Postępy Astronomii nr 1/1960

riy-w-TTTW7T

A

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

T OM VIII — ZESZYT 1

1

9

6

0

K R A K Ó W — S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1 9 6 0

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1 ARTYKUŁY K. R u d n i c k i , Metoda morfologiczna w a s t r o n o m i i ...3 J. S m a k , Fotom etria U, B, V ... 15 Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW J. K o r d y l e w s k i , Kometa G iacobini-Zinner 1900 I I I ...39 W. O p a 1 s k i, P race O bserw atorium Astronomiczno-Geodezyjnego Po­

litechniki W arszawskiej w ram ach Operacji Długości Iii-g o Między­ narodowego Roku G e o f i z y c z i n e g o ... 41 A. O p o l s k i , Ewolucyjne aspekty statystyki gwiazd wizualnie podw ój­

nych ...42 A. O p o l s k i , Możliwości w yznaczania spektroskopowych m as gwiazd . 43 A. G. P a c h o l c z y k , Międzygwiazdowe pasmo X 4430 i polaryzacja

św iatła g w i a z d ... 43 A. G. P a c h o l c z y k i J. S. S t o d ó ł k i e w i c z , M agnetograw itacyjna

niestabilność ośrodka znajdującego się w stanie różniczkowej rotacji A. G. P a c h o l c z y k i J. S. S t o d ó ł k i e w i c z , M agnetograw itacyjna niestabilność jednorodnego, nieskończonego, lepkiego ośrodka o nie­ skończonym przew odnictw ie elektrycznym, znajdującego się pod działaniem sił C o r i o l i s a ... 44 A. G. P a c h o l c a y k i J. S. S t o d ó ł k i e w i c z , M agnetograw itacyjna

niestabilność jednorodnego, nieskończonego, nielepkiego ośrodka o skończonym przewodnictwie elektrycznym , znajdującego się pod działaniem sił C o r i o l i s a ... 45 B. R o m p o 11, A utokolim acyjny pryzm atyczny spektrohelioskop O bser­

w atorium W ro c ła w sk ie g o ...'... 45 K. R u d n i c k i , Metoda badania w erteksu mało liczebnych grup gwiazd

n a podstaw ie ruchów w ł a s n y c h ...45 P. R y b k a , O zm ianach nachylenia instrum entu, przejściowego

Repsol-da In sty tu tu Astronomicznego U niw ersytetu W rocławskiego . . . 47 K. S e r k o w s k i , W yznaczanie zależności poćmienia brnegowego od

długości fali na podstaw ie dw ubarw nych obserwacji gwiazd zaćmie­ niowych ... ... 50 J. S m a k , O zawartości helu w gwiazdach populacji II (uwagi wstępne) 54 A. S t a w i k o w s k i , Efekty intensyfikacji m agnetycznej linii w w id­

mach gwiazd zmiennych typu RR L y r a e ...57 R. S z a f r a n i e c , Zbliżenie kom ety P e rrin e I — M rkos do Jowisza

w 1959 roku ...61 Z LITERATURY NAUKOWEJ

J. S m a k , Popraw ki bolom etryczne i tem peratury efektyw ne gwiazd . 61 KRONIKA

J. W i t k o w s k i , Trzecie m iędzynarodow e Sym pozjum przypływ ów skorupy z i e m s k ie j...65 K. S t o ł y h w o , W spomnienia z pierwszego etapu działalności pedago­

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

T O M V 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 1960}

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Członkowie: Józef W itkowski, Poznań W łodzimierz Zonn, Warszawa

S ekretarz Redakcji: Rozalia Szafraniec, Kraków

Adres Redakcji: K raków 2, p lac Na Groblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: K raków 2, ul. Kopernika 27 m. 3

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 , O D D Z I A Ł W L O D Z I N a k ł a d 422 + 10S e g z . A r k . w y d . 4,75, a r k . d r u k . 4,25 P a p i e r r o to g r . k l . I I I , 70 g z F a b r y k i p a p ie r u w B o r u s z o w ic a c h P o d p i s a n o d o d r u k u 5. I I . 1960 r. D r u k u k o ń c z o n o w l u t y m 1960 r. Z a m ó w i e n i e 445. S -6 . C e n a z ł 10,— Z A K Ł A D Y G R A F I C Z N E R S W „ P R A S A " — Ł O D Z , Ż W I R K I 17

011

-

3 7

?

Metoda morfolog-iczna iu astronomii

UWAGI WSTĘPNE

Każda epoka posiada charakterystyczny styl badań nauko­

wych. Każda osiąga zdobycze naukowe charakterystyczne dla swo­

jego stylu. Możliwości każdego stylu są jednak ograniczone.

Metody badań naukowych powstają na gruzach metod epok po­

przednich, często w ciężkiej walce zdobywają sobie uznanie,

przechodzą okres rozkwitu, potem degenerują się i jeśli nie

zanikną same w odpowiednim czasie,stanowią przeszkodą do dal­

szego rozwoju nauki.

Jeśli idzie o astronomią, to dla zilustrowania tej zasa­

dy dość przytoczyć metodą badań astronomicznych najstarszą

ze znanych, gdy ciała niebieskie traktowano w sposób uczucio­

wy jako istoty żywe i opierając sią na "powszechnie zrozumia­

łych i przyjątych" prawdach usiłowano je wykorzystać dla po­

trzeb życia. Wychodząc z obserwacji astronomicznych zdobyto

w tych czasach umiejętność orientowania sią w porach roku,

w godzinach dnia i nocy, zdobyto umiejętność nawigacji astro­

nomicznej, słowem stworzono podstawy pod istniejącą do dziś

astronomią praktyczną.

Dalej jednak takie metody doprowadzić nie mogły. Mało

dziś wiemy, jak silną walką trzeba było stoczyć o uznanie za

naukowe nowych metod, które rozwinęły sią kilkaset lat przed

naszą erą.W każdym razie możemy sobie uświadomić, jak żywot­

ne były stare przyzwyczajenia, przeglądając przysyłane cza­

sem do obserwatoriów "genialne" wypracowania różnych "miłoś­

ników nauki", którzy na podstawie uczuciowo-emocjonalnych ol­

śnień starają sią opracowywać teorie astronomiczne. Czasami

bywają to skądinąd rozsądni ludzie, a ich jedyną winą jest

■to, że stosują metodę sprzed 5 tysięcy lat, którą dziś nic no­

wego nie da sią już osiągnąć.

Styl naukowy następnego okresu, w którym powstała filozo­

fia, to przede wszystkim logiczne ujmowanie, wiązanie ze so­

wą zjawisk w zwarte teorie. Oczywiście tacy astronomowie jak

H i p a r c h czy P t o l e m e u s z położyli niemałe za­

sługi w dziedzinie udoskonalenia obserwacji. Charakterystycz­

ne dla nich było jednak przede wszystkim wiązanie różnych

zjawisk w jedną logiczną całość, tworzenie teorii, systemów

naukowych, w sposób istotnie różniący ich prace od "uczucio­

wej" astronomii okresu poprzedniego. Powszechnie wiadomo jak

wielkie osiągnięcia dała ta metoda. Odkryto m.in.

nierównoś-4 K. Rudnicki

oi w ruchach Słońca i Księżyca, precesję, ewekcję, a co naj­

ważniejsze - sporządzono katalogi gwiazd i tablice planet, co

umożliwiło znacznie dokładniejsze niż dawniej przewidywanie

zjawisk niebieskich, zwłaszcza zaćmień.Charakterystyczne w tym

okresie jest opieranie się nie tyle na rzeczach "powszechnie

znanych", ile na orzeczeniach wielkich uczonych. Stąd system

opierania się na autorytetach i logicznego komentowania.W naj­

bardziej wyrafinowanej postaci przedstawił się ten system ja­

ko scholastyka. Prace scholastyków wymagały od uczonych nie­

słychanego wygimnastykowania umysłowego, doszły do niebywałej

perwersji logicznej, a zarazem coraz mniej były zdolne posu­

wać naukę naprzód. Coraz bardziej upajano się sylogizmami,

a zapomniano o obserwacji przyrody,o konfrontacji teorii z do­

świadczeniem, a przecież właśnie przy próbach lepszego ujęcia

doświadczeń powstał i rozwinął się styl pracy naukowej wiel­

kich filozofów i przyrodników Grecji.

