Postępy Astronomii nr 1/1955

B ib lio te k a I Q i ^ i j -U. M .K . ---" O ' " T o ru ń I

POSTĘPY

A S T R O N O M II

C Z A S O P I S M O

POŚWI ĘCONE U P O W S Z E C H N I A N I U

WI EDZY A S T R ON O MI C Z N E J

/

TOM I I I — Z E S Z Y T 1

1

9

5

5

TJTF77

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1

Wł. Z o n n, O n ie k tó ry c h k o n se k w e n cjach „kłaczkow a-tości" m a te rii m ię d z y g w ia z d o w e j... 3

Z PRA CO W N I I O BSERW A TO RIÓ W W. I w a n ę w s k a , P ra c e n a d zag ad n ien iem cech fi­

zycznych podsystem ów gw iezdnych pro w ad zo n e w o śro d k u t o r u ń s k i m ... 14 M. K a r p o w i c z , B a d an ia o b ro tu U k ład u L okalnego 18 K. K o r d y l e w s k i , 33 la ta obserw acji zakryć gw iazd

przez Księżyc w K r a k o w ie ...20 J. M e r g e n t a l e r i J. P a c i o r k ó w n a , R ozbłyski

chrom osferyczne i p o la m agnetyczne p lam sło­ necznych ... 22 W. O p a l s k i , O niezależności ru n u m ik ro m e tró w

optycznych od m ie jsc a lim b u su . . . 23 A. O p o l s k i , P a ra la k s y sp ek tro fo to m etry cz n e 43 gw iazd

w izu aln ie p o d w ó j n y c h ... 23 A. O p o l s k i , R ozm iary C efeid i ich w ielkości abso­

lu tn e ... . 24 T. P r z y p k o w s k i , P o stę p techniczny m iędzy p rz y ­

rzą d am i astronom icznym i K o p ern ik a , B rahego i H e w e liu s z a ... 24 K. R u d n i c k i , W ieloprądow a te o ria dynam iczna G a­

la k ty k i ... 27 K. R u d n i c k i , O zm ianach w elipsoidzie prędkości

gw iazd p rzy zw iększaniu odległości od płaszczy­ zny rów n ik o w ej G a la k ty k i...28 K. R u d n i c k i , W pływ p rzesu w an ia się ciem nej m a ­

te rii n a zm iany jasności g w i a z d ...30 R. S z a f r a n i e c , E m piryczny zw iązek m iędzy g ra n i­

cam i b łę d u w m etodzie kalk o w ej i błędem śred n im 31 H. T o m a s i k , P oszukiw anie k ry te rió w populacji

z w idm m ałej d y s p e r s ji...35 Wł. Z o n n, O b ad a n ia ch „łańcuszkow atości“ w ro zk ła­

dzie gw iazd n a n i e b i e ...35 Wł. Z o n n, O rozm ieszczeniu m a te rii m iędzygw iazdo­

w ej w sąsiedztw ie S ł o ń c a ... 36 * (ciąg dalszy na str. III. okładki)

P O L S K A A K A D E M I A N A U K

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

K W A R T A L N I K

T O M I I I - Z E S Z Y T 1

K R A K Ó W

•

S T Y C Z E Ń - M A R Z E C

1955

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

K O L E G I U M R E D A K C Y J N E

Redaktor Naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkow ie: Józef W itkow ski, Poznań W ładysław Tęcza, Kraków W łodzimierz Z onn, Warszawa

Adres Redakcji: Kraków 2, plac N a G roblach 8 m. 4

t f

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E — D Z I A Ł C Z A S O P I S M Warszawa 1, ul. K rakowskie Przedmieście 79

N akład 831 - f 104 egz. Podpisano do druku 6. III. 1955 Arkuszy wyd. 4,5, ark. druk. 3,5 Druk ukończono w marcu 1955 Papier druk. sat. 70 g, kl. V, 7 0 /J 0 0 N r zamówienia 500/54

Do składania 26. X I. 1954 Cena z ł 5.— M-6-1597

K R A K O W S K A D R U K A R N IA N A U K O W A K R A K Ó W UL. C Z A P S K IC H 4

P o s t ę p y A s t r o n o m i i T. III. z. 1

O niektórych konsekwencjach «kłaczkowatości» materii

międzygwiazdowej

WŁODZIMIERZ ZONN

O b serw ato riu m U n iw e rsy tetu W arszaw skiego

Jakkolw iek od chwili odkrycia „kłaczkowatości“ w budowie m aterii

międzygwiazdowej upływ a przeszło 10 lat, to jednak nie w ydaje się, aby

astronomowie należycie doceniali znaczenie tego odkrycia i jego konse­

kw encje w wielu dziedzinach astronom ii gwiazdowej. Trudno doprawdy

zrozumieć powody tego stanu rzeczy. Przyczyną tego jest być może brak

zaufania do samego odkrycia czy też brak należytej oceny jego znaczenia,

zwłaszcza w dotychczasowych m etodach badawczych... Tak czy inaczej,

odkrycie to pozostało dotychczas praw ie że nie zauważone *, mimo swego

niew ątpliw ie dużego znaczenia w astronom ii gwiazdowej.

Celem tego arty k u łu jest w łaśnie zwrócenie uwagi zarówno n a samo

odkrycie, jak też na jego konsekwencje, których zasięg jest — zdaniem

autora — bardzo rozległy i których uwzględnienie może nie jedno zmie­

nić w naszych dotychczasowych poglądach na budowę Galaktyki.

Aby czytelnicy mogli nie tylko ocenić te konsekwencje, lecz również

odpowiednio ustosunkować się do wiarogodności samego odkrycia, przed­

staw ię najprzód, w pew nym oczywiście skrócie, historię tego zagadnienia,

uprzedzając od razu na wstępie, że mowa będzie tylko o składowej p y-

ł o w e j m aterii międzygwiazdowej. Ta składow a bowiem je st odpowie­

dzialna za zjawisko ekstynkcji prom ieniow ania gwiazd, zwane powszechnie

ogólną absorpcją międzygwiazdową, jak też i za zjawisko „poczerwienienia”

gwiazd, zwane absorpcją selektywną. Składowa gazowa m aterii między­

gwiazdowej powoduje w praw dzie również zjawisko ekstynkcji jak też

i poczerwienienia prom ieniow ania gwiazd, jednak w tak m ałym stopniu,

że praktycznie biorąc możemy ją traktow ać jako nieczynną w tym pro­

cesie **.

* Jaskrawą ilustracją tego stosunku do odkrycia, o którym m owa, jest m. in. fakt, że w 600-stronicowej monografii R. J. T r u m p l e r a i H. F. W e a v e r a S tatistical

A stron om y z roku 1953 nie znajdujem y naw et wzm ianki o „kłaczkowatości" m aterii

m iędzygw iazdowej.

** Składowa gazowa m aterii m iędzygwiazdowej ma również budowę „kłaczko- w atą“, jakkolw iek n ie m amy jeszcze dokładniejszych danych co do średnich rozmia­ rów pojedynczego obłoku ani co do rozm ieszczenia przestrzennego tych obłoków.

4 Wł. Zonn

Otóż od daw na wiedziano już, że w naszym najbliższym otoczeniu

znajdują się ciemne obłoki m aterii międzygwiazdowej, które można bez­

pośrednio zobaczyć na zdjęciach wielu okolic Drogi Mlecznej. Tego ro­

dzaju obłoki w y kry ł w swoim czasie E. B a r n a r d na robionych przez

siebie słynnych zdjęciach nieba. W krótce potem M. W o l f podał prostą,

aczkolwiek mało dokładną, m etodę w yznaczania odległości i rozmiarów

tego rodzaju ciemnych obłoków, opartą na zliczeniach gwiazd w obszarze

zajm ow anym przez obłok i w obszarze „porównawczym" sąsiadującym

z tam tym i wolnym od m aterii międzygwiazdowej. Metodę Wolfa w krótce

udoskonalili A. P a n n e k o e k i W. O g o r o d n i k o w , jednak prace

ich straciły w krótce na aktualności dlatego, że znalezienie obszaru po­

równawczego stało się praktycznie biorąc niemożliwe. Chodzi o to, że —

jak to w ykazał R. J. T r u m p l e r — m ateria międzygwiazdowa zajm uje

znacznie większe obszary, niż to dotychczas przypuszczano. Z prac Trum -

p lera wynikało, że w pierw szym przybliżeniu zajm uje ona cały obszar

równikowy naszej G alaktyki, ponieważ w tym obszarze w artość absorp­

cji je st proporcjonalna do odległości obiektów, których promieniowanie

ulega absorpcji. W tedy powstało przekonanie, że istnieją dw a rodzaje

ciemnej m aterii w naszej Galaktyce: jeden rodzaj, zajm ujący w łaśnie

cały obszar równikowy naszej G alaktyki, m ający budowę ciągłą, i drugi —

w ystępujący w form ie oddzielnych dużych obłoków o większej gęstości,

w ykazujących stosunkowo dużą absorpcję.

