem ich mas. Autorzy zwracają wreszcie uwagę na fakt, że efekty tarcia dynamicznego są stosunkowo większe w gromadach otwartych niż w gromadach kulistych.

D. C. H e g g i e z Instytutu Astronomii Uniwersytetu w Cambridge (Anglia) refero­ wał wyniki badań numerycznych nad rolą układów podwójnych w ewolucji niewielkich gromad. Okazuje się, że jeśli energia wiązania układu podwójnego przewyższa średnią energię kinetyczną pojedynczego składnika, wtedy zbliżenie do układu podwójnego może doprowadzić do wyrzutu składnika z gromady. Ewolucja gromady, w której układy podwójne charakteryzują się energią wiązania mniejszą od średniej energii kinetycznej pojedynczego składnika, prowadzi do utworzenia się stanu trwałego. W ogólności autor dochodzi do wniosku, że — pomijając mechanizm ucieczki — dynamiczna ewolucja gro­ mad nie zależy w istotny sposób od liczebności występowania w nich układów podwój­ nych, chyba że w początkowym stadium ewolucji ich ilość była wielka, co jednak — bio­ rąc pod uwagę obserwowaną obfitość gwiazd podwójnych w Galaktyce — wydaje się ma­ ło prawdopodobne.

A. B r a h i c (Francja), w oparciu o badania numeryczne, analizował rolę niespręży- stych zderzeń w formowaniu się z pierwotnej mgławicy N punktów materialnych two­ rów w kształcie dysku. Jest wiadome, że w mgławicy złożonej z ciał podlegających czę­ ściowo niespręźystym zderzeniom tworzy się centralna kondensacja, układ jako całość podlega spłaszczeniu wzdłuż osi początkowego momentu pędu, a mimośrody orbit po­ szczególnych składników w ogólności zmniejszają się. Autor referatu próbował tłuma­ czyć tym mechanizmem formowanie się pierścienia Saturna, a także układu słonecznego. Omawiając referaty dotyczące modelowania i badania stabilności układów gwiazdo­ wych nie sposób pominąć pozaprogramowej atrakcji Sympozjum, jaką było wyświetlenie filmu obrazującego ewolucję dużego układu gwiazdowego (np. galaktyki) w następstwie jego zbliżenia się do tworu kosmicznego o porównywalnej masie (np. drugiej galaktyki). Film został zrealizowany w Instytucie Matematyki Stosowanej Akademii Nauk ZSRR przez T. M. E n e e v a w postaci sekwencji zdjęć obrazów uzyskiwanych na displayu, przedstawiających wyniki odpowiednich obliczeń na maszynie cyfrowej. Jako podstawę matematyczną modelu przyjęto hiperboliczne, ograniczone zagadnienie trzech ciał i

dro-12

K. Ziołkowski

gą numerycznego całkowania znajdowano ruch pojedynczej gwiazdy badanego układu

w polu grawitacyjnym utworzonym przez masy obu mijających się galaktyk skupione

w ich środkach. Warunki początkowe dobierano tak, aby badany układ miał pierwotnie

kształt dysku, w którym gwiazdy poruszałyby się ruchem kołowym wokół centrum.

Przebadano w ten sposób kilka wariantów ewolucji galaktyki w zależności od ruchu

względem niej masy zakłócającej: w kierunku prostopadłym do płaszczyzny dysku

pierwotnego układu, w tej płaszczyźnie w kierunku przeciwnym i zgodnym z kierunkiem

ruchu gwiazd w dysku itp. Obserwacja procesu ewolucji różnych wariantów modelu

wskazywała na uderzające podobieństwo niektórych jej etapów z obrazami rzeczywiście

obserwowanych galaktyk. I tak film ukazywał formowanie się ramion spiralnych, po­

dział na części, tworzenie się „poprzeczek” i „mostójv” itp. Szkoda, że komentarz autora

nie zawierał żadnych oszacowań ilościowych lub jakościowych wyników eksperymentu.