Na uniwersytetach komentowano uczone autorytety, rozważa­

no przysłowiowe problemy aniołów na ostrzu szpilki, a jedno­

cześnie nowe metody pracy naukowej powstawały zdała od akade­

mii, wśród ludzi, którzy na nowo usiłowali oprzeć wiedzę na

obserwacji rzeczywistości . Jak ostre i często w dosłownym sen­

sie krwawe walki o nowe metody naukowe stoczono z broniącą

się średniowieczną scholastyką, wiadomo powszechnie.

Wreszcie zatriumfował nowy styl pracy naukowej, dla które­

go charakterystyczne było uznanie praw przyrody za powszech­

nie obowiązujące w przestrzeni i - w zasadzie przynajmniej

- w czasie. Przyrodnicze teorie naukowe musiały być teraz nie

tylko logiczne, ale również zgodne z prawami przyrody. Jeśli

idzie o astronomię, oznaczało to oparcie się o prawa fizyki.

Astronomia stała się ściśle związana z fizyką, w której coraz

większą rolę zaczęły odgrywać równania matematyczne. W opar­

ciu o układanie i rozwiązywanie tego typu równań rozwinęła

się mechanika nieba, a potem astrofizyka i inne pochodne dzie­

dziny astronomii. Dziś przeżywamy niewątpliwy rozkwit i nie­

wątpliwe triumfy takiego właśnie stylu pracy naukowej. Trzeba

sobie jednak zdawać sprawę, że i ten styl nie jest wieczny,że

i on może, a nawet musi kiedyś przestać być wystarczający, że

i jemu grozi z czasem degeneracja.

WSPÓŁCZESNY STAN NAUKI

W roku 1957 ukazała się interesująca książka znanego szwaj-

carskiego astronoma P. Z w i c k e g o,pracującego od wielu

lat w USA,zatytułowana "Morphological Astronomy" [5]. Autor

wykazuje wiele niepokojących objawów degeneracji dzisiejszych

metod naukowych w zakresie nauk ścisłych. Jeśli idzie o astro­

nomię, można to zauważyć chociażby stąd, że rosną ostatnio ma­

sy obserwacji nieoprae.owanych, lub opracowanych częściowo,

z których nie wyciąga się żadnych wniosków teoretycznych (au­

tor pisze, że samymi kliszami z fotografiami nieba, które nie

zostały przebadane, można by załadować wiele ciężarówek).Z dru­

giej strony powstającym ostatnio w coraz większej liczbie hi­

potezom (zwłaszcza astrofizycznym i kosmologicznym) brak opar­

cia w obserwacjach. Zresztą autorzy hipotez czasem takiego

Metoda morfologiczna w astronomii 5

oparcia wcale nie szukają, nie zastanawiają się w ogóle, w ja­

ki sposób ich hipoteza miałaby byó zweryfikowana obserwacyj­

nie. Do uznania jakiejś pracy za naukową wystarcza czasem pra­

widłowe rozwiązanie jakiegoś równania, nawet wtedy, kiedy nic

nie wiadomo, czy gdziekolwiek we wszechświecie mogą byó speł­

nione założenia użyte przy jego wyprowadzeniu. W dziedzinie

obserwacji przeciwnie, za naukowe uważa sią czasem prace wy­

konane w ten sposób, że trudno z nich wyciągnąć jakieś wnios­

ki teoretyczne. Obserwator cząsto nie troszczy sią o to, do

czego jego obserwacje mają sią przydać. Słowem teoria zaczyna

sią odrywać od obserwacji,nauka przestaje sią troszczyć ozwią-

zek z rzeczywistością*. Jest to niewątpliwy objaw pewnego

"uscholastyczniania" dzisiejszej nauki.

Autor nie sili sią na określenie, jak groźne jest to zja­

wisko. Nie ustala, czy idzie tu o upadek w wielkiej skali, po­

dobny do zmierzchu wiedzy "emocjonalnej" przed pojawieniem

sią filozofii, lub zmierzchu scholastyki przed rozbłyśniąciem

odrodzenia, czy też może tylko o przełom w mniejszej skali.

Ważny jest dla niego fakt, że dotychczas metody pracy nauko­

wej pojawiały sią - z niewielkimi wyjątkami - spontanicznie,

podczas gdy dziś świadomość człowieka stoi na tyle wysoko, że

można sią pokusić o świadome pokierowanie losami nauki, o doj­

rzenie i zapobieżenie wadom obecnych metod zanim doprowadzą

do niebezpiecznych skutków.

Niewątpliwie niebezpieczeństwo jest jeszcze dość odległe,

aktualne osiągnięcia cząsto oszałamiające, ale nie powinniśmy

sią nimi upajać, lecz zwrócić uwagą na istniejące braki. "Kto

nie ohce uznać,że jest na wpół głupi,ten jest całkiem głupi".

- cytuje przysłowie Z w i c k y. Najgorsze jest samozadowo­

lenie. Lepiej uczciwie poszukać śladów naszej "głupoty" nauko­

wej.

PRZESĄDY W NAUCE

Weźmy pod uwagą istniejące w nauce przesądy. Z zakresu

astronomii wystarczy przypomnieć chociażby dwa fakty:

Jeszcze kilkadziesiąt lat temu uważano, że przestrzeń mię-

dzygwiazdowa jest pusta i przeźroczysta. Rozumowano pozornie

logicznie. Jeśli nic nie zmusza do’przyjącia, że przestrzeń

jest czymś zapełniona, należy wierzyć, że jest pusta. Niektó­

rzy uważali pustość i przeźroczystość przestrzeni miądzygwiaz-

dowej za pewnik, a okazało sią to tylko przesądem.

Podobny zawód ąprawił przesąd dotyczący skali odległości

galaktyk. Metodą cefeid ustalano odległości najbliższych ga­

laktyk, następnie uważając te odległości za znane wyznaczano

odległości galaktyk bardziej odległych z jasności ich najjaś­

niejszych gwiazd. Cały ten system opierał sią na kilku tylko,

niepewnych punktach nawiązania, mimo to wielu uważało go za

pewny i budowało na nim daleko nawet idące teorie kosmologicz­

ne. Tymczasem okazało się, że skala jasności cefeid zawierała

* Autor wspomina jeszcze bardziej groźne objawy odejścia od rzeczywis­

tości w innych naukach, np. w fizyce. Tu ograniczam się tylko do spraw

astronomii.

6 K. Rudnicki

błąd [2], a rzekome najjaśniejsze gwiazdy okazały się jasnymi

mgławicami (obszarami H Ii) [3].W rezultacie cała skala odleg­

łości dalekich galaktyk jest błędna o czynnik 5 do 10 i wyma­

ga nowych opracowań.

Mimo tych dwu znanych faktów, podobne "pewniki" istnieją

do dziś

wielu zagadnieniach astronomicznych. Z w i c k y wspo­

mina o wielu. Ograniczą sią do przytoczenia przekonania, że

obszar wszechświata, w którym sią znajdujemy jest typowy dla

całego kosmosu i wyciąganie stąd daleko idących wniosków, że

stała Plancka nie jest funkcją czasu i przestrzeni, że prawa

grawitacji działają wg tych samych wzorów na odległości nie­

słychanie odległe,co i na bliskie (obojętne, czy bądziemy my­

śleć o wzorach Newtona, czy Einsteina), albo, że wszystkie

czynniki formujące i rządzące ciałami niebieskimi mają związ­

ki przyczynowo skutkowe*. Oczywiście nie o to idzie, żeby

twierdzić

, że zbadany obszar wszechświata jest nietypowy,albo

że stała Plancka zmienia sią z czasem - to byłyby jeszcze gor­

sze przesądy. Idzie o to, żeby zdawać sobie sprawą z założeń

hipotetycznych i budując jakąkolwiek teorią albo umieć je wy­

eliminować, albo zdawać sobie sprawą z niepewności wyników

opartych na hipotezach.