Wielu astronomów zajmowało się wyznaczaniem właściwości fizycz­

nych tego pierwszego rodzaju m aterii międzygwiazdowej. Z prac tych

w ynikało między innymi, że m ateria międzygwiazdowa „ciągła“ jest zło­

żona głównie z cząstek metalicznych, najpraw dopodobniej cząstek żelaza

o przeciętnej średnicy 10—5 cm. Ustalono, że średnio współczynnik absorp­

cji tej m aterii (wartość absorpcji przypadającej na jednostkę długości)

w ynosi około 0m,70 na kiloparsek w dziedzinie fotograficznej i 0m,50

w dziedzinie w izualnej, że całkowita absorpcja w kierunku prostopadłym

do płaszczyzny rów nika galaktycznego wynosi około 0m,60 w dziedzinie

fotograficznej, że w artość absorpcji je st odw rotnie proporcjonalna do dłu­

gości fali prom ieniow ania absorbowanego i że wobec tego stosunek tzw.

nadw yżki barw y * (wywołanej absorpcją selektywną) do absorpcji w dzie­

dzinie fotograficznej w ynosi 1: 4.

Jako jeden z pierwszych podniósł spraw ę stru k tu ry m aterii między­

gwiazdowej B. W. K u k a r k i n * * . Na drodze dość prostego

rozumowa-* Nadwyżką barwy nazywamy różnicę pomiędzy wskaźnikiem barwy obserwo­ wanym i teoretycznym, wynikającym ze znajomości temperatury panującej na po­ wierzchni gwiazdy.

„Kłaczkow ato ść“ materii m ię d zy g w ia zd o w e j

₅

nia wykazał on, że m ateria ta m a budowę nieciągłą, i w yznaczył p ara­

m etry charakteryzujące jej budowę.

Założył przy tym, że m ateria międzygwiazdowa jest rozłożona w na­

szej G alaktyce tak, że powierzchnie jednakow ej gęstości tej m aterii są

płaszczyznami równoległym i do płaszczyzny rów nika galaktycznego. Za­

łożył ponadto, że gęstość tej m aterii dość szybko spada w m iarę oddala­

nia się od rów nika galaktycznego, tak że gwiazdy oddalone od niego

o więcej niż 500 parseków znajdują się praktycznie biorąc p o z a m a­

terią międzygwiazdową. Oba te założenia m iały dostateczne uspraw ie­

dliwienie w obserwacjach w ielu poprzedników K ukarkina.

Z założeń tych w ynika, że dla w spom nianych gwiazd w artość śred­

niej nadwyżki barw y E musi spełniać zależność

E = Eo cosec b,

*

gdzie Eo jest średnią nadw yżką barw y w kierunku bieguna galaktycznego,

b — szerokością galaktyczną badanych obiektów.

Gdyby m ateria międzygwiazdowa tw orzyła ośrodek ciągły, dyspersja

o obserwowanych nadw yżek barw n i e zależałaby od szerokości galak­

tycznej, ponieważ byłaby w ynikiem nieuniknionych błędów obserw acyj­

nych oraz dyspersji „rzeczywistych" (nie skażonych w pływ em m aterii

międzygwiazdowej) wskaźników barw obiektów obserwowanych. Oba te

czynniki nie zależą od szerokości galaktycznej. Zatem dyspersja obser­

wowana spełniałaby zależność

o2 = const.

Jeśli natom iast przyjm iem y, że m ateria międzygwiazdowa tw orzy po­

szczególne skupiska (obłoki), wówczas, jak się zaraz przekonamy, dysper­

sja obserwowana musi zależeć od szerokości galaktycznej obiektów

obserwowanych. Istotnie, liczba x obłoków na drodze pomiędzy obserw a­

torem a obiektem, którego w skaźnik barw y badam y, będzie zmienną

losową o praw dopodobieństw ie p (x), które w naszym przypadku w yrazi

się wzorem Poissona, ponieważ średnia liczba l obłoków przeciętych jest

na ogół nieduża, rzędu 10. Zatem

=

(I)

Wiemy, że w rozkładzie Poissona kw ad rat dyspersji S 2 rów na się średniej

w artości A

212

k

jed-6

nym obłoku, otrzym amy dyspersję a0 wyrażoną w wielkościach gwiaz­

dowych:

<7- — (p- 2^ — (p- X. Jo Ło co

W yrażenie eo^. jest oczywiście średnią nadwyżką barwy E w danym kie­

runku. Zatem

<

^ = e„E = e0 E0 cosec b.

Gdyby w grę wchodziła tu tylko dyspersja liczby obłoków na drodze

od gwiazdy do obserwatora, obserwowana dyspersja nadwyżek barw rów­

nałaby się

(,. Tymczasem do głosu dochodzą jeszcze błędy obserwacji.

Wobec tego kwadrat obserwowanej dyspersji o równa się sum ie kwadra­

tów dyspersji „prawdziwej" Oy i błędu średniego m obserwacji. Zatem

o2 = eoEo cosec b + m-

(2)

Wyznaczając wartość dyspersji w poszczególnych szerokościach galak­

tycznych można przede w szystkim przekonać się, które z poczynionych

założeń jest słuszne, ponieważ w pierwszym przypadku dyspersja nie

zależy od b, w drugim zaś zależy w sposób podany przez wzór (2).

Kukarkin na podstawie dokładnych nadwyżek barw uzyskanych przez

S t e b b i n s a , H u f f e r a i W h i t f o r d a na drodze fotoelektrycznej

stwierdził, że dla gwiazd dalekich od płaszczyzny równika galaktycznego

spełniona jest zależność (2), a zatem materia m iędzygwiazdowa ma w y ­

raźną budowę ,,kłaczkowatą“. Z w ielu równań typu (2) w yznaczył on

metodą najm niejszych kwadratów wartość eoEo. równą 0m,000650. Ponie­

waż wartość Eu na podstawie tychże obserwacji w ynosiła Eo — 0m,024,

zatem na e<) otrzym ał Kukarkin 0m,027 w układzie wskaźników barw

Stebbinsa, Huffera i Whitforda. A że w tym układzie absorpcja ogólna

przewyższa 12,5 razy absorpcję selektyw ną, zatem średnia absorpcja

ogólna fotograficzna w jednym obłoku materii m iędzygwiazdowej wynosi

u = 0m,34.

Podobną w zasadzie m etodę zastosował w rok później P. P. P a r e -

n a g o * do obiektów leżących blisko płaszczyzny równikowej Galaktyki

(a w ięc pom iniętych w badaniach Kukarkina) otrzymując a = 0m,27.

Autor artykułu ** badając gwiazdy w polach K apteynowskich, dla

których T. E 1 v i u s *** otrzymał dość dokładne nadwyżki barw i jasności

absolutne, doszedł podobną m etodą do średniej nadwyżki barwy w jed­

nym obłoku eo — 0m,06 ± 0m,01 (w układzie m iędzynarodowych wskaźni­

ków barw). Ponieważ w tym przypadku stosunek absorpcji selektyw nej

(nadwyżki barwy) do absorpcji ogólnej w ynosi około 1 : 4, na wartość a

otrzym ujem y 0m,24 ± 0m,04.

* AcTpoHOMHiecKHii IKypnaji XXI [, str. 144 (11)45). ** Praca w przygotowaniu do druku.

,Klaczkowatość“ materii między gioiazdowej

7

Na podstaw ie tego rodzaju danych P. P. Parenago obliczył średni pro­

m ień r jednego obłoku, przyjm ując, że w naszym najbliższym otoczeniu

liczba obłoków znajdujących się w jednym parseku sześciennym jest

rów na 7 . 10—4 (wartość w ynikająca z przeliczeń najbliższych ciemnych

obłoków, w ykryw anych m etodą Wolfa lub m etodam i podobnymi). Obli­

czenia Parenago przedstaw im y tu w nieco uproszczonej formie, przyjm u­

jąc, że obłoki są kulam i o jednakow ym prom ieniu rów nym f.

Z rachunku praw dopodobieństw a wiemy, że w artość średnia odcinka

w ew nątrz kuli przy przecięciu kuli pękiem prostych równoległych w y­

nosi 4/3 r. Jeśli przez a oznaczymy absorpcję przypadającą n a jednostkę

drogi w ew nątrz kuli, to na średnią absorpcję w jednej kuli otrzym am y

a — far. Zakładając następnie, że każda z napotykanych kul ma jedna­

kowe własności optyczne i oznaczając przez D(0) = 7 . 10~* liczbę obło­

ków w jednostce objętości, otrzym ujem y następujące dw a rów nania

Pierwsze z nich jest po prostu stw ierdzeniem faktu, że średnia absorpcja

w jednym obłoku wynosi 0m,25.