Oprócz referatów, które można było wyraźnie zaklasyfikować do pewnych grup te­

matycznych, dużą część wystąpień podczas Sympozjum poświęcono bardzo różnym te­

matycznie zagadnieniom mechaniki nieba i dynamiki gwiazdowej. Wymieńmy kilka

przykładowo. B. G a r f i n k e 1 (Yale University, USA) ujął znany w teorii ruchu sztucz­

nych satelitów Ziemi problem krytycznego nachylenia, jako zagadnienie rezonansu po­

wstającego z bliskości do współmierności typu 1:1 okresów anomalistycznego i smocze­

go. J. S. G r i f f i t h (Lakehead University, Canada) znalazł nowe warunki dla ucieczki

jednego ze składników układu trzech ciał. W dotychczas znanych wyrażeniach określają­

cych te warunki masa trzeciego ciała występowała w mianowniku, co stwarzało trudno­

ści w ich stosowaniu w przypadku małej masy. Nowe warunki nie mają już takiej zależ­

ności od masy trzeciego ciała i przez to są — przynajmniej w niektórych przypadkach —

bardziej użyteczne. V . M a t a s z Instytutu Astronomii Czechosłowackiej Akademii Nauk

w Pradze przedstawił metodę rozdzielenia równań wariacyjnych przestrzennego, eliptycz­

nego, ograniczonego zagadnienia trzech ciał na trzy równania Hilla. Ciekawe wyniki no­

wych jakościowych badań kołowego ograniczonego zagadnienia trzech ciał w przypadku

bliskich orbit (np. problem Słońce-Jowisz-planetoida) oraz badań ewolucji orbity satelity

pod wpływem wzajemnych perturbacji trzeciego ciała poruszającego się po orbicie elip­

tycznej i niecentralności pola grawitacyjnego planety, którą okrąża satelita — przedstawił

M. L. L i d o v z Uniwersytetu im. Łomonosowa w Moskwie. Informacje o pracach nad

zagadnieniem stabilności układów potrójnych gwiazd prowadzonych w Zakładzie Dyna­

miki Gwiazdowej Uniwersytetu w Leningradzie zawierał referat T.A. A g e k j a n a i J. P.

A n o s s o v e j (z powodu nieobecności autorów odczytany przez V. K. A b a ł a k i n a).

Chociaż temat Sympozjum ograniczał jego zakres do układu słonecznego i małych

układów gwiazdowych, to jednak z dużym zainteresowaniem, nie pozbawionym głosów

polemicznych, spotkały się matematyczno-filozoficzne rozważania na temat zastosowa­

nia klasycznego zagadnienia N ciał do Wszechświata jako całości. D. G. S a a r i z Wydzia­

łu Matematyki Uniwersytetu w Evantston (Illinois, USA) podał pewne aspekty kosmo­

logicznej interpretacji zaproponowanej przez siebie wcześniej (D. S a a r i, Trans. Amer.

Math. Soc., 1971, 156, 219—240) klasyfikacji ruchów w zagadnieniu N ciał w zależności

od zachowania się układu przy zbliżaniu się czasu do nieskończoności. Wykazując mate­

matyczne nieprawdopodobieństwo pewnych typów ruchów (w sensie miary Lebesque’a)

referent przedyskutował znaczenie i rolę pojęcia prawdopodobieństwa w przewidywaniu

stanów Wszechświata przy nieskończonym wzroście czasu.

Stabilność Układu Słonecznego

13

Sympozjum nie zakończyło się, niestety, żadnym podsumowaniem, czy też omówie­ niem wyników. Wydaje się to jednak zrozumiale, zważywszy różnorodność jego tem atyki jak i obfitość rezultatów nań prezentowanych, co podkreślił Y. K o z a i zamykając obra­ dy. Kończąc trudno jednak nie pokusić się o refleksje innej natury. Atrakcyjność nowych ujęć klasycznych problemów oraz możliwości techniczne ich rozwiązywania, jakie niesie ze sobą doba obecna — zyskały mechanice nieba i dynamice układów gwiazdowych rów ­ nież i w Polsce wielu adeptów. Nie może jednak być mowy o uzyskiwaniu liczących się w świecie naukowym wyników w tych dziedzinach bez należytej koncentracji rozproszo­ nych u nas dotychczas sił i środków, roztropnego ukierunkowania tem atyki badawczej oraz zapewnienia przynajmniej w minimalnym zakresie możliwości osobistych kontak­ tów z naukowcami zagranicznymi. Doświadczenie uczestnictwa w 62 Sympozjum IAU m.in. wyraźnie to uwidoczniło, jeszcze raz potwierdzając konieczność pilnego zajęcia się tymi sprawami.