Łączy sią to z pewnego typu manią wyników ilościowych.Każ­

dy autor pracy astronomicznej uważa za konieczne podać w wyni­

ku jakieś liczbowe parametry - wprost nie wypada inaczej.Oczy­

wiście, ponieważ w każdym prawie zagadnieniu istnieją elemen­

ty niepewne, dla uzyskania wyników ilościowych,trzeba je w ja­

kiś sposób hipotetycznie uzupełniać.Powstaje w ten sposób wie­

le prac typu co byłoby gdyby założenia były spełnione**Co gor­

sza, cząsto tego typu wyniki formułowane są jako ścisłe osiąg­

nięcia. Z w i c k y słusznie zauważa, że o wyniki ilościowe

można sią pokusić tylko przy dobrze już zbadanych zagadnie­

niach. Pierwszym etapem w każdej dziedzinie powinno być zbada­

nie jakościowe zjawisk, a to można przeprowadzać eliminując

elementy, które by wymagały sztucznych założeń. Piąkny przy­

kład takiego postępowania przedstawia Z w i c k y w badaniu

gromad galaktyk. Nie mając danych o ich odległościach, ani

o stanie przezroczystości materii miądzygalaktycznej,nie jest

w stanie ocenić w pierwszym etapie ani mas, ani rozmiarów,ani

jasności absolutnych poszczególnych galaktyk w gromadzie, czy

też całych gromad. Przeprowadzając jednak daleko idący prze­

gląd wszystkich dostąpnych faktów obserwacyjnych, opierając

sią na wnikliwej analizie statystycznej,dochodzi do ciekawych

wyników dotyczących sposobu w jaki gromady galaktyk zapełnia­

ją przestrzeń, stosunku galaktyk luźnych do zrzeszonych w gro­

mady itp. W trakcie tych badań posługuje sią skomplikowanym

aparatem matematycznym i rozwiniętym rachunkiem liczbowym,koń­

cowe wyniki są jednak natury wyłącznie jakościowej. Dopiero

w dalszym etapie pracy przeprowadza Z w i c k y pewne roz­

ważania ilościowe. W zasadzie zresztą raczej ogranicza sią do

* Fizyka zna już inne, bardziej ogólne typy związków.

** Przypominam sobie referat pewnego polskiego astronoma zakładające­ go, że liczba planet wokół każdej gwiazdy jest proporcjonalna do jej masy. Na zapytanie skąd wziął taki związek, odpowiedział: "0 tym oczywiście nic nie wiadomo, ale musiałem się przecież na czymś oprzeć". Szczerość umoty­ wowania była rzadka, ale metoda postępowania bardzo częsta.

Metoda morfologiczna w astronomii 7

pokazania, jakie wyniki da się w przyszłości uzyskać i zdoby­

cie jakich wiadomości będzie do tego potrzebne.

ANALIZA I KONSTRUKCJA

Wytykanie poszczególnych usterek współczesnej metodologii

naukowej i ich eliminowanie może być pożyteczne, ale oczywiś­

cie nie jest w stanie zaradzić przeżywaniu sią współczesnego

stylu pracy naukowej. Co najwyżej może przedłużyć nieco jego

trwanie. Sytuacja wymaga jednak już dziś zastanowienia sią nad

jakimś generalnym rozwiązaniem, wskazania jakiejś ogólnej dro­

gi, jaką mają pójść dalsze badania. Takie rozwiązanie widzi

Z w i c k y w morfologicznej metodzie badań.

Podstawowym postulatem metody morfologicznej jest uświa­

domienie sobie przez każdego badacza, że celem pracy naukowej

jest poznanie rzeczywistości, że rozprawa naukowa o tyle jest

pożyteczna, o ile wiąże sią z tym, co istnieje naprawdą. Pra­

cownik nauki powinien podchodzić do swojej dziedziny wiedzy

z szacunkiem czy nawet z miłością dla prawdy.Jego wysiłki ni­

gdy nie powinny mieć na celu popisania sią własnymi możliwoś­

ciami, zabłyśniącia w oczach współkolegów, czy laików.Najbar-

dziej wnikliwa rozprawa teoretyczna,czy rachunkowa, jeśli nie

wynika z tego, co rzeczywiste,jest tylko co najwyżej wprawką,

ćwiczeniem, ale nie właściwą pracą naukową. Podobnie jest

z precyzyjnymi obserwacjami, lub rachunkami, jeśli ich precy­

zja ma służyć jedynie popisaniu sią rzemiosłeni astronomicznym.

Precyzja musi być zawsze celowa, związana z chęcią poznania

prawdy.

Nie jest to postulat nowy. Wszystkie wielkie style praoy

naukowej zawsze od niego zaczynały. Kiedy trzeba było uwolnić

nauką od mglistych fantazji - obojętne, za czasów Hiparcha,

czy Kopernika - zawsze zaczynano od rozbudzenia szacunku dla

obiektywnej rzeczywistości. Wobec oznak pewnego "uscholastycz-

niania" się współczesnej nauki, metoda morfologiczna również

zaczyna od uświadomienia potrzeby tego szacunku.

Palej Z w i c k y zastanawia się w jaki sposób dotych­

czas rozwijała sią nauka,w jaki sposób dokonywano odkryć i wy­

nalazków i dochodzi do wniosku, że czasem były to odkrycia

przypadkowe, ozęściej zaś, szczególnie w czasach nowszych

i zwłaszcza - jeśli idzie o odkrycia ważniejsze - łączyły się

z jednym z dwu charakterystycznych typów postępowania.

Pierwszy z nich polegał na zaprzeczeniu którejś z prawd

starych i badaniu wniosków jakie stąd wynikają, sprawdzeniu

czy w ten sposób nie otrzyma sią czegoś realnego i pożyteczne­

go. Przykładem takiego podejścia do zagadnienia jest zaprze­

czenie "prawdzie" o nieruchomości Ziemi i utworzenie systemu

heliocentrycznego, albo stworzenie geometrii nieeuklidesowych

przez zaprzeczenie jednego z "pewników" Euklidesa. Taka meto­

da rozwijania nauki posiada znaczne ograniczenia. Czasem samo

zaprzeczenie "prawdy" starej jest jednocześnie sformułowaniem

nowej (przykład: geometria nieeuklidesowa),

często jednak w miej­

scu zdetronizowanego pewnika powstaje pustka i wtedy trzeba

szukać innych metod aby ją zapełnić, albo zdać sią na przypa­

dkowe odkrycia i intuicję. Nadto jest to metoda jeszoze dość

przypadkowa, brak bowiem jakichś obiektywnyoh

wskaźników,cze-8 K. Rudnicki

mu mianowicie należy zaprzeczać aby dojść do postępowych sfor­

mułowań. Poza tym jest to metoda w pewnym sensie pasożytnicza

w stosunku do odkryć wcześniejszych. Można

ją stosować tylko

do tych zagadnień, które już w jakimś stopniu są opracowane,

w których już istnieją sformułowania czy przekonania, którym

można przeczyć. Nie można stosować takiej metody do całkiem

nowych, otwierających się dopiero dziedzin. Ten sposób postę­

powania, który Z w i c k y nazywa metodą negac .11 1 konstruk-

c.1i oddał wielkie usługi w przeszłości. Największe odkrycia

ubiegłych wieków w ten właśnie sposób zostały dokonane. Z w i-

c k y uważa, że i w przyszłości może być z pożytkiem tu i ów­

dzie stosowany, jednak nie do niego należy przyszłość.