;

Do drugiego rów nania dochodzimy w sposób następujący. W yobra­

żamy sobie walec o polu podstaw y rów nym 1 ps2 i wysokości równej 1 ps.

D(0) jest więc liczbą obłoków w nim zaw artych. W yobrażamy sobie na­

stępnie, że obłoki o kształcie kulistym zdeformowaliśmy tak, by one uło­

żyły się w jedną w arstw ę ciągłą. Zabieg ten n i e z m i e n i oczywiście

łącznej absorpcji, która, jak wiem y skądinąd, wynosi 0m,0035 n a parsek

(współczynnik absorpcji w pobliżu Słońca w płaszczyźnie rów nika galak­

tycznego). Łączna zaś objętość tych obłoków wynosić m usi D(0) j n r 3

i taką będzie wysokość tej w arstw y ciągłej. Zatem absorpcja w tej w ar­

stw ie wyniesie

Rozwiązując omawiane dw a rów nania z dwiema niewiadom ym i znajdujem y

f = 2,5 ps ;

0m,075 ps-1 .

Taki więc jest średni prom ień obłoku i średnia absorpcja na parsek we­

w nątrz obłoku.

W artość absorpcji średniej w jednym obłoku wyznaczał również W. A.

A m b a r c u m i a n * korzystając z przeliczeń galaktyk w różnych obsza­

rach nieba i badając fluktuacje otrzym anych z obserw acji liczb galaktyk

Ą m

- ar — 0,25,

4 m

^Tzaf* D(0) — 0,0035.

* JJoKJia^bi AKaj;eMHH HayK. ApMCCP. 6. 105 (1947) T ran sactio n s In te rn . A str. Union V II, 462(1950). Coo6menHfl BiopoitaHCKOfi OGcepBaTOpHH 6, str. ;3—61 (1951).

8

w różnych kierunkach. Metoda A m barcum iana, niew ątpliw ie najdokład­

niejsza i najpewniejsza, dała w w yniku a = 0m,25. Nie przedstaw iam y jej

tutaj szczegółowo jedynie dlatego, że jej zrozumienie wym aga dość grun­

townej znajomości rachunku prawdopodobieństwa.

P rzejdę obecnie do pobieżnego naszkicowania niektórych tylko w nio­

sków w ynikających z cytowanych publikacji — niektórych, dlatego, że

całość tego zagadnienia w ym agałaby bardzo gruntow nego opracowania

i je st w tej chwili jeszcze spraw ą przyszłości. Obecnie chodzi mi jedynie

o wskazanie pew nych tylko zagadnień, aby w ten sposób zwrócić uwagę

czytelników n a znaczenie tych wniosków, pobudzić inw encję i zachęcić

ich do badań w tym w łaśnie kierunku.

Rozpatrzmy na przykład zagadnienie rozmieszczenia m aterii między-

gwiazdowej w naszym sąsiedztwie — spraw ę dość istotną we wszystkich

zagadnieniach statystyki gwiazdowej, jak również w zagadnieniach kosmo-

gonicznych.

Dotychczas większość badaczy rozwiązywała to zagadnienie w ten spo­

sób, że badano nadw yżki barw gwiazd o różnych jasnościach m leżących

w pew nym kierunku. G rupując następnie gwiazdy o jednakow ym mo­

dule odległości m — M przyjm owano, że gwiazdy te leżą, praktycznie bio­

rąc w jednakow ej odległości od nas, zatem ich ś r e d n i ą nadw yżkę

barw y E można traktow ać jako w artość reprezentującą rozkład gęstości

m aterii międzygwiazdowej między obserw atorem a tą grupą gwiazd. Do­

kładniej mówiąc, rozkład gęstości D(r) m aterii międzygwiazdowej znajdo­

wano z rozw iązywania rów nania:

r

E - C

J

D(r)dr,

gdzie r jest odległością odpowiadającą modułowi m —M, C — współczyn­

nikiem proporcjonalności, nieistotnym w tedy, gdy chodzi o gęstość

względną.

W takim postępow aniu utkwią dw a błędy. Pierwszy, mniej istotny, po­

lega na tym , że gwiazdy o jednakow ym module m— M n i e leżą w jedna­

kowej odległości od nas. Jedynie w przypadku użycia w artości m wolnych

od wpływów absorpcji międzygwiazdowej byłoby to słuszne. W przeciw­

nym w ypadku m am y do czynienia z grupą gwiazd w ykazującą dużą dy­

spersję odległości ze względu na dużą dyspersję m w ywołaną z kolei dużą

dyspersją w artości absorpcji międzygwiazdowej; średnia odległość r grupy

gwiazd n i e rów na się wcale w artości r obliczonej ze wzoru:

m— M = 5 log r — 5 + Abs,

gdzie Abs jest średnią absorpcją międzygwiazdową odpowiadającą danej

grupie.

„

“

9

Drugi błąd, bardziej istotny, polega na tym, że ,,kłaczkowatość“ materii

międzygwiazdowej wywołuje efekt selekcji gwiazd o małej nadwyżce

barwy, co automatycznie zmniejsza średnią nadwyżkę barwy każdej grupy

gwiazd.

Istotnie, wyobraźmy sobie grupę gwiazd w odległości r od obserwatora.

Wśród nich będziemy obserwowali tylko te, dla których absorpcja jest

mała. Gwiazdy, których promieniowanie ulega silnej absorpcji (i których

nadwyżki barw są duże) będą miały jasność wykraczającą poza zasięg

instrumentu lub jasność graniczną katalogu; będą zatem wyłączone z ob­

serwacji. W ten sposób otrzymamy zawsze „zaniżoną“ wartość średnią

nadwyżki barw, tym silniej, im bliżej będziemy jasności granicznej mo

katalogu lub instrumentu. Otrzymamy zatem błąd systematyczny średnich

nadwyżek barw zmniejszający ich wartość wraz ze wzrostem odległości

gwiazd badanych.

Otóż zaproponowałem pewną metodę eliminującą wpływ tego błędu,

którą jako przykład tego rodzaju obliczeń tutaj przytoczę *.

Rozpatrujemy gwiazdy leżące w pewnym kierunku, dla których znamy

z obserwacji nadwyżki barw E, jasności obserwowane m i absolutne M.

Obliczamy m '— M, gdzie m ' jest jasnością poprawioną ze względu na

absorpcję międzygwiazdową, co do której przyjmujemy, że jest propor­

cjonalna do E, przy tym współczynnik proporcjonalności wynosi R. Zatem

m = m

— RE. Z zależności m — M — 5 log r — 5 znajdujemy momen­

talnie odległości r badanych gwiazd.

Oznaczmy przez x liczbę obłoków przeciętych przez promień idący od

danej gwiazdy do nas, przez p(x) — prawdopodobieństwo, że promień ów

przetnie x obłoków. W przypadku gwiazd o jasności m (otrzymanej po

odjęciu absorpcji ER od jasności obserwowanej m) liczba obłoków nie może

przekroczyć pewnej wartości granicznej x () określonej związkiem

gdzie eo jest średnią nadwyżką barwy w jednym obłoku, mo jasnością gra­

niczną (katalogu lub instrumentu). Istotnie, z ostatniego związku wynika:

eoxR

^ m o — m , czyli m ^ mo,

a więc warunek znalezienia się gwiazdy w materiale obserwacyjnym.

Tworząc średnie z gwiazd obserwowanych obejmujemy tylko gwiazdy

o x

xo, czyli otrzymujemy wartości

* Krótkie streszczenie tej metody zostanie opublikowane w „Postępach Astrono­ mii", w cyklu streszczeń referatów wygłoszonych na zjeździe astronomicznym w kwietniu 1954 r. w Krakowie.

10

E = I e0xp(x)dx.

ó

Tymczasem średnia „praw dziw a" Eo wynosi

E0 = I e,xp{x)dx

ó

(średnią otrzym ujem y mnożąc w artość nadw yżki barw y eyx przeź praw do­

podobieństwo jej w ystąpienia i sum ując na wszystkie możliwe wartości x).

W ten sposób otrzym ujem y od razu prosty związek

oo

E £„ I e0xp(x)dx.