\

■

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1974). Zeszyt 1

K O N FRO N TACJA T EO RII KOSMOLOGICZNYCH Z DANYMI OBSERW ACYJNYM I 63 SYMPOZJUM MIĘDZYNARODOWEJ UNII ASTRONOMICZNEJ

KRAKÓW, 10 - 12 WRZEŚNIA 1973 r * A L E K S A N D E R C Z E R N Y

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego (Warszawa) M I C H A Ł H E L L E R

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego (Kraków) W Ł O D Z I M I E R Z Z O N N

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego (Warszawa)

1. UWAGI OGÓLNE

Jakiekolwiek będą następstwa Sympozi.um wymienionego w tytule, jego realizację można śmiało uznać za zdarzenie przełomowe.

Rzecz w tym, że współczesna kosmologia, tak zresztą jak kosmologia starożytna i średniowieczna, jest nauką na wskroś dedukcyjną wtedy, gdy astronomia od dawna już przedzierzgnęła się w naukę indukcyjną, tak jak większość nauk przyrodniczych**. Ta okoliczność oddziela astronomów od kosmologów, którzy zdając sobie z tego sprawę łączą się raczej z bliższą im metodologicznie fizyką teoretyczną. Dlatego też kosmologo­ wie długo nie mogli znaleźć sobie należytego — w sensie organizacyjnym — miejsca w zbiorowym życiu naukowym różnych krajów; również w Międzynarodowej Unii Astronomicznej (po wielu debatach dopiero w 1970 r. utworzono w niej Komisję (47) kosmologii). Nie mają też swego miejsca w odpowiedniej organizacji zrzeszającej fizyków (Międzynarodowej Unii Fizyki Czystej i Stosowanej). Dalecy jesteśmy od przeceniania roli organizacji międzynarodowych w rozwoju poszczególnych nauk, niemniej pozosta­ wienie kosmologii bez „dachu nad głową” jest dowodem jej wyobcowania wśród innych dyscyplin naukowych, co nie może wyjść na dobre ani kosmologii, ani innym naukom. Kosmologia nie jest nauką okultystyczną, ani czymś zabobonnym, aby od niej stronić; istnienie zaś tego stanu rzeczy rzuca przykre światło na wszystkie nauki zbliżone do kosmologii, czy to tematycznie, czy metodologicznie.

*Autorzy nie mieli do dyspozycji żadnych materiałów, musieli zatem polegać wyłącznie na pa­ mięci, która — niestety — bywa zawodna.

**C hw ilą przełomową było zapewne odkrycie przez Newtona prawa ciążenia powszechnego, wy­ snutego na podstawie dwóch tylko przykładów: Ziemia—Księżyc i Ziemia — swobodnie spadające ciała.

16

A. Czerny, M. Heller, W. Zonn

Sympozjum 63 Międzynarodowej Unii Astronomicznej, zainicjowane przez polskich uczonych, uczyniło pierwszy krok ku przerwaniu stanu wyobcowania kosmologii pośród nauk astronomicznych ku usunięciu barier oddzielających ją od astronomii. Dlatego to Sympozjum nazwaliśmy przełomowym, nie przesądzając rzecz jasna o wynikach tego kroku.

Przyjrzyjmy się owym barierom, mając na uwadze to , że m etodyka pewnego rodzaju badaii nie jest czymś niezmiennym, ani autonom icznym , że jest sprzężona z wielu oko­ licznościami towarzyszącymi tym badaniom, np. z możliwością uzyskiwania bezpośred­ nich danych obserwacyjnych i ze sposobem ich interpretowania, co z kolei zależy w du­ żym stopniu od rozwoju innych nauk, pokrewnych tym badaniom. Znaczy to , że kosm o­ logia nie musi pozostawać zawsze nauką dedukcyjną, co z kolei oznacza, że również w sensie m etodyki badari może dowolnie zbliżyć się do astronomii, nie mówiąc o tym , że tem atycznie jest od niej od dawna nieodróżnialna.