Przyszłość otwiera się według Z w i c k e g o przed me­

todą analizy j konstrukcji, która polega na nieuprzedzonym

objęciu oałości badanego zagadnienia, zastanowieniu się jakie

informacje można o nim uzyskać, jakiego typu mogą być w ogóle

rozwiązania, które z nich należy od razu wykluczyć i wreszoie

- jakie badania należy wykonać, żeby móc rozstrzygnąć, które

z pozostałych rozwiązań jest prawidłowe.

Tak mniej więcej

ustawione były badania eksperymentalne F a r a d a y a , któ­

ry nie poddając się żadnym uprzedzeniom badał związki między

zjawiskami elektrycznymi, magnetycznymi, chemicznymi. Tak po­

stępował w teoretycznych badaniach E i n s t e i n , gdy obej­

mował na raz całość zagadnień czasu, przestrzeni, masy i ener­

gii, nie poddając się żadnym a priori podjętym wyobrażeniom

i uprzedzeniom. W ogóle, zwłaszcza w ostatnich dziesięciole­

ciach ta metoda jest coraz częściej stosowana, przeważnie jed­

nak w sposób nieświadomy.

Szacunek dla rzeczywistości i świadome stosowanie sposobu

analizy i konstrukcji stanowi podstawę lansowanej przez Z w i ­

c k e g o morfologicznej metody badań.

PEWNOŚĆ I HIPOTEZA

Posługiwanie się metodą morfologiczną nie jest łatwe.Przy­

stępując do jakiegokolwiek zagadnienia, badacz powinien w pew­

nym sensie zapomnieć, że ktokolwiek przed nim tą dziedziną

już się zajmował. Oczywiście nie idzie o zapomnienie w dosłow­

nym sensie tego wyrazu, nie idzie o ignorancję, ni o lekcewa­

żenie pracy poprzedników. Trzeba

jednak zachować całkowicie

świeżość umysłu, wyzwolić się od wszelkich uprzedzeń, być go­

towym do przyjęcia prawd najbardziej nawet nieoczekiwanych

i sprzecznych z dotychczasowymi wyobrażeniami, Jeśli tylko te

prawdy konsekwentnie wynikają z przeprowadzonych badań.Badacz

stosujący metodę morfologiczną nie może mieć żadnych a priori

powziętyon wyobrażeń o wynikach pracy. Nie powinien się nicze­

go z góry spodziewać, lecz raczej czekać

spokojnie, co

same

badania przyniosą.

W wyniku badań morfologicznych tylko wyjątkowo będziemy

mogli się spotkać z jednoznacznym ujęciem, jednoznacznym roz­

wiązaniem zagadnienia. Zastanawiając się nad wszelkimi możli­

wymi rozwiązaniami, nawet po odrzuceniu tych, które na podsta­

wie otrzymanych informaoji trzeba będzie wykluczyć,

często

otrzymamy wiele jednakowo dobrze pasujących rozwiązań. Czasem

Metoda morfologiczna w astronomii 9

będą to całe kontinua rozwiązań, lub liczne klasy takich kon­

tinuów. Wynik badań morfologicznych może być bardziej ogólni­

kowy od zwyczajowo przyjętych wniosków, podawanych we współ­

czesnych publikacjach naukowych, natomiast przy prawidłowym

zastosowaniu metody morfologicznej, musi to być wynik pewny.

Najlepiej wytłumaczyć to na przykładzie.

Pojawiają się

liczne prace dotyczące przyczyn, które wywołują powstawanie

spiralnej struktury galaktyk. Tego rodzaju prace, świadczące

nieraz o wielkim wysiłku umysłowym ich twórców, opisują pewne

hipotetyczne, ściśle określone procesy fizyczne (mechaniczne,

elektromagnetyczne lub inne),śledzą te procesy liczbowo,przy­

taczają fakty przemawiające na korzyść przyjętych hipotez. Sfor­

mułowania końcowe takich prac bywają dość jednoznaczne, trud­

no jednak z tych sformułowań określić ich stosunek do rzeczy­

wistości. Z w i c k y, zajmując się przykładowo zagadnieniami

budowy galaktyk, stosuje metodę morfologiczną, w wyniku której

wyciąga wniosek, że przy tworzeniu ramion spiralnych brały

udział nie tylko siły grawitacyjne (mechaniczne). Ten wniosek

jest tylko jakościowy, zawiera się w jego przedziale nieskoń­

czenie wiele możliwych rozwiązań, jest jednak całkowicie pew­

ny i ukazuje bezpośrednio realną rzeczywistość.

To co tu powiedziałem, wcale nie znaczy, żeby metoda mor­

fologiczna wyrzekała się stosowania hipotez. Przeciwnie operu­

je często nie tylko pojedynczymi hipotezami, lecz nawet cały­

mi ich kompleksami i kontinuami. Od hipotezy wymaga się

jed­

nak, żeby dawała informacje o innych alternatywnych hipote­

zach, żeby można było ustalić jej miejsce pośród innych, rów­

nie możliwych do przyjęcia przy danym stanie posiadanych in­

formacji o badanym zagadnieniu. Hipoteza musi wreszcie wska­

zywać, jakie badania należy wykonać w dalszym ciągu, aby roz­

strzygnąć o jej słuszności.

Poza tym od hipotezy wymaga się, aby wynikała nie z widzi­

misię jej twórcy, ale z realnych faktów,żeby była następstwem

- pewnego rodzaju ekstrapolacją wiadomości już zdobytych. Nie

powinniśmy wmawiać w przyrodę tego lub owego, powinniśmy słu­

chać, jak przyroda sama przemawia. Wtedy, nawet jeśli chwilo­

wo źle ją zrozumiemy, w końcu

jednak dojdziemy do poprawnych

wiadomości.

Dobrze ustawiona hipoteza, związana z całością badań mor­

fologicznych jest czynnikiem postępowym. Natomiast wiele po­

jedynczych hipotez nie powiązanych ze sobą ani z rzeczywistoś­

cią, raczej zaciemnia niż rozjaśnia obraz naszej wiedzy i cza­

sem przyczynia się do powstawania naukowych nieporozumień,błęd­

nych nawyków myślowych, lub zgoła przesądów.

Powstawanie licznych hipotez często wypływa stąd,że pyta­

my o rzeczy, o których jeszcze nic domyślać się nie możemy.

Takie pytania są wprost niemądre. W prawidłowo ustawionych ba­

daniach kolejne pytania pojawiają

się same, wynikają w orga­

niczny sposób z odpowiedzi na pytania poprzednie.

Nie tylko

odpowiedzi należy czerpać ze świata rzeczywistego, również py­

tania powinna podsuwać sama rzeczywistość i tylko wtedy są

one postawione prawidłowo, nie przedwcześnie.

10 K. Rudnicki

PRZYC ZYUKARSTWO I PRACA KOLEKTYWNA

Metoda morfologiczna w zasadzie nie dopuszcza wykonywania

oderwanych prac przyczynkowych. Drobny przyczynek może mieć

dla tej metody wartość o tyle, o ile wiąże się z jakąś więk­

szą całością. Wynika to wprost z postulatu całościowego ujmo­

wania zagadnień. Jeśli ktoś chce sią zająć morfologicznie ce—

feidami i zacznie je studiować od strony zmian okresów w trak­

cie badań musi dojść do wszelkich innych spraw związanych z ty­

mi gwiazdami, między innymi do zagadnienia ich przestrzennego

rozmieszczenia. Przeciwnie — ktoś, kto zacznie od rozmieszcze­

nia musi wcześniej czy później natknąć się na zagadnienie zmia­

ny okresów. Obojętne jest w tej metodzie od czego zaczniemy,

zawsze musimy objąć całość zagadnień dotyczących badanych

obiektów, czy zjawisk. Również nie można jakimś zagadnieniem

zajmować się wyłącznie od strony obserwacyjnej, ani wyłącznie

od teoretycznej. Obserwacje nawet najelementarniejsze wymaga­

ją rozumnego uporządkowania - a więc teorii. Podobnie każda

teoria wymaga wsparcia obserwacyjnego.