X o

Wobec tego, że średnia liczba obłoków m aterii międzygwiazdowej na

drodze do gwiazd niezbyt dalekich jest na ogół nieduża, prawdopodobień­

stwo p(x) powinno być czymś zbliżonym do rozkładu Poissona: rozkład

ten jest jednak funkcją określoną tylko dla całkowitych w artości x, a więc

niewygodną do rozważań analitycznych. Można ją aproksymować za po­

mocą krzyw ej Gaussa o dyspersji o2 = ^, gdzie ^ jest średnią liczbą obłoków

na drodze od obserw atora do gwiazdy. Gdyby więc tylko w ahania w liczbie

napotykanych przez prom ień widzenia obłoków były przyczyną dyspersji,

funkcję p(x) napisalibyśm y w form ie

I

(*-*■>'

\2 ttk

W praktyce jednak dochodzą jeszcze błędy obserwacji, jak też i pewien

rozrzut nadw yżek barw w ywołanych tym, że stosunkowo niedokładnie

umiemy określić „praw dziwe" wskaźniki barw y gwiazd. Przyjm ując, że

fluktuacje wywołane tym i obu czynnikami podlegają również praw u

Gaussa, a zatem ich kw adraty się dodają, otrzym amy:

I

(*-/■)■

p(x) = —— --- e 2a+n*j- |/2ti(X + /^ )

Mamy więc w końcu:

|

p

E„ = Xe0 = E + .-= = -= = j e x e d x = E + c(Xx0),

K2tc(X + [x2) J

a więc rów nanie z jedną niewiadomą X

Xe„ == £ + c(X, x„)

„Klaczkowatość“ materii międzygwiazdowej 11

Nie będę wchodził tu w szczegóły rachunkowe dotyczące rozwiązywania

tego równania, które najw ygodniej daje się rozwiązać m etodą kolejnych

przybliżeń. Przyjm ujem y tu za znane a p r i o r i eo oraz u2. Możemy

nawet nie przyjm ow ać tych wielkości jako znane a p r i o r i , lecz otrzy­

mać je z wyrównania danych dotyczących gwiazd bliskich. Nie jest to

w tym przypadku istotne.

Wyniki uzyskane przez zastosowanie tej metody, jak tego należało ocze­

kiwać, zmieniły nieco nasze dane o rozmieszczeniu m aterii m iędzygwiaz­

dowej w najbliższym otoczeniu Słońca. Okazało się, że jej gęstość spada

w o l n i e j w kierunku równika galaktycznego, niż to wynikało z prac

dawnych. Bylibyśm y w tej chwili raczej skłonni zaliczyć m aterię między-

gwiazdową do podsystemów pośrednich; ostateczna decyzja w tej spraw ie

zapadnie jednak po zbadaniu innych param etrów decydujących o przy­

należności tych czy innych tworów do takiego czy innego podsystem u —

przede wszystkim po zbadaniu rozkładu gęstości tej m aterii w płaszczyźnie

równika galaktycznego oraz ruchów obłoków m aterii międzygwiazdowej.

Odkrycie „kłaczkow atości" m aterii międzygwiazdowej powinno zmienić

nie tylko nasze wiadomości o rozmieszczeniu sam ej m aterii w naszym oto­

czeniu, lecz także i o rozmieszczeniu g w i a z d w naszym otoczeniu, po­

nieważ obecność m aterii m iędzygw iaz­

dowej odgryw a dość istotną rolę we

wszelkich statystycznych badaniach nad

rozmieszczeniem gw iazd w Galaktyce.

Otóż dotychczas stosowane metody

(analityczne i numeryczne) badań nad

rozmieszczeniem gwiazd w naszym oto­

czeniu opierały się na pewnym równa­

niu całkowym statystyki gwiazdowej,

które wynika z następującego prostego

rozumowania:

W yobrażamy sobie k ąt bryłowy co.

Rys- 1- Przekrój przez warstwę

i w arstw ę kulistą w tym kącie o odle-

kulistą

głości r i grubości dr. Liczbą gwiazd znajdujących się w tej w arstw ie jest

wyrażenie D(r)r2©dr, gdzie D(r) jest gęstością przestrzenną gwiazd (liczbą

gwiazd zaw artych w jednostce objętości) w odległości r od obserwatora.

W yrażenie r2codr jest po prostu objętością elementu w yciętego kątem bry­

łowym co w w arstw ie kulistej.

Wśród tych gwiazd pewna część cp(M) * m a jasność absolutną zaw artą

w przedziale M, M + dM. Znaczy to, że liczba gwiazd adM dr zaw artych

* cp (M) jest to tzw. funkcja świecenia (luminosity function) odgrywająca dużą rolę

tak w astronomii gwiazdowej, jak i w innych zagadnieniach astronomii.

12

w rozważanym elemencie objętości i m ających jasność absolutną zaw artą

między M i M + dM wynosi

adMdr = D(r)qp(M)r2codMdr.

(3)

Dawniej przyjm owano, że wszystkie gwiazdy znajdujące się w tej w ar­

stw ie kulistej ulegają j e d n a k o w e j absorpcji międzygwiazdowej, za­

tem w yrażenie (3) przedstawiało jednocześnie liczbę gwiazd znajdujących

się w rozpatryw anej w arstw ie i posiadających obserwowaną jasność za­

w artą w przedziale m, m + dm, gdzie m i M wiązała znana wszystkim za­

leżność

M - m — 5 log r + 5 — Abs(r).

Tutaj Abs (r) oznacza w łaśnie absorpcję międzygwiazdową w yrażoną

w wielkościach gwiazdowych odpowiadającą odległości r. Wobec tego przy

r = const, dM = dm w yrażenie (3) możemy przepisać w postaci:

admdr = D(r)cp[m — 5 log r + 5 — Abs(r)]r2(admdr,

(4)

liczbę zaś w s z y s t k i c h gwiazd A(m)dm (w danym kącie bryłowym )

o jasności obserwowanej zaw artej w przedziale m, m + dm otrzym am y

całkując to w yrażenie względem r w granicach od zera do nieskończoności

OO

A(m)dm dmio I D ( r ) y [ m — 5 l o g r + 5 — Abs(r)]r2dr, ' (5)

o

O trzym aliśm y w ten sposób podstawowe rów nanie statystyki gwiazdo­

wej odgryw ające główną rolę we w szystkich niem alże badaniach nad roz­

mieszczeniem przestrzennym gwiazd. Zazwyczaj rów naniu tem u nadaje się

form ę bardziej wygodną dla rachunków num erycznych (w m etodach za­

inicjowanych przez K a p t e y n a i zmodyfikowanych przez B o k a):

OO

A (m ) ^ D i y { m — 5 \ o g r i - \ - 5 — Absi)AV,, (6)

i= 0

gdzie przyjm uje się, że dm = 1; A y; oznacza objętość odpowiedniej w ar­

stwy. Z tego typu równań, za pomocą znanego schem atu K apteyna—Boka

znajduje się w artość D(r) dla różnych r *.

Wobec „kłaczkowatości“ m aterii międzygwiazdowej związki (4), (5) i (6)

zmienić muszą swój kształt.

Gwiazdy leżące -w jednej w arstw ie ulegają n i e j e d n a k o w e j

absorpcji; zatem liczba gwiazd a dm dr znajdujących się w rozpatryw anej

w arstw ie i posiadających jasność obserwowaną zaw artą w przedziale m,

* Dość w yczerpujące inform acje dotyczące badań opartych na schem acie K ap- teyna-B oka znajdzie czytelnik w przystępnie napisanej książce B. Boka T he d istri­

„

J3

m + dm powinna wynosić

CO

a dm dr — D (r) r- co dm dr f <p(m — 5 log r + 5 — a 0x) p(x)dx,

(4')

o

ponieważ pomiędzy M i m obecnie zachodzi związek

M = m — 5 log r + 5 — U

X,

gdzie prawdopodobieństwem wystąpienia x obłoków na drodze od danej

warstwy do obserwatora rządzi prawo p(x); ao oznacza średnią absorpcję

w jednym obłoku.

Konsekwentnie, na liczbę wszystkich gwiazd o jasności obserwowanej

zawartej w przedziale m, m + dm otrzymamy wyrażenie

OO OO

A(m) dm = co dm f f D(r) r2cp (m — 5 log r + 5 — a0x) p(x)dx dr,

(5')

inne niż (5). We formie numerycznej tego równania również nastąpi zmiana,

ponieważ wyrażenie (6) przyjmie obecnie postać

OO OO *

A(m)—JS ’ D,&

(m—5 log

+ 5—a„x)p(x).

(6')

Jasną jest rzeczą, że stosując równania (5') lub (6') do wyznaczeń D(r)

otrzymamy inne wyniki, niż posługując się równaniami (5) lub (6), niezależ­

nie od tego jaki kształt ma funkcja p(x). Uwzględnienie więc „kłaczkowato-

ści“ materii międzygwiazdowej musi wywołać pewne zmiany w dotychcza­

sowym wyobrażeniu o rozmieszczeniu gwiazd w. naszym najbliższym oto­

czeniu. Musimy więc dokonać generalnej rewizji wszystkich wyników do­

tychczasowych, ustalić dane nowe i na nich oprzeć wszystkie dalsze wnioski

dotyczące np. przynależności tej czy innej grupy gwiazd do tego czy in­

nego podsystemu. Ulegną też zmianie dane dotyczące potencjału Galaktyki

i związane z tym wnioski o charakterze dynamicznym i kosmogonicznym.

Wydaje się, iż to właśnie jest zadaniem najbliższym dla adeptów astrono­

mii gwiazdowej.