W tej chwili kosmologia, tak jak i fizyka teoretyczna, operuje pojęciami wyidealizo­ wanymi, reprezentującymi z reguły pewien porządek. Tak chyba można nazwać zestaw warunków początkowych, które leżą u podstaw y każdego rozumowania w kosmologii, a także charakter praw, którym i posługuje się kosmolog w swoim rozumowaniu. A stro­ nom natom iast widzi świat takim , jakim on jest „naprawdę” , dalekim od stanu uporząd­ kowania.

Próbując go jakoś uporządkować dawniejsi astronomowie nie zważali na sugestie kosmologów; porządkowali go „po swojemu” , co im się udawało dlatego, że obracali się w małych obszarach Wszechświata; początkowo w obrębie Układu Słonecznego, po­ tem wewnątrz Galaktyki lub w jej najbliższym sąsiedztwie. Obecnie jednak — kiedy się­ gnięto do bardzo odległych regionów — owo porządkowanie stało się niezmiernie trudne. Nic też dziwnego, że zaczęto ulegać sugestiom kosmologów i u nich szukać pom ocy, i to głównie u tych kosmologów, którzy są zwolennikami teorii ewolucyjnych — w szczegól­ ności teorii Wielkiego Wybuchu (Big Bang). Nie idzie tu bynajmniej tylko o to , że teoria znalazła zupełnie nieoczekiwanie silne poparcie w obserwacjach promieniowania „szcząt­ kowego” , lecz także o to , że konkurująca z nią teoria stanu stacjonarnego (steady state) wyklucza wszelką ewolucję Wszechświata, eliminując w ten sposób ze swojego programu testy obserwacyjne polegające na porównaniach dalekich obszarów Wszechświata z na­ szym najbliższym otoczeniem. Ten test, niezmiernie trudny w praktycznej realizacji, może obalić teorię „steady state” , albo ją potwierdzić obalając wszystkie teorie ewolu­ cyjne, nie może natom iast przyczynić się do pogłębienia albo rozwinięcia teorii „steady state” . Zresztą sama struktura ideowa tej teorii wyklucza niejako wszelkie procesy pro­ wadzące do stanów daleko idącego nieuporządkowania; nie ma w niej sytuacji, w k tó ­ rych mogłoby mieć miejsce nagłe wyzwolenie olbrzymich ilości energii. Tak czy inaczej na „polskim ” Sympozjum nie było ani jednego wystąpienia, w którym pojawiłyby się te dwa słowa: „Steady state” .

Wszystkie referaty dzieliły się jednak dość wyraźnie na dwie grupy: jedna mająca tra ­ dycyjny charakter kosmologiczny i druga — omawiająca ostatnie obserwacje prom ienio­ wania szczątkowego oraz dane statystyczne rzucające wprawdzie wiele światła na zagad­ nienia kosmologii, będące jednak kontynuacją dawnych tradycji badaii astronomii poza- galaktycznej. Dlatego też omówienie referatów podzieliliśmy na dwie grupy zgodnie z tym podziałem.

Konfrontacja teorii kosmologicznych z obserwacjami

17

2. KOSMOLOGIA

Każda teoria fizyczna „styka się” z doświadczeniem dwukrotnie: w pierwszej fazie, gdy ekstrapolując dane zaczerpnięte z bazy empirycznej formułuje swoje założenia, oraz w fazie koiicowej, gdy porównuje swoje przewidywania z rzeczywistością. Pierwszy punkt „sty k u ” współczesnej kosmologii z bazą doświadczalną był przedm iotem wstępnego refe­ ratu M. H e l l e r a , Z. K l i m k a i K. R u d n i c k i e g o Obserwacyjne podstaw y zało­

żeń kosmologicznych.