Tu napotykamy ważny problem postępującej obecnie w nauce

coraz węższej specjalizacji. To zjawisko przez wielu określa­

ne jako groźne, przy stosowaniu metody morfologicznej znika

samo. Morfolog nie może być ciasnym specjalistą, bo nie bę­

dzie mógł objąć całości zagadnienia. Ideałem badacza byłby

ktoś znający się na wszystkim i trzeba przyznać, że Z w i c-

k y jest dość bliski tego ideału. Można go podziwiać, jak

z jednakową lekkością porusza się w abstrakcyjnych zagadnie­

niach relatywistycznych, w rachunku prawdopodobieństwa,w astro­

fizyce teoretycznej, a zarazem projektuje nowe metody obser­

wacji, nowe narzędzia, zajmując się jeszcze przy tym fizyką,

techniką, socjologią i filozofią.

Oczywiście żadna jednostka nie może być wszechstronna,to­

też badania morfologiczne nadają się raczej do wykonywania

przez zespoły niż przez jednostki (Zwicky również nie pracuje

samotnie), tym bardziej, że jednostce często nie starczyłoby

życia na solidne, morfologiczne opracowanie jakiegoś zagadnie­

nia. W takim zespole ktoś orientuje się lepiej w jednej, ktoś

- w innej dziedzinie. Może i powinna się wytworzyć pewna spe­

cjalizacja, jednak każdy współpracownik musi się orientować

z grubsza w specjalnościach swoich kolegów.

Kolektywna praca jest koniecznym następstwem metody morfo­

logicznej. Dlatego organizacja pracy jest przy tej metodzie

nie mniej ważnym czynnikiem niż posiadanie odpowiedniego in­

strumentarium. Osobną część swej książki poświęca Z w i c k y

reformie organizaoji pracy naukowej.

TEORIA I RZECZYWISTOŚĆ

Często się obecnie uważa, że rzeczywistość

przyrodniczą

można opisać za pomocą formalnych teorii. Był czas, kiedy

wprost za cel badań przyrodniczych uważano stworzenie takich

"prawdziwych", "zgodnych z rzeczywistością" teorii. Wprawdzie

historia nauki wykazała, że żadna teoria dotychczas nie okaza­

ła się "całkiem prawdziwa", mimo to przesąd o możliwości

ści-Metoda morfologiczna w astronomii 11

słego, formalistycznego ujęcia świata trwa do dziś - przynaj­

mniej w podświadomości - u wielu naukowców. Tym chyba tłuma­

czy się fakt powstawania tak wielkiej liczby abstrakcyjnych

rozważań kosmologicznych i kosmogonicznych. Morfolog powinien

sobie zdawać sprawę, że rzeczywistości nie da się ująć w po­

staci jednej choćby najogólniejszej teorii. Kie znaczy to,że­

by rzeczywistość była nie poznawalna. Przeciwnie - metoda mor­

fologiczna nie głosi żadnych "granic poznania", raczej należy

przypuszczać, że możliwości poznawcze są nieograniczone,

a wszystko w swoim czasie może być poznane i pojęte. Abstrak­

cyjne teorie są dla morfologa cennymi narzędziami badań rze­

czywistości, ale nigdy nie są samą rzeczywistością. Teoria mo­

że być na większym lub mniejszym obszarze zagadnień, czasu

i przestrzeni styczna do rzeczywistości, ale nie ma podstaw

do przypuszczeń, żeby się mogła z nią pokrywać dokładnie.

Wspaniałe przykłady zastosowania formalnych teorii do ba­

dań morfologicznych daje Z w i c k y przy okazji opracowa­

nia zagadnień gromad galaktyk. Stosuje np. teorię rozkładów

przypadkowych nie przypuszczając ani na chwilę, żeby w rzeczy­

wistości mogło istnieć coś naprawdę zgodnego z takim rozkła­

dem. Stosuje teorię emdenowskich, grawitujących, izotermicz-

nych kul gazowych, nie dopuszczając myśli, że ta teoria mogła­

by ściśle opisywać to. co się dzieje w gromadach. Teoria cały

czas traktowana jest tylko jako narzędzie, z jej pomocą wycią­

ga się pewne wnioski dotyczące prawdziwej struktury gromad

i gęstości materii w gromadach.

NARZĘDZIA I BADACZ

Mógłby ktoś mieć wątpliwość,czy metoda morfologiczna jest

w ogóle jakąś w istocie odrębną metodą, czy nie jest to raczej

pewnego rodzaju filozofia. Rzeczywiście przyzwyczajeni jesteś­

my nazywać metodą jakieś odrębne ujęcie matematyczne (metoda

wyrównawcza najmniejszych kwadratów, Enckego metoda wyznacza­

nia orbit etc.; lub obserwacyjne (metoda Talcotta wyznaczania

szerokości, metoda Argelandera wyznaczania jasności itp).Trze­

ba jednak wziąć pod uwagę, że najważniejszym - a zarazem naj­

pierwotniejszym - narzędziem badarczym jest sam człowiek.

W metodzie morfologicznej pozostają te same narzędzia, te sa­

me wzory matematyczne, te same nawet teorie, zmienia się na­

tomiast stosunek badacza do zagadnień.Jeśli zgadzamy się z tym,

że z daną postacią równań, z montażem lunety, czy odpowiednim

ustawieniem teodolitu związana jest taka czy inna metoda ba­

dań, to niewątpliwie odpowiednie "ustawienie" badacza daje

również w istocie odrębną metodę badań.

Dbamy o poprawność wzorów matematycznych,o poprawność mon­

tażów, o dobre spoziomowanie i orientację przyrządów, wkłada­

my pracę w pielęgnację i udoskonalanie narzędzi - podobnie m u ­

simy dbać o odpowiednie "ustawienie", pielęgnację i doskonale­

nie nas samych. Z w i c k y w pewnym miejscu zamiast mówić

o stosowaniu przez badacza metody morfologicznej, mówi o mor-

lologicznym życiu. Metoda morfologiczna wiąże się z wewnętrz­

ną uczciwością, z naukową moralnością, a trudno o moralność

w jednej dziedzinie, gdy brak jej w całości życia. Kto wie,

12 K. Rudnicki

czy kilka faktów nieuczciwości i oszustw naukowyoh,jakie w os­

tatnich latach wstrząsnęły opinią świata, nie są po prostu wy­

nikiem zapomnienia tej prawdy,że praca naukowa wymaga również

pracy nad sobą.

ZASTOSOWANIA

To, co tu dotychczas napisałem składa się niewątpliwie

tylko z ogólników. Mógłby ktoś słusznie żądać jakichś szczegó-

łowszych wskazówek, jak w praktyce stosować metodę morfolo­

giczną.

Z w i c k y w omawianej książce zaczyna również od

ogólników. Następnie, żeby wskazać konkretnie, jak posługiwać

się tą metodą opisuje przykładowo krok za krokiem badania gro­

mad galaktyk wykonane przez siebie i współtowarzyszy,a następ­

nie w sposób bardziej pobieżny szkicuje pewne badania w in­

nych dziedzinach astronomii, w ich liczbie pewne badania do­

piero zaplanowane. Studiując te przykłady widzi się wyraźnie,

jak wygląda morfologiczna metoda w konkretnym działaniu i na­

biera się do niej szacunku. Niestety cała książka

Z w i c-

k e g o, a w szczególności ta jej część, jest trudna do stresz­

czenia. Wszystkie zagadnienia są w niej tak organicznie połą­

czone ze sobą, że opuszczenie jednego fragmentu utrudnia zro­

zumienie reszty. W szczególności byłoby bezcelowe streszcze­

nie przytoczonych przez

Z w i c k e g o przykładów zastoso­

wań. Oczywiście można by na kilku stronach opisać obserwacje,

podać główne wzory matematyczne i otrzymane

ciekawe, a pod

wielu względami nawet rewelacyjne wyniki, trzeba by wtedy jed­

nak zrezygnować z najważniejszego, to

jest z przedstawienia

działania metody morfoldgicznej. Dlatego pozwolę sobie poprze-

stać na- tych niewielu ogólnikach, a tych, których te sprawy

bliżej zainteresują odesłać do

samodzielnej lektury książki

Zwickego [5].