Artykuł niniejszy, jak wspomniałem już, nie pretenduje do wyczer­

pania tematu; przeciwnie, jego celem jest jedynie wysunięcie pewnych su­

gestii, pewnych myśli, pobudzenie innych do podjęcia prac w kierunku,

który autorowi wydaje się interesujący i pożyteczny. Przewidywanie wy­

ników przyszłych badań jest z reguły czymś* wysoce niepewnym i ryzy­

kownym; jednocześnie jest jednak chyba czymś niezbędnym w rozwoju

nauki. Dlatego też autor artykułu podjął tego rodzaju inicjatywę, zdając

sobie jednocześnie sprawę z ryzyka, które tu ponosi i ostrzegając czytelni­

ków przed zbyt bezkrytycznym przyjmowaniem wszystkich jego wywo­

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW

(Streszczenie referatów wygłoszonych na IV Z jeździe Naukowym Polskiego Towarzystwa Astronomicznego; Kraków, kwiecień 1954)

Prace nad zagadnieniem cech fizycznych podsystemów gwiezdnych prowadzone w ośrodku toruńskim

W. IWANOWSKA

Wybór zagadnienia podsystemów gwiezdnych jako naczelnego problemu prac naukowo-badawczych Obserwatorium Toruńskiego skrystalizował się jeszcze w r. 1946; nie mieliśmy wówczas ani jednej lunety, a całą naszą bibliotekę stanowiło około 20 książek przygodnie zebranych. Toteż pierwsze materiały zdobywaliśmy za granicą: w Szwecji (Saltsjobaden) w r. 1947 i w Stanach Zjednoczonych (Mc Donald) w r. 1948/9, gdzie uzyskałam obfite materiały zdjęć widm gwiazd szybkich klas F, G, K, oraz gwiazd typu RR Lyrae. Dalsze prace prowadzi się za pomocą skromnej własnej aparatury, którą stanowią 20 cm astrograf Drapera oraz 30 cm kamera Schmidta z pry­ zmatami obiektywowymi. Dotychczas wykonano w sekcji astrofizyki 5 prac:

1. W. I w a n o w s k a , Badania spektrofotometryczne gwiazd szybkich. 2. H. T o m a s i k , Fotograficzne gradienty gwiazd szybkich.

3. W. I w a n o w s k a , Badania spektrofotometryczne gwiazd typu RR Lyrae. 4. C. I w a n i s z e w s k a , Cechy fizyczne i kinematyczne gwiazd typu RR Lyrae. 5. H. T o m a s i k , Kryteria spektrofotometryczne populacyj w klasach F, G, K, w małej dyspersji *.

Równolegle sekcja astronomii gwiazdowej (prof. D z i e w u l s k i ) prowadzi ba­ dania rozmieszczenia i ruchów gwiazd różnych podsystemów. Główne wyniki prac astrofizycznych przedstawiają się, jak następuje:

1. Podstawy podziału na populacje lub podsystemy

Jak wiadomo, do podziału na populacje (B a a d e) lub podsystemy ( L i n d b l a d , K u k a r k i n i P a r e n a g o ) dochodzimy bądź od strony wykresu H e r t z s p r u n g a - R u s s e l l a , bądź od strony rozmieszczenia i kinematyki gwiazd, bądź wreszcie od strony spektroskopii. Nie zawsze te podziały pokrywają się z sobą, chociaż muszą mieć jakieś wspólne podłoże. Tym podłożem, podstawą zróżnicowania populacyj i pod­ systemów gwiazd, jest, naszym zdaniem, miejsce (i czas) urodzenia gwiazd. Na pytanie, czy zmienność populacyj ma charakter ciągły, czy dyskretny i ile jest populacyj, należy odpowiedzieć, że stan fizyczny i skład chemiczny materii, z której powstają gwiazdy, jest funkcją ciągłą miejsca i czasu, dlatego też w zasadzie mają słuszność ci, którzy uważają, że populacyj*jest nieskończenie wiele, że jest to wariacja ciągła. Jednak w budowie Galaktyki istnieją zagęszczenia materii, które w pierwszym przy­ bliżeniu możemy podzielić na jądro i ramiona spirali. Z tym samym przybliżeniem i odpowiednio do tego można powiedzieć, że istnieją dwie populacje: centralna (II) i peryferyjna (I).

Streszczenia referatów

15

1. Wykres widmo — okres dla gwiazd zmiennych typu RR Lyrae

Jeśli chodzi o gwiazdy zmien­ ne, stanowiące cenną pomoc w ba­ daniach budowy i fizyki Wszech­ świata, dzielono je dawniej na po­ pulacje według długości okresu: zmienne krótkookresowe, o okre­ sach poniżej 1 dnia zaliczano do populacji II, średnio-okresowe, od 1 do 60 dni — do populacji I, zmienne długookresowe, powyżej 100 dni — do populacji pośredniej. Jeszcze w latach wojny astrono­ mowie na Mt Wilson zwrócili uwagę na zmienną W Virginis i parę innych zmiennych o okre­ sach 16-—19 dni, które wykazy­ wały cechy kinematyczne i poło­ żenie odpowiadające II populacji, oraz różniły się widmowo od kla­ sycznych cefeid. Na terenie zmien­ nych krótkookresowych podejrze­

wano istnienie domieszki gwiazd I populacji. W naszych badaniach widmowych gwiazd typu RR Lyrae zdołaliśmy rozszczepić je na dwie populacje na wykresie widmo-okres, gdzie układają się one w dwie prawie równoległe linie {rys. 1), stanowiące odpowiednio przedłużenia znanej linii widmo-okres cefeid I populacji oraz wykreślonej linii dla gwiazd typu W Vir i zmiennych w gromadach kulistych według prac J o y a (rys. 2). W ten sposób okazało się, że obie populacje są repre­ zentowane w różnych przedziałach długości okresów, tylko „reguły wyboru1* naj­ częstszych okresów są w obu populacjach różne — fakt, którym powinna zaintere­ sować się teoria gwiazd pulsujących. Widma gwiazd długookresowych w małej dy­ spersji są przedmiotem dalszych badań w Obserwatorium Toruńskim.

Skoro związek widmo-okres dał się rozszczepić według populacyj, wydało się rzeczą naturalną spróbować tego samego ze związkiem okres-jasność absolutna, ma­ jącym duże znaczenie praktyczne dla systemu odległości galaktyk. Upatrując w krzy­ wej S h a p l e y a symbiozę odcinków dwóch różnych krzywych, rozcięłam ją w punk­ cie P = 1<1, próbując znaleźć najbardziej prawdopodobne przedłużenia tych odcinków SB(--- ,---1---[— —j--- !---!---!---(rys. 3). Nie wiedziałam wów­

czas, że mniej więcej w tym samym czasie B a a d e zdecy­ dował się na rozcięcie tej krzywej z innych powodów. Przedłużenie krzywej okres- jasność absolutna dla II po­ pulacji w kierunku dłuższych okresów wytyczono w oparciu o badania zmiennych w gro­ madach kulistych (głównie M a r t i n a i J o y a ) . Mniej pewne jest przedłużenie krzy­ wej I populacji w kierunku

■ i

I

I

'

o

(

« o Gwi azdy typu ?/? L y r a e (w y n ik i nJasiy

1

e ) r y s . 1.

>

-' 0 . 5 o.n 0 1 , 0 1.5 2.0

Rys. 2. Wykres widmo — okres

16 IV Zjazd N aukow y P. T. A., Kraków

krótkich okresów: opiera się ono na kilku zmiennych krótkookresow ych w Małym Obłoku M agellana, podanych przez D a r t a y e t a i D e s s y ’e g o (kwestionowanych zresztą przez S h a p 1 e y a), oraz na gwieżdzie E g g e n a o najkrótszym wówczas znanym okresie 80 m inut, dla której znana p aralaksa trygonom etryczna daje jasność obsolutną około 4m. Spraw ę tę w yjaśniłoby wyznaczenie paralaks trygonom etrycz­ nych dla najbliższych zmiennych krótkookresowych I populacji.

Z kolei m gr Iw aniszewska zajęła sdę wyliczeniem wielkości P \q w całym obsza­ rze okresów oddzielnie dla każdej populacji, opierając się na rozszczepionych związ­ k ach P — L i P — Sp, oraz rozszczepionej w oparciu o pracę P a r e n a g o - M a s i e -

w i c z zależności m asa-jasność absolutna. Chodziło o sprawdzenie, czy ten iloczyn je s t stały w obrębie każdej populacji, jak wymaga teoria pulsacji dla jednorodnych g ru p gwiazd; w dotychczasowych bowiem obliczeniach w artość tego iloczynu

zała-i • Cefeidy (Ku ka rkin)

® Zmienne w Małym Obłok Magellana ulistych (3 Centaura

( Dartayet i 0e s3y) . . . .