Standardowe modele kosmologiczne zakładają słuszność tzw. zasady kosmologicznej. Zasada ta postuluje istnienie daleko idących symetrii w rozkładzie mas (jednorodność i izotropow ość Wszechświata). 0 tego rodzaju symetriach można mówić tylko wtedy, gdy przyjmuje się istnienie pewnego globalnego układu odniesienia, w którym te symetrie po­ jawiają się w naturalny sposób. Wyróżniony w ten sposób globalny układ odniesienia przy­ pomina eter klasycznej elektrodynam iki. „N eoeter” kosmologii relatywistycznej można przedstawić geometrycznie jako pewne pole wektorów najeżenia (analogicznie do propor­ cji Prof. A. T r a u t m a n a dla klasycznego eteru), natomiast za fizyczną realizację neo- eteru można uznać mikrofalowe promieniowanie tła. Pole tego promieniowania odznacza się dużym stopniem izotropowości względem ziemskiego obserwatora (najnowsze dane obserwacyjne dotyczące izotropowości promieniowania szczątkowego w dużej i małej skali przedstawiały referaty R. B. P a r t r i d g e ’ a i P. E . B o y n t o n a w drugim dniu Sympozjum). Jeżeli tę izotropowość ekstrapolować na wszystkich obserwatorów funda­ m entalnych, to z geometrycznej reprezentacji pola promieniowania tła jako pola w ekto­ rów najeżenia natychmiast wynika: 1) istnienie uniwersalnego czasu kosmicznego, 2) ortogonalnych do linii czasu przestrzeni chwilowych o stałej krzywiżnie, 3) współpo- ruszającego się z materią globalnego układu odniesienia. Stwierdzenia te ukazują ogromne znaczenie teoretyczne odkrycia mikrofalowego promieniowania tła (całe przedpołudnie drugiego dnia Sympozjum było poświęcone różnym obserwacyjnym i teoretycznym aspektom tego promieniowania).

W kosmologii relatywistycznej zakłada się jeszcze istnienie innego „ tła ”. Jest nim zbiór galaktyk i gromad galaktyk zwany substratem. Substrat również powinien spełniać symetrie postulowane przez zasadę kosmologiczną. Zwykle przyjmuje się, że cząstka substratu, tzw. cząstka fundam entalna, odpowiada galaktyce lub gromadzie galaktyk. Jednakże takie stwierdzenie może być słuszne tylko w danej epoce kosmologicznej. Pa­ nuje uzasadnione przekonanie, że obraz Wszechświata wypełnionego substratem pozo­ staje trafny nawet w chwilach bliskich początkowej osobliwości. Ale wówczas, w super - gęstych stanach, nie mogły istnieć ani galaktyki, ani gromady galaktyk. A zatem jest rze­ czą oczywistą, że definicja przyporządkowującą empiryczną rzeczywistość teoretyczne­ mu pojęciu cząstki fundamentalnej musi zmieniać się z czasem kosmicznej ewolucji, Autorzy referatu zaproponowali taką, zależną od czasu kosmicznego, definicję cząstki fundamentalnej. Idea definicji sprowadza się do tego, by układowi materialnemu M odpo­ wiadającemu cząsteczce fundamentalnej w każdej epoce kosmologicznej zagwarantować następujące dwie cechy: 1) zbiór wszystkich M musi spełniać zasadę kosmologiczną, 2) M musi mieć najmniejsze możliwe rozmiary liniowe (tzn. gromada galaktyk nie może być cząstką fundam entalną, jeżeli zasada kosmologiczna jest spełniona na jakim ś

niż-18

A. Czerny, M. Heller, W. Zonn

szym poziomie, np. na poziomie galaktyk). Osiągalny dziś materiał obserwacyjny nie po­ zwala w pełni zrealizować programu zawartego w zaproponowanej definicji i określić rozmiary układu odpowiadającego cząstce fundamentalnej. Na obecnym etapie naszych możliwości zagadnienie sprowadza się do właściwej interpretacji danych obserwacyjnych.

Do podstawowych trudności należy tu zagadnienie wyznaczania odległości oraz pro­ blem ekstynkcji wewnątrzgalaktycznej i międzygalaktycznej.