UWAGI KOŃCOWE

Z w i c k y nie uważa się za wynalazcę metody morfolo­

gicznej. Jak to wspomniano już wyżej,

stosował ją F a r a ­

d a y a później wielu innych badaczy. Szczególnie w ostat­

nich latach pojawiają się od czasu do czasu prace astronomicz­

ne, w których stosowane jest w mniejszym lub większym stopniu

podejście morfologiczne. W szczególności można by tu wymienić

sporo prac W o r o n c o w a - W e l j a m i n o w a [4],któ­

ry czasem nawet używa terminu "morfologiczny" może w nieco

tylko węższym znaczeniu niż

Z w i c k y. Tak samo oparcie ba­

dań struktury galaktyki na cechach morfologicznych gwiazd wpro­

wadzone przez E u k a r k i n a i P a r e n a g ę [ 1 ] nie­

wątpliwie nie tylko z nazwy łączy się z metodą tu opisaną.Co­

raz szersze rozpowszechnianie się tej metody - jeśli nawet

w użyciu niekonsekwentnym lub spaczonym - świadczy chyba, że

zapotrzebowanie na nią jest aktualne.

Zasługa Z w i c k e g o polega na tym, że uświadomił so­

bie jaką rolę ta metoda może odgrywać w przyszłości, że jasno

sformułował jej postulaty, ujął ją w system, opisał w taki

Metoda morfologiczna w astronomii 13

sposób, że można nie tylko przypadkowo wpaść na nią i nieświa­

domie jej używać, ale można sią jej nauczyć, podobnie jak każ­

dej innej metody.

Warszawa - lipiec 1959

BIBLIOGRAFIA

[1] B.W. K u k a r k i n , "Issledowanije stojenija i razwitija zwjozdnych sistiem Moskwa 1949.

[2] A. 0 p o 1 8 k i, Postępy Astronomii, tom I, str. 40, 1953. [3] A. S a n d a g e , Astrophysical J. 127, Nr 3 (1958).

[4] B.A. W o r o n c o w - W i e l j a m i n o w , m.in. Astronomiezeskij Żurnał, tom XXVIII, str. 388 (1951)i tom XXX, str.37 (1953;; tom XXX, str. 394 (1953); tom XXXI, str. 27 (1954); tom XXXII, str.401 (1955); tom XXXIII, str. 14 (1956); tom XXXIII, str. 205 (1956); tom XXXIV, str. 8 (1957); tem XXXV, str. 208 (1958); tom XXXV, str. 858 (1958). [5] F. Z w i o k y, "Morphological Astronomy", Berlin 1957.

---■

Fotometria U, B,V

JÓZEF SMAK

Na przestrzeni ostatniego dziesięciolecia w fotometrii

astronomicznej nastąpił nadzwyczaj szybki rozwój zarówno w za­

kresie techniki pomiarów, jak i pod wzglądem koncepcyjnym,po­

przez rozszerzenie problematyki badań fotometrycznych i wzrost

icb znaczenia dla innych, działów astronomii. Teoria ewolucji

gwiazd, która swój rozkwit zawdzięcza silnemu oparciu o dane

obserwacyjne, głównie fotometryczne, jest najlepszym dowodem

znaczenia nowoczesnych pomiarów fotometrycznych. Ogólny roz­

wój techniki przejawił się w dziedzinie fotometrii wypracowa­

niem standardowych już dziś metod pomiarów fotoelektrycznych.

Szczytowym osiągnięciem w tym zakresie były pomiary jasności

obiektów niedostępnych nawet dla kliszy fotograficznej, wyko­

nane przez B a u m a metodą zliczania impulsów. Rola kliszy

fotograficznej w pracach o charakterze fundamentalnym została

zredukowana. W zastosowaniu masowym technika fotograficzna

jest i będzie stosowana w dalszym ciągu ze względów ekonomicz­

nych, jednakże już tylko w oparciu o precyzyjną kalibrację

fotoelektryczną.

W aspekcie astronomicznym wzrosło znaczenie fotometrii,ja­

ko głównego obok spektroskopii działu obserwacyjnego, stano­

wiącego podstawę badań fizyki gwiazd i budowy Galaktyki. Ta

strona rozwoju fotometrii wiąże się z powstaniem nowego ukła­

du -

UtBtV,

wprowadzonego przez H.L. J o h n s o n a i jego

współpracowników. Idea fotometrii wielobarwnej nie była wpraw­

dzie nowa w astronomii. Pomiary w trzech barwach w celu wyzna­

czania absorpcji międzygwiazdowej stosował pierwszy W. B e c-

k e r. W tym samym czasie S t e b b i n s i W h i t f o r d

wprowadzi*!! swój układ sześciobarwny. Zasługa twórców systemu

U fB .V nie

sprowadzała się więc do zwykłego nowatorstwa. Ich

realny wkład do astronomii był jeszcze czymś więcej; było nim

wykonanie w tym systemie ogromnej ilości stojących na najwyż­

szym poziomie technicznym pomiarów odnoszących się do obiek­

tów mających w tej chwili kluczowe znaczenie dla wielu zagad­

nień astrofizycznych i stellar-statystycznych. Wyniki tych

prac sprawiły, że fotometria t/,5,

V

jest obecnie nie tylko ukła­

dem fotometrycznym - oznacza ona jedną z podstawowych metod

badawczych astronomii.

I. DEFINICJA SYSTEMU

Podstawowym wzorcem fotometrycznym była do r.1953 Północna

Sekwencja Biegunowa -

WPS,

zawierająoa jasności

kilkudziesię-16 J . Smak

ciu gwiazd wyznaczone drogą fotograficzna w tzw. Układzie Mię­

dzynarodowym jasności fotograficznych

\lPg)

i fotowizualnych

(/Pv). W "ty® układzie i przez nawiązanie do NPS wykonywane by­

ły prace dwubarwne zarówno fotograficzne jak i fotoelektrycz-

ne. Ostatnio jednakże coraz ostrzej zaczęły występować pewne

niedoskonałości Sekwencji oraz Układu Międzynarodowego. Było

to głównie wynikiem wnikliwych badań J o h n s o n a

(1952),

który stwierdził, że

NPS

pod wieloma względami nie odpowiada

wymaganiom, jakie nowoczesna fotometria stawia przed wzorcem

fundamentalnym. Stało się konieczne stworzenie nowego, speł­

niającego te wymagania wzorca i związanego z nim lepszego

ukła­

du fotometrycznego.

Ogólne charakterystyki układów fotometrycznyoh

Wymagania stawiane przed nowoczesnym układem fotometrycz-

nym, zdefiniowanym poprzez pewien wzorzec jasności i wskaźni­

ków barwy można przedstawić w postaci następujących punktów:

1. Układ musi zawierać jasności i wskaźniki barwy dla

gwiazd ze wszystkich części diagramu //-/?, niepoczerwienio-

nych przez absorpcję międzygwiazdową,

2. Analogicznie - muszą być reprezentowane gwiazdy ze

wszystkich części diagramu

H - R

z różnymi wartościami poczer­

wienienia.

3. Punkt zerowy wskaźników barwy winien być ustalony w sto­

sunku do gwiazd o dobrze znanym rozkładzie energii.

Do tych punktów dochodzi dodatkowy:

4. Przejścia między dwoma różnymi układami fotometryczny-

mi są możliwe z pożądaną precyzją jedynie wtedy, gdy układy

zawierają jasności z szerokiego przedziału widmowego tak, że

przy transformowaniu jasności lub barw możliwa jest interpo­

lacja, a nie ekstrapolacja.