/

• Zmienne w g -omadzie &. (M artin)

o / ł / / / y / y

>

V

Rys. 3. Związek okres — jasność absolutna

m yw ała się w dziedzinie zmiennych krótkookresowych. Okazało si% że dokonując nieznacznego retuszu naszych krzyw ych w granicach ich niepewności, można otrzymać w całym obszarze okresów stałe wartości iloczynu P i o różne dla każdej populacji. Liczbowe w artości tych stałych zależą od punktów zerowych krzywych P — L. Mgr Iwaniszew ska przeprow adziła dyskusję otrzym anych wyników w zależności od mo­ delu gwiazdy i w artości w ykładnika ,,y“.

2. Różnice w idm ow e populacyj i ich interpretacja

Nasze porównawcze badania fotom etryczne uzyskanych widm gwiazd szybkich klas F, G, K oraz zmiennych typu RR Lyrae z gwiazdami porównawczymi I populacji w ykazały istnienie realnych różnic w widm ach gwiazd różnych populacyj. W ykazały to również badania innych autorów: kilka prac klasyfikacyjnych opartych na inspek­ cji widm ( A d a m s , M o r g a n , K e e n a n ) oraz opracow ania fotometryczne widm kilku gwiazd w najw iększej dyspersji (dawniejsze opracowanie A rktura przez v a n D i j k e oraz współczesna z naszą praca S c h w a r z s c h i l d a ) . Jednak sform ułowa­ nie tych różnic oraz ich in terp retacja wypadły różnie u różnych autorów. Pochodzi to w głównej mierze z b raku znajomości skali tem peratur efektyw nych gwiazd II

17 populacji. Natężenie prążka (absorpcja całkowita) zależy od tem peratury efektyw nej (Te), przyśpieszenia ciężkości (g), składu chemicznego oraz kształtu krzywej wzrostu. Jeżeli interesują nas różnice w składzie chemicznym gwiazd różnych populacji, sta­ ram y się wyelim inować przynajm niej jeden czynnik, tem peraturę efektyw ną, w ybie­ ra ją c do porów nania gwiazdy o tej samej tem peraturze. Ponieważ nie znam y tem ­ p e ra tu r efektyw nych gwiazd II populacji, bierzem y zastępczo typ widmowy. Ale tu trafiam y n a nieoznaczoność: stosując zwykłe k ry teria klasyfikacji widmowej możemy otrzym ać dla gwiazd II populacji typy widmowe różniące się naw et o całą klasę w id­ mową, zależnie od tego, jakie prążki w ybraliśm y za podstawę klasyfikacji. W pracy nad gwiazdami szybkimi klas F, G, K przyjęłam prowizorycznie klasyfikację widmową opartą n a natężeniu pasm CH, daje ona pośrednią skalę tem peratur pomiędzy moż­ liwymi skrajnym i wartościami. Mgr T o m a s i k ó w n a wyznaczyła później gra­ dienty fotograficzne tych samych gwiazd, by otrzym ać skalę tem peratur barw nych jako nam iastkę efektywnych. W granicach dokładności metody w yniki jej potwierdziły zgodność obranej przeze m nie skali typów widmowych z tem peraturam i barw nym i. Dla gwiazd typu RR Lyrae (wczesne typy) obrałam za ekw iw alent tem peratury efek­ tyw nej natężenie prążków H i K zjonizowanego w apnia, opierając się n a pracy M u n c h a i T e r r a z a s a, którzy stw ierdzili zgodność tych prążków ze skalą tem ­ p e ra tu r barw nych. Jednakże należy dalej prowadzić prace n ad wyznaczeniem skali tem p eratu r barw nych gwiazd II populacji, rozszerzając zakres długości fali oraz zw iększając dokładność wyników, ze względu n a bardzo istotne znaczenie, jakie ma

w ybór prawidłowej skali dla zagadnienia składu chemicznego populacyj.

O pierając się na podanych skalach, otrzym ałam następujące różnice w II popu­ lacji w porów naniu z ciągiem głównym I populacji:

Gwiazdy typu RR L yrae (klasy A—F): Gwiazdy szybkie klas F—K: Prążki H i K (Ca + ) równe, , Pasm o CH równe,

P rążki i continuum wodoru słabsze, P rążki w odoru słabsze, Prążki m etali silniejsze, P rążki m etali słabsze,

W poszukiwaniu in terp retacji tych wyników w yraziłam współczynniki absorpcji prążków jako funkcję stężenia danego pierw iastka, zaw artości w odoru i helu oraz przyśpieszenia ciężkości, rozszerzając m etodę stosowaną przez S t r o m g r e n a i jego współpracowników w pracach cyklu „Model S tellar Atm ospheres”. W w yrażeniach tych w ystępuje poza tym przyśpieszenie ciężkości n a powierzchni gwiazdy. Okazało się, że przyjęcie u gwiazd II populacji mniejszej zaw artości w odoru na rzecz helu — co byłoby w zgodzie z przypuszczalnym starszym wiekiem tych gwiazd — bardzo dobrze uzasadnia obserwowane różnice widmowe u gwiazd typu RR Lyrae, napo­ tyka jednak na trudności w odniesieniu do gwiazd późniejszych typów: nie może m ianowicie uspraw iedliw ić osłabienia prążków m etali. Zachow ując tezę mniejszej zaw artości wodoru, w ysunęłam przypuszczenie, że osłabienie wszystkich linii, ja k również stosunkowe wzmocnienie pasm a CH u gwiazd szybkich późnych typów jest efektem zm iatania przez nie m aterii między gwiazdowej. Do przypuszczenia takiego skłania m ię stwierdzenie, że oba efekty: osłabienia w idm a prążkowego i wzmoc­ nienia pasm a CH w ystępują szczególnie silnie u gwiazd o bardzo dużych prędkościach, ja k również u gwiazd z ujem nym i prędkościam i radialnym i. W prawdzie przyjm uje się zwykle, że efekt zm iatania m aterii przez gwiazdy zmienia się odw rotnie z pręd­ kością, jednak w tym rozum owaniu bierze się pod uw agę jedynie działanie graw ita­ cyjne, zaniedbuje się natom iast efekt ciśnienia prom ieniowania, który dla pewnego zwłaszcza przedziału wielkości bryłek pyłu międzygwiazdowego, może dorównać,

P o s tę p y A s tro n o m ii t. I I I z. 1

18 IV Zjazd. N aukow y P. T. A., K raków I

a naw et przewyższać działanie graw itacji, jak w ynika z prać G r e e n s t e i n a i innych. Zakładając, że obie siły w przybliżeniu są w równowadze, otrzymamy zmia­ tanie geometryczne rosnące w prost proporcjonalnie do prędkości; efekt energetyczny tego zm iatania będzie proporcjonalny do sześcianu względnej prędkości ruchu i zlo­ kalizowany od strony frontowej gwiazdy. Jest możliwe, że pasmo CH w widmach gwiazd szybkich m a częściowo pochodzenie analogiczne "jak w kometach, m ianow i­ cie: z gazu okludowanego na bryłkach m aterii między gwiazdowej. Ogólne osłabienie widm a prążkowego może być, wynikiem nakładania się emisji ciągłej wzbudzonej energią zderzeniową.

Jest rzeczą interesującą, że S c h w a r z s c h i l d , S p i t z e r i W i l d t podali interpretację widm gwiazd szybkich późnych typów niem al diam etralnie prze­ ciwną do naszej. Przyjm ując jako fakty obserwacyjne wzmocnienie u tych gwiazd pasm a CH, osłabienie pasm CN oraz osłabienie prążków m etali i równość prążków H, dochodzą oni do wniosku, że gwiazdy powolne (I populacji) są uboższe w wodór, a bo­ gatsze w pierw iastki cięższe, co jest skutkiem obfitszego zm iatania pyłowej materii, międzygwiazdowej przez te gwiazdy. Mimo, że bardzo wysoko cenię prace tych auto­ rów, nie jestem przekonana o słuszności tej interpretacji wobec zbyt oczywistego osłabienia w idm a wodoru u wszystkich gwiazd II populacji.

Pozostaje jeszcze możliwość interpretacji różnic widmowych gwiazd różnych po­ pulacji efektem krzywej wzrostu; spraw a godna zastanowienia tym bardziej, że osła­ bione są w widm ach II populacji przede wszystkim linie silniejsze, słabe są raczej

norm alne. i

Jak widzimy, jest jeszcze wiele rzeczy niewyjaśnionych w zagadnieniu podsy­ stemów gwiezdnych. Od obserwacyj należy żądać dalszych porównawczych opraco­ wań fotom etrycznych w idm zarówno indyw idualnych — w najw iększej, jak maso­ wych — w średniej i małej dyspersji, a nade wszystko pomiarów rozkładu natężeń w w idm ach ciągłych w celu ustalenia .skali tem peratur barw nych. Przed teorią zaś stoi szereg najbardziej interesujących zagadnień rfa drodze do interpretacji danych widmowych.