Fakt istnienia Supergalaktyki o rozmiarach liniowych 5-1025 cm nie pozwala stoso­ wać zasady kosmologicznej do obszarów mniejszych. Rozmiary komórek poszczegól­ nych gromad galaktyk są rzędu 12 1 0 25 cm; z tego by wynikało, że zasadę kosmologicz­ ną można stosować do obszarów przynajmniej o rząd większych, tzn. do obszarów o li­ niowych rozmiarach 1027 cm. Jeżeli słuszne są wysuwane niekiedy podejrzenia o istnie­ niu superstruktur o rozmiarach rzędu 1027 cm, to sprawa wyglądałaby niezbyt przyjem­ nie, gdyż cały obserwowany Wszechświat jest wielkości rzędu 1028 cm!

Ponadto, stosowanie zasady kosmologicznej jest uprawnione tylko do takich obsza­ rów, z których uśrednione względne prędkości układów materialnych są równe zeru. Tu kosmologa czeka miła niespodzianka. Wprawdzie dyspersja prędkości gwiazd w Galakty­ ce jest rzędu 100 km/s, a dyspersja prędkości galaktyk w gromadach dochodzi do 3000 km/s, ale okazuje się, że dyspersja prędkości jąder gromad galaktyk względem siebie jest mniejsza niż dokładność, z jaką mierzy się przesunięcia ku czerwieni galaktyk. A za­ tem gdy idzie o prędkości, gromady galaktyk można by uważać za dobre odpowiedniki cząstek fundamentalnych.

Mimo to jednak, jeżeli przy testowaniu modeli kosmologicznych krzywe obserwacyj­ ne sporządzone zwykle dla galaktyk lub gromad galaktyk będą pasować do krzywych teoretycznych sporządzanych zawsze tylko dla cząstek fundamentalnych, trzeba to bę­ dzie uznać za wyjątkową łaskawość Przyrody dla ziemskich kosmologów.

Ostatni dzierf Sympozjum był dniem teoretycznym. Pierwsze dwa referaty przedsta­ wiały dwie różne metody badania osobliwości w kosmologii. Metodę szkoły radzieckiej zaprezentował referat W. A. B i e l i ń s k i e g o , J . M . C h a ł a t n i k o w a i E. M. L i f- s z i c a (wygłoszony przez tego ostatniego) pt. Ogólne rozwiązania równań ogólnej teorii

względności w pobliżu osobliwości. Jak wiadomo najbardziej ogólna postać rozwiązań

pola powinna zawierać osiem (w przypadku pustej czasoprzestrzeni — cztery) dowolnych funkcji. Autorzy referatu ogólność taką osiągają przez wprowadzenie zaburzeń do uogól­ nionego (anizotropowego) rozwiązania Kasnera. Metoda ta pozwala badać geometryczną strukturę czasoprzestrzeni w obszarach bardzo bliskich osobliwości (tzw. „reżim oscy­ lacyjny”).

Metoda szkoły angielskiej nie jest w stanie stwierdzić niczego o fizycznej naturze oso­ bliwości, pozwala jednak formułować bardzo ogólne twierdzenia o występowaniu oso­ bliwości w różnych typach czasoprzestrzeni. Styl pracy tej szkoły przedstawił R . P e n r o - s e w referacie Osobliwości w kosmologii. Zaproponowana przez P e n r o s e ’ a „gruba klasyfikacja (crude classification) osobliwości” daje jakby zastępczą odpowiedź na pyta­ nie, czym może być osobliwość. I tak, zdaniem P e n r o s e ’ a, osobliwości mogą być tro­ jakie: (a) typu przestrzennego przyszłości (future spacelike), (b) typu czasowego, (c) typu przestrzennego przeszłości (past spacelike). Pierwsze z kolei mogą być albo (aa) osobli­ wościami końcowymi (po fazie kurczenia się Wszechświata), albo (ab) czarnymi dziurami;

Konfrontacja teorii kosmologicznych z obserwacjami

19

drugie są (ba) gołymi osobliwościami; trzecie albo (ca) białymi dziurami, albo (cb) po­ czątkową osobliwością (Big Bang). W badaniu osobliwości bardzo skuteczna okazuje się metoda „przeskalowania konforemnego”.