Powyższe dezyderaty wiążą się bezpośrednio z wynikami ba­

dań J o h n s o n a

(1952; dotyczących jasności fotograficz­

nych (niebieskich) zawierających niezaniedbywalny procent pro­

mieniowania o długości fali

\

< 3800 I. Transformacje między

układami zawierającymi takie jasności są z reguły nieliniowe

i, co więcej, wieloznaczne, zależą przy tym od typu widmowego

i klasy jasności gwiazd,które służyły do dokonania przejścia.

Okazuje się ponadto.że nawet niewielka różnica czułości w ul­

trafiolecie może dac bardzo duże rozbieżności obserwacyjne mię­

dzy dwoma układami. Przykładem tego może być fakt, że wiele

współczesnych systemów fotometrycznyoh nawiązujących do Sek­

wencji Polarnej, a więc będących z definicji tym samym Ukła­

dem Międzynarodowym różni się miedzy sobą w sposób drastycz­

ny. Wynika to z jednej strony z różnic między jasnościami nie­

bieskimi tych układów, z drugiej - z niespełnienia przez

NPS

postulatów 1-4.

Fundamentalny układ fotometryczny

U,B, V

.

W maju 1953 r. ukazała się w "Astrophysical Journal" pra^-

ca H.L. J o h n s o n a i W.W. M o r g a n a

(1953) wprowa­

dzający nowy układ fotometryczny oparty na fotoelektrycznych

pomiarach trójbarwnych gwiazd różnych typów widmowych i klas

jasności, o różnych stopniach poczerwienienia,

rozrzuconych

Fotometria U,B,V 17

po całym niebie i będących standardami nowego systemu. Nowy

układ nawiązywał w definicjach do Układu Międzynarodowego,usu-

wał natomiast jego

niedoskonałości.

Instrumentalnie

_

fotometria

U, B, V

6

jest określona przez

używane w pomiarach

Johnsona i Morgana

kombinacje filtrów.

4

Podaje je tabela 1,

a wynikające z czu­

łości fotomnożników

1P21 i przepuszczal­

ności filtrów krzy-

2

we czułości spek­

tralnej trzech jas­

ności

U,B, V

przed­

stawia rys. 1.

Dzięki zastoso­

waniu fotometrii fo-

toelektryczne

o-

h n s o n i M o r ­

g a n mogli skalę

swych jasności

o-przeó bezpośrednio na definicji pogsonowskiej,rezygnując z na­

wiązywania do skali

NPS,

Jeśli

u%bty

oznaczają odczyty fotome­

tru w trzech dziedzinach widma, to odpowiednie jasności będą

z dokładnością do punktu zerowego zdefiniowane jako:

U

= - 2,5 log

u

+ const

B

* - 2,5 log

b

+ const

(

1

)

V

= - 2,5 log 7 + const

T a b e l a 1

Układ filtrów w pomiarach fotoelektrycznych U,B,V

u

B

Corning 9863 Corning 5030 + Corning 3384

lUD +2 ran Schott GG 13 lub

2 mm Sohott UG 2 lub 2 mm Schott GG 11

1 ran Sohott BG 12+ +2 ram Schott GG 13

Punkt zerowy skali jasności V został oparty o jasności fo-

towizualne

IP v

gwiazd

NPS,

Jasności te nie różnią się w spo­

sób istotny od

IPv

Układu Międzynarodowego. Otrzymuje się bo­

wiem zależność:

V = IPv +

0,000

+

0,002

(5

- V)

(

2

)

ii***

18 J . Smak.

Jasności niebieskie -

B

nowego układu dzięki użyciu filtru-

Schott GG 13 nie zawierają ultrafioletu (A < 3800a).

Punkt zerowy wskaźników barwy został oparty na pomiarach

sześciu niepoczerwienionych gwiazd typu AG/: aLyr, -yUMa,

109

Vir, aCrB, "fOph i HR 3314. Przyjęto dla nich:

U-B = B - V = 0

Wskaźniki barwy z tak dobraną skalą i punktem zerowym róż­

nią się dośó znacznie od wyznaczanych dotychczas. Dla ilustra­

cji podajemy przejście do fotoelektrycznych wskaźników barwy

Eggena (P-

VjE

i poprzednio stosowanych przez J o h n s o n a

i

M o r g a n a wskaźników, otrzymywanych z tymi samymi kom­

binacjami filtrów, ale w oparciu o skalę jasności

7Pg

,

jpy

Północnej Sekwencji Biegunowej:

(

p-v)E

= - 0,12 + 1,04

(B-V)

(3)

iP-v)j-M=

- 0,18 + 1,09

{B-V)

(4)

II. ZALEŻNOŚĆ

(tf-

F0T0METRYCZNE EFEKTY WIEKU

I SKŁADU CHEMICZNEGO

Fotometria trójbarwna

UyB,V

dostarcza dwu wskaźników bar­

wy:

1 / - B 1 B - V

. Obydwa te wskaźniki zależą od cech fizycznych

gwiazdy oraz od poczerwienienia międzygwiazdowego. W przypad­

ku gwiazd niepoczerwienionych, lub z wyznaczoną na innej dro­

dze wartością poczerwienienia można dokonać dyskusji wskaźni­

ków barwy w aspekcie fizycznym. W dalszym ciągu podamy podsu­

mowanie dotychczasowych wyników otrzymanych dla grup gwiazd

różnych typów.

Gwiazdy ciągu głównego

Zależność między niepoczerwienionymi wskaźnikami barwy

(

U-B)0

i

[p-V)0

została wyznaczona przez

J o h n s o n a

i M o r g a n a w oparciu o gwiazdy bliskie Słoiica, w przy­

padku których zaniedbanie absorpcji międzygwiazdowej jest uza­

sadnione. Sam kształt

tej

zależności może być najdokładniej

otrzymany w przypadku gromad otwartych o niewielkim poczerwie­

nieniu, gdy można przyjąć,że wskaźniki barw wszystkich gwiazd

zmienione są jednakowo w obrębie danej barwy. Dla dużych ab­

sorpcji nadwyżki barwy

E v_„

i

E B _V

są bowiem (por.niżej) funk­

cjami typu widmowego i wielkości poczerwienienia. Wykres dwu-

wskaźnikowy (rys. 2; dla gwiazd klasy jasności V, jako najle­

piej znanych obiektów odgrywa rolę standardu porównawczego.

Główną cechą zależności

[U-B)

—

jest obecność głębokiej

depresji wskaźnika ultrafioletowego w o k o l i c y # - F = 0, tj.dla

gwiazd, w których widmach istotną rolę odgrywają linie serii

Balmera, oraz absorpcja ciągła w granicy serii.Przechodząc do

gwiazd późnych typów widmowych stwierdzamy dość znaczny roz­

rzut punktów dla

B - V

> 1,40. Są to gwiazdy typu widmowego

M,

wśród których wiele posiada linie emisyjne zmieniające jas­

ność gwiazdy.

B - V

Rys. 2 . 'Ny^rea(U-B)—(B-v)dla. niepoczerwienionych gwiazd różnych klas .jasności.Linia gruba przedstawia standardową zależność dla gwiazd ciągu g±ównego. Pozostałe linie

2 0 J • cko&k

Już pierwsze prace wykonane w nowym systemie wykazały, że

zależność (

U - B ) 0

— (fl-K)0 nie jest identyczna dla wszystkich

obiektów nawet w obrąbie populacji I. J o h n s o n i K n u ­

c k l e s (1955) stwierdzili mianowicie, że gwiazdy ciągu

głównego typów J^G gromady Coma posiadają w stosunku do stan­

dardowej linii

(U-BJo

—

{fi-v)0

nadwyżką ultrafioletową ok.