Program dalszych prac nad podsystemami w ośrodku toruńskim obejm uje te tem aty, które naszą m ałą a p a ratu rą można podejmować, a więc w pierwszej kolej­ ności w skaźniki barw y gwiazd II populacji oraz widma zmiennych długookresowych.

Badania obrotu U kładu L okalnego

M. KARPOWICZ

Myśl zbadania ruchów obiegowych gwiazd w Układzie Lokalnym pow stała w związku z m oją pracą (wspólną z W. Zonnem), w której chodziło o zbadanie roz­ kładu przestrzennego i udziału gwiazd podwójnych spektroskopowych w ogólnej rotacji Galaktyki. Celem pracy było porów nanie charakterystyk tych gwiazd z ana­ logicznymi charakterystykam i gwiazd pojedynczych o tym samym typie widmowym. Przy tym dla gwiazd najbliższych otrzym ano w yniki w skazujące n a w ystępow anie systematycznych odchyleń ich ruchów od ruchów gwiazd dalszych.

W poprzedniej pracy m ateriałem obserw acyjnym były prędkości radialne około 120 gwiazd typu B*. Po podzieleniu gwiazd na trzy grupy według ich odległości r od Słońca (wyznaczonych m etodą statystyczną z uwzględnieniem pochłaniania m

Streszczenia referatów ₁₉

gwiazdow ego) otrzy m aliśm y n a s tę p u ją c e w arto śc i n a długość g alak ty c zn ą l() środka G ala k ty k i:

G ru p a r ps. _lo

I 109 265 ± 45°

II 221 278 ± 15

III 546 325 ± 8

Do obliczeń zastosow aliśm y uogólniony przez O g o r o d n i k o w a i M i l n e ’a w zór O o r t a.

O trzy m an y w y n ik n asu w a ł przypuszczenie, że dla gw iazd bliższych do głosu do­ chodzi obieg dokoła p u n k tu o długości g alak ty c zn e j 240".

W obecnej p rac y o p arła m się n a tym sam ym m a teria le. Z ro zw ażań g eom etrycz­ nych, p rz y założeniu, że ce n tro id y gw iazd z a k re śla ją o rb ity kołow e dokoła śro d k a o długości galak ty czn ej ty, o trzy m u je się w zory w y ra ż a ją c e w p ły w ro ta c ji n a p rę d ­ kości ra d ia ln e AVr i ta n g ę n c ja ln e AVt w n a s tę p u ją c e j postaci.

A Vr = R) — a>(R„)] sin ( / — /„) cos /> / (R, R„) sin ( / — /„) cos h ( I )

A V t R„[c>(R)— <o(/?0)] cos (/ — /„) — rm{ R) cos h = / (R, R„) cos (/ — /„) — r<»(R) cos /), (2)

(i) (R) i (o (Rn) oznaczają p ręd k o ści k ąto w e cen tro id ó w gw iazd oraz ce n tro id u Słońca, AVr i AVt — p ręd k o ść ra d ia ln ą i ta n g e n c ja ln ą gw iazd po uw zględ n ien iu ru c h u ku apeksow i i ro ta c ji G ala k ty k i, R (> — odległość ce n tro id u S łońca od śro d k a ro tac ji, b i l — szerokość i długość g alaktyczna.

W celu zb a d a n ia ru ch ó w obiegow ych gw iazd podw ó jn y ch sp ek tro sk o p o w y ch ty p u B w U kład zie L o k aln y m zastosow ałem tzw. fu n k c ję C am m a, f (R , R 0), w k tó re j za­ k ła d a się kołow ość o r b it cen tro id ó w gw iazd. P rz y jm u ją c n a l0 = 240° (środek U k ład u L okalnego) o trzy m u je się ze w zoru (1) fu n k c ję C am m a w postaci

W ykreśliłam n a stę p n ie obliczone w a rto śc i f (R, R u) w zależności od R (odle­ głości ce n tro id u gw iazd od śro d k a U k ład u L okalnego) d la p rzy ję ty ch dw óch w artości R 0, m ianow icie R 0 = 100 ps i R 0 = 150 ps. P u n k ty d la w arto śc i R < 500 p s ułożyły się w zdłuż p ro stej ró w noległej do osi R, co w skazyw ałoby n a to, że m am y tu o b ró t „sztyw ny". D la R > 500 ps o trzy m u je się znaczny ro z rz u t p u nktów .

W dalszym ciągu p rac y zn alazłam R„ i co (R0) k o rz y sta ją c z w zo ru (2), k tó ry w y ­ m a g a znajom ości ru ch ó w w łasnych. Po ^przekształceniu tego w zoru zn a jd u je m y w y ­ raż en ie n a fu n k c ję C am m a w zależności od ru ch ó w w łasn y ch i pręd k o ści k ąto w ej ce n tro id u Słońca.

4,74 A n t r r

/(R'

rcos ( /- /.)

]

7

U - U T 7 °ĄR'[)'

‘

---[ cos b /?oJ cos b R„

Au, — je s t sk ład o w ą r u c h u w łasnego w długości g alak ty czn ej po uw zględ n ien iu r u c h u k u apeksow i i ro ta c ji G alaktyki.

20

otrzym ałam rów nania w arunkow e w postaci:

x + L\y = I,-,

które po rozwiązaniu m etodą najm niejszych kw adratów dały co (Ro) ~ — 0",00168 ± 0",00288 n a nok, R0 = 288 ± 94 ps.

Obliczona stąd prędkość centroidu Słońca w ruchu dokoła środka Układu Lokal­ nego wynosi 2,3 ± 4,5 km/sek.

Wnioski:

1. Gwiazdy podwójne spektroskopowe typu B biorą udział w ruchu obrotowym U kładu Lokalnego. Wyniki w skazują na to, że mamy tu obrót „sztywny“ w każdym bądź razie dla R < 500 ps.

2. Centroid Słońca obiega środek Układu Lokalnego z prędkością liniow ą około 2,3 km /sek w kierunku zgodnym z obrotem w Galaktyce.

3. Odległość centroidu Słońca od środka U kładu Lokalnego wynosi około 288 ps.

33 lata obserwacji zakryć gwiazd przez K siężyc w Krakowie

K. KORDYLEWSKI

Zaobserwowane m om enty zniknięcia gwiazd za tarczą Księżyca i pojaw ienia się ich po zakryciu stanow ią najdokładniejsze dane wyjściowe do wyznaczania położenia Księżyca i badania jego ruchów. Na ruchach Księżyca zaś opiera się rachuba nowego „czasu efem eryd". Poza tym ruchy Księżyca, w szczególności zaś zjaw iska zakryć służą w nowoczesnej geodezji do dokładnego m ierzenia geoidy. Obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc nab ierają więc coraz większego znaczenia. Inicjatyw a Tadeu­ sza B a n a c h i e w i c z a , który przed 54 laty (1. I. 1901 r.) rozpoczął w W arszawie system atyczne obserwacje zakryć w Polsce, okazała się bardzo doniosła. Dała ona cenną serię obserw acji zakryć w W arszawie w latach 1901—1905. Dalszym ciągiem tej serii jest zbiór 8-letnich obserw acji uzyskanych w Krakow ie głównie przez W ła­ dysław a D z i e w u l s k i e g o w latach 1907 do 1915. Po wojnie, w r. 1920, prof. T. Banachiewicz wznowił w K rakow ie system atyczne obserwacje zakryć i rozpoczął w ydaw ać drukiem efem erydy zakryć dla 5 obserw atoriów polskich, w których odtąd zakrycia są licznie obserwowane.

Według doświadczeń krakow skich biegły obserw ator może podać zaobserwowany m om ent zjaw iska do 0S,05. Stosowano przy tym prostą metodę oka-ucha w rozm ai­ tych w ersjach. Jedni z okiem przy okularze oczekiwali zjaw iska i z chw ilą zniknięcia czy też ukazania się gwiazdy rozpoczynali liczenie sekund według cyknięć chrono­ m etru, który odczytywali po dziesięciu odliczonych sekundach. In n i przez cały czas oczekiwania zjaw iska, patrząc do okularu, liczyli bez przerw y cyknięcia chronom etru, będąc stale w zgodzie ż jego wskazaniem. W chwili zniknięcia gwiazdy uprzytam niali sobie liczoną sekundę, jednak nie przeryw ali -liczenia, oceniali ułam ek sekundy, zapi­ sywali moment, po czym dopiero na chronom etrze spraw dzali poprawność rachuby sekund. D ruga w ersja daw ała możność swobodnej obserw acji dwóch krótko po sobie' następujących zakryć, np. w w ypadku gwiazdy podwójnej, i przyjem nej końcowej kontroli obserwacji. Mimo nieraz kilkum inutow ego rachow ania sekund praw ie nigdy nie było zmyłek. Niektórzy obserw atorow ie stosowali jednocześnie ręczne zegarki- stopery, ale tylko dla grubszej kontroli momentu. W ostatnim roku z inicjatyw y prof. T. Banachiewicza rozpoczęto w K rakow ie prace n ad ap aratu rą do fotoelektrycz- nej rejestracji zakryć. P race prowadzi m gr Adam S t r z a ł k o w s k i z udziałem studenta astronom ii A ndrzeja S y .c z a.