Zarówno metoda szkoły angielskiej, jak i metoda szkoły radzieckiej prowadzą do wniosku o istnieniu osobliwości jako punktu startowego obecnej ewolucji kosmicznej. Rodzi się tu pytanie o procesy fizyczne w supergęstych, bliskich początkowej osobliwo­ ści stanach Wszechświata. Ten problem podjął J. B. Z e l d o w i c z i jego współpracow­ nicy. W rozmowie prywatnej prof. Z e l d o w i c z przyznał, że u podstaw jego badań kosmologicznych kryje się następująca „filozofia” : należy założyć takie warunki począt­ kowe w stanach bliskich początkowej osobliwości, z których znane prawa fizyki mogły doprowadzić świat do jego obecnej postaci; zadaniem kosmologii teoretycznej jest zre­ konstruowanie tych procesów. Nie jest to jedyna możliwa „filozofia”, można odwrotnie: od obserwowanego stanu dzisiejszego cofać się wstecz, ku stanom początkowym. Trzeba wszakże przyznać, że swoją „filozofię” prof. Z e l d o w i c z realizuje konsekwentnie. W referacie Tworzenie się cząstek i poprawki kwantowe zaproponował następujący obraz ewolucji kosmicznej: początkowo Wszechświat jest wypełniony zimnymi bariona- mi, obowiązuje równanie stanu p = E. Friedmannowska metryka posiada male zaburze­ nia. Na skutek ogólnej ekspansji perturbacje przybierają charakter akustyczny i silnie się nagrzewają. Z czasem perturbacje dają początek galaktykom i gromadom galaktyk. Te koncepcje powstawania galaktyk poprzedniego dnia przestawili J. B. Z e 1 d o w i c z, A. G. D o r o s z k i e w i c z i R. A. S u n i a j e w w referacie Postawanie galaktyk we H'szech-

świecie Friedmanna.

Niejako uzupełnieniem do zaproponowanych przez prof. Z e l d o w i c z a warunków początkowych kosmicznej ewolucji był referat jego współpracownika 1. D. N o w i k o- w a Izotropizacja nieizotropowych modeli. Według niego stan początkowy świata był ra- chej chaotyczny niż uporządkowany. Należy więc zakładać anizotropowe warunki począt­ kowe, ale takie, które z czasem prowadzą do izortopizacji (friedmannizacji — w języku N o w i k o w a). Punktem wyjścia rozważarf N o w i k o w a było ogólne rozwiązanie ani­ zotropowe w pobliżu osobliwości przedstawione przedtem przez L i f s z i c a i współpra­ cowników.

Podobnego zagadnienia dotyczył, chociaż prowadził do nieco odmiennych wniosków, referat S . W . H a w k i n g a Anizotropia Wszechświata w późniejszych stadiach. Zatrzy­ majmy się nieco nad myślami zawartymi w tym referacie; mają one pewne implikacje filo­ zoficzne, które znalazły potem odbicie w dyskusjach.

Obserwowana izotropowość promieniowania tła ekstrapolowana na wszystkich obser­ watorów fundamentalnych dowodzi, że świat w dużej skali jest opisywany przez któryś z modeli Friedmanna. Jednakże lokalnie świat nie jest ani dokładnie jednorodny, ani do­ kładnie izotropowy. Jak to wyjaśnić? Wydaje się rzeczą rozsądną poszukiwać odpowiedzi na to pytanie drogą analizy jednorodnych anizotropowych perturbacji modeli Friedman­ na. Wyniki tej analizy są następujące: dla friedmannowskiego świata zamkniętego (k = 1) obserwacyjna górna granica anizotropii promieniowania tła nakłada ograniczenia wyno­ szące 3-10'11 sekund łuku na stulecie, jeżeli promieniowanie tła po raz ostatni oddziały­ wało z materią w epoce : * 7 i 2-10'14 sekund łuku na stulecie, jeżeli promieniowanie tła ostatni raz oddziaływało z materią w epoce z * 1000. Wynik ten oznacza, że osie