Błąd obserw acji m etodą oka-ucha na ogół nie przekracza 0S,2. Pozwoliłoby to wyznaczyć położenie Księżyca z dokładnością do 0",1. Niestety współrzędne

zakry-Streszczenia referatów 21

wanych gwiazd są nie dość pewne i często błąd ich je st rzędu 0",3. Poza tym dotych­ czas nie dość dokładnie znane były nierówności brzegu Księżyca, k tóre przyjm ow ano z k a rt Fr. H a y n a z 1912 r. z błędem średnim ± 0",25. W r. 1952 ukazał się atlas profilów Księżyca opracowany w O bserwatorium Paryskim przez Th. W e i m e r a , stanowiący, jak się zdaje, postęp w znajomości nierówności brzegu Księżyca. Na razie jednak wysoka dokładność obserwacji mom entów zakryć nie może być w pełni w y­ korzystana dla badania ruchów Księżyca. Na pewno w przyszłości, po dokładnym wyznaczeniu współrzędnych gwiazd i zbadaniu profilu Księżyca, sięgnie się po daw ne obserwacje zakryć, jako cenny m ateriał do nowych badań.

Pod tym kątem widzenia prowadzi się w K rakow ie nieprzerw any ciąg dokładnych obserwacji zakryć i w ciągu ostatnich 33 lat, od 1920 r. do 1953 r. włącznie uzyskano 1498 momentów z 706 zjawisk. Jeżeli tę ilość porównać z zestawieniam i w opracowa­ niach corocznie ogłaszanych w Astronomical Journal, to stanowi ona około 6% św ia­ towej produkcji obserwacji zakryć. Spośród zjaw isk obliczonych w efem erydach k ra ­ kowskich zaobserwowano w K rakow ie około 25°/o. Liczba ta jest dość zgodna ze średnim zachmurzeniem w Krakowie, wynoszącym 71°/o. Tak znaczną ilość obserw a­ cji uzyskano tylko dzięki tem u, że obserwatorowie krakow scy obserwowali zakrycia często także w przerw ach pomiędzy chmurami, a naw et poprzez chmury.

W okresie 33 lat obserwowało w K rakow ie 36 obserwatorów. Głównymi obserw a­ toram i byli:

Tadeusz Banachiewicz, 1920—1953 251 mom entów zakryć Jadw iga K ordylewska, 1930-—1939, 1947—1953 78 łł »>

Kazimerz Kordylewski, 1924—1953 372 >ł if

K arol Kozieł, 1937—1946 72 J> J>

Stefan Piotrow ski, 1933—1940, 1945—1953 129 ii >*

Róża Szafraniec, 1948—1953 .87 fi fi

Aldona Szczepanowska, 1948—1953 78 fi ii

Józef Witkowski, 1920—1928, 1940—1944 120 ii H

inni (28 obserwatorów) 311 if ii

razem 1498 m om entów zakryć

Spośród innych obserw atorów wym ienię nazwiska: J a n G a d o m s k i , Michał K a m i e ń s k i , J a n M e r g e n t a l e r , Tadeusz O l c z a k , L ucjan O r k i s z , Janusz P a g a c z e w s k i , J a n P i e g z a , Eugeniusz R y b k a , Józef R y z n e r , Lidia S t a n ­ k i e w i c z , Stefan S z c z y r b a k i Stanisław S z e l i g o w s k i .

Część obserw acji z okresu 33-letniego z la t 1920 do 1932 została już ogłoszona dw ukrotnie w Acta Astronom ica przez E. R y b k ę oraz autora tego artykułu. Pozo­ stałe z lat 1933 do 1953 — w ilości m niej więcej takiej samej ja k w poprzednich 13 latach — w ydrukow ane będą również w Acta Astronomica. W czasie wojny nie prze­ ryw ano obserwacji. Prow adzili je z pełnym poświęceniem T. B a n a c h i e w i c z , K. K o z i e ł i J. W i t k o w s k i . L atam i największego urodzaju były lata 1924 (79 momentów, 32 zjawiska), 1950 (85 momentów, 31 zjawisk) i 1953 (116 momentów, 37 zjawisk).

Z części m ateriału próbowałem wyznaczyć system atyczne różnice pomiędzy obser­ watoram i. Otrzym ałem dla obserw acji początku zakryć przy ciemnym brzegu:

K ordylewski m inus Banachiewicz — 0S,06 n = 10 zjaw isk „ „ Gadomski — 0,08 = 5 „ „ „ Pagaczewski — 0,11 = 18 „ ' „ „ W itkowski — 0,09 = 8 „

22 IV Zjazd Naukowy P. T. A,, Kraków

Mniej pewne są różnice w obserw acjach pojaw iania się gwiazd przy ciemnym brzegu. Kordylewski m inus B anachiew icz— 0S,26 n = 8 zjawisk

„ „ Pagaczewski + 0,30 = 4 „ „ „ W itkowski -f 0,16 = 3 „

W różnicach przeważa znak minus, co może oznaczać, że obserw ator K o r d y - l e w s k i albo w ykazuje opóźnienie w słuchu, albo wcześniej niż inni obserw atoro- rowie dostrzega czy uśw iadam ia sobie zjawisko. W każdym razie w ykazane różnice osobiste są niewielkie.

Jeszcze na jedno zjawisko w ystępujące czasem przy zakryciach chciałbym zwró­ cić uwagę. Nieraz obserw ator stw ierdza znikanie gwiazdy etapam i, co świadczy o tym, że gwiazda zakryw ana jest podwójna. Z obserwacji, w których zanotowano obydwa m omenty zjawiska, dałoby się wyznaczyć składowe gwiazdy podwójnej. W tym celu należałoby zebrać obserw acje tej samej gwiazdy dokonane z różnych miejsc na Ziemi i uwzględnić należycie profil Księżyca.

R ozb łysk i ch rom osferyczn e i pola m ag n ety czn e p lam słon eczn y ch

J. MERGENTALER i J. PACIORKÓWNA

W minionym cyklu aktywności słonecznej, pomimo wyższych niż w poprzednim cyklu w artości liczb Wolfa, ilość rozbłysków chromosferycznych oraz ilość zaburzeń jonosferycznych była nie większa niż w poprzednim cyklu. M ała geoaktywność da się łatw o wytłumaczyć m niejszą stosunkowo ilością silnych rozbłysków o natężeniu 2 i 3, które głównie są odpowiedzialne za zaburzenia w jonosferze. Rozbłysków o natęże­ niu 1, a więc takich, które nie pow odują na ogół w yraźniejszych zaburzeń w jono­ sferze było w ostatnim cyklu 84IJ/o ogólnej ilości, gdy poprzednim cyklu stanowiły one tylko 75°/o ogólnej ilości rozbłysków.

Słabsza produkcja rozbłysków n a plam ę (ściślej na grupę plam) może być czę­ ściowo tłumaczona zależnością od maksym alnego natężenia pól magnetycznych plam. W brew u ta rte j opinii okazało się, że istnieje w yraźna zależność ilości rozbłysków na plam ę od m aksym alnego natężenia pola magnetycznego plamy, dająca się przedstawić z pomocą interpolacyjnej form uły typu

n = a + b .

H-gdzie n jest ilością rozbłysków na plamę, H — m aksym alnym natężeniem pola m agne­ tycznego plamy. Decydujący o istnieniu zależności współczynnik przy H- był 11ls raza mniejszy (wynosił 64,2 X 10—8) w ostatnim cyklu niż w poprzednim, kiedy był równy 93,5 X 10—s. Plam y o tym samym natężeniu pól magnetycznych produkow ały więc przeciętnie mniej rozbłysków w ostatnim cyklu niż w poprzednim. Wiązało się to w ogóle z inną stru k tu rą plam, na co zwrócił uwagę d r M. K o p e c k y , ale jedną z przyczyn tego faktu mogłoby być także to, że ogólne pole magnetyczne Słońca było inne w ostatnim cyklu, a więc na innej wysokości w chromosferze pow staw ał punkt n eutralny m agnetyczny — w m yśl teorii G i o v a n e l l i ’e g o n a takiej wysokości, gdzie w arunki pow staw ania rozbłysków były gorsze (zbyt m ała gęstość gazu lub zbyt niska albo za w ysoka tem peratura).

W ostatnich 3 cyklach słonecznych plam y o natężeniu pola magnetycznego rzędu 2400 erstedów produkują więcej rozbłysków, niżby można się spodziewać z poprzed­ nio przytoczonej zależności. To w tórne m aksim um można by tłumaczyć obecnością inw ersji tem peratury nad plam am i w tych w arstw ach, w których pow stają rozbłyski.