0^035. Jest to niewątpliwie efekt składu chemicznego; można

przypuszczać opierając sią na w ynikach dla gwiazd populacji

II (por,niżej), że mamy tu do czynienia z mniejszą zawartoś­

cią pierwiastków ciężkich.Dyspersja składu chemicznego gwiazd

populacji I wybranych z ogólnego pola galaktycznego przejawia

sią na diagramie dwu-wskaznikowym istnieniem znacznie w i ę k s z e ­

go rozrzutu, niż to ma miejsce w przypadku gromad otwartych,

zwłaszcza dla podanych wyżej typów widmowych.

T a b e l a 2

Podstawowe charakterystyki promieniowania gwiazd ciągu głównego

MKSp _{[B - V)0} W ~ B )0 _Te My 0 5 -0.32 -1 .15 44 600 0 7 -0.32 -1 .14 0 9 -0.31 -1 .12 -4.6 09.5 -0.30 -1.10 36 800 -4.4 B 0 -0.30 -1.08 -4.0 B 1 -0.26 -0.93 27 300 -3.0 B 2 -0.24 -0.86 22 700 -2.7 B 3 -0.20 -0.71 -2.1 B 5 -0.16 -0.56 15 600 -1.4 B 7 -0.12 -0.42 B 8 -0.09 -0.30 12 800 -0.6 B 9 -0.06 -0.19 11 800 0.1 A 0 0.00 0.00 11 000 0.2 A 1 0.05 0.05 10 300 A 3 0.09 0.07 9 100 1.7 A 5 0.15 0.09 8 700 2.1 A 7 0.19 0.08 8 100 2.5 F 0 0.30 0.02 7 600 2 .9 F 2 0.37 0.00 7 000 3.1 F 5 0.44 -0.02 6 600 3.4 F 6 0.47 -0.02 6 390 3.7 F 8 0.53 0.02 6 150 4 . 0 G 0 0.60 0.06 6 000 4 .3 G 2 0.64 0.16 5 730 4.6 G 5 0.68 0.21 5 520 5 .0 G 8 0.70 0.24 5 320 5.5 K 0 0.82 0.48 5 120 5.9 K 1 0.86 0.54 4 920 K 3 1.01 0.89 4 610 6 .8 K 5 1.18 1.12 4 400 7.7 K 7 1.37 1.26 M 1 1.48 1.21 3 400 9.6 M 3 1.49 1. 10 10.5 M 5 1.69 1 .24 12 .2

Fotometria U ,B ,V 21

Johnson i Morgan wyznaczyli również zależności między no­

wymi wskaźnikami barwy i typami widmowymi w systemie

MK, Ta­

bela 2 podsumowuje omawiane zależności. Dodatkowo zawiera ona

kalibracją jasnościową ciągu głównego*, oraz przejście do tem­

peratur efektywnych. Są to zależności najczęściej używane

w praktyce astronomicznej. Dane

A r p a

(1958) i tylko dla

gwiazd typów wcześniejszych od

AO zostały zastąpione nowymi,

otrzymanymi przez J o h n s o-

n a

(1958).

Fotometria

V stwarza

możliwości czysto fotometrycz-

nego ustalania typów widmowych

i fizycznych (intrinsic) wskaź­

ników barwy, bez znajomości po­

czerwienienia międzygwiazdowe-

go. Wyznaczalne wprost z da­

nych obserwacyjnych wyrażenie:

Q = (U - B ) - X(B-V)

(5)

£

gdzie

X -

jes-t stosunkiem

nadwyżek barwy, nie zależy od

samej wielkości absorpcji mię-

dzygwiazdowej, a jest tylko

funkcją fizycznych wskaźników

barwy lub typu widmowego gwiaz­

dy.

Przyjmując w pierwszym przy­

bliżeniu, że

X jest stałe dla

wszystkich typów widmowych i nie­

zależne od wielkości absorpcji

i znając tę wartość z wyznacze­

nia omówionego w części IV

J o h n s o n

i M o r g a n

mogli wyznaczyć zależność

Q(Sp)

wprost z danych obserwacyjnych za pośrednictwem definicji (

5

).

Okazuje się, że zależność taka nie jest jednoznaczna dla ca­

łego przedziału typów widmowych. Jeśli jednak ograniczyć się

do gwiazd BO - AO, to omawiana relacja jest prawie liniowa.

Odpowiednia zależność < ? [ ( # - dla niepcczerwienionych wskaź­

ników barwy

B

— V została wyznaczona w oparciu o pomiary jas­

nych gwiazd z prawdopodobnie zaniedbywalną absorpcją. Ostat­

nio J o h n s o n

(1958) przedyskutował zależność

X od typu

widmowego gwiazdy i wielkości poczerwienienia (por.iv)i otrzy

mał w rezultacie nieco inne niż początkowo zależności

Q(Sp)

i

Q [(5-1%]. Tę ostatnią podaje rys. 3. Pakt uwzględnienia

zmienności

X sprawia,że nie możemy wprost z obserwowanych U-B

i

B — V wyznaczyć za pośrednictwem Q z równania (

5

) wskaźniki

* Nie jest to ciąg główny "wieku zero", lecz średni obserwow^yl[la gwiazd na różnych stadiach ewolucji; ze względów ewolucyjnych przebiega on ok. 0™5 nad ciągiem "wieku zero" obserwowanym na przykład w gromadach otwartych.

tabeli pochodzą z artykułu

(B-V

)0

22 J. Smak

barw fizyczne: (fl-F)0 , (t/-J3)0. W miejsce równania (5) mamy te­

raz:

(U-B)0 - X(B-V)0 = (U-B) - X(B-V)

(5’)

z X będącym funkcją (5-V% i

Przyjmując pewną przybliżo­

ną postać tej funkcji J o h n s o n podaje nomograficzną me­

todą wyznaczania

0

wielkości obserwowanych.

Olbrzymy i nadolbrzymy; efekty ewolucyjne

Zależności między dwoma wskaźnikami barwy i typem widmo­

wym pozwalają dla pewnych typów na oddzielenie olbrzymów inad-

olbrzymów od gwiazd ciągu głównego. Najwcześniej efekt ten

ustalono ( J o h n s o n i M o r g a n 1953) dla olbrzymów

późnych typów widmowych (rys. 2), gdzie jest on najwyraźniej­

szy. A r p (1958) stwierdza,że zależność (U-B)0 — (fi- V)0 ma

dla nadolbrzymów typów/f-Mprzebieg podobny jak dla olbrzymów.

Występują również ustalone od dawna różnice w kształcie zależ­

ności Sp— \fi-V)0 - gwiazdy o wyższej jasności mają systema­

tycznie większe wskaźniki barwy. Około typu widmowego KO efek­

ty jasnościowe na diagramie dwu-wskaźnikowym znikają, by wy­

stąpić znowu u nadolbrzymów typu F ( A r p

1 9 5 8

).

Przebieg ga­

łęzi olbrzymów jest w tym miejscu ustalony jedynie w przybli­

żeniu: przebiega ona w każdym razie pomiędzy nadolbrzymami

i ciągiem głównym. Najbardziej interesujące z wielu powodów

jest ustalenie omawianych zależności dla olbrzymów i nadolbrzy­

mów wczesnych typów widmowych.Początkowo w braku danych o nie-

poczerwienionych gwiazdach takich typów przyjmowano w różnych

rozważaniach identyczność tych zależności z klasą iasności V.

Jednakże już J o h n s o n i M o r g a n (1953; stwierdza­

li, że nieznacznie tylko (sądząc z ich typów widmowych) po­

czerwienione nadolbrzymy odskakują znacznie od zwykłej zależ­

ności (U-b)0 — (fl-V)0 ,zaś M o r g a n i H a r r i s (1956)

wyznaczając poczerwienienie takich nadolbrzymów w oparciu

0 standardową relację Sp — (B-v)0 stwierdzili, że otrzymane

w ten sposób fizyczne wskaźniki barwy (U-B)0 różnią się znacz­

nie od wskaźników dla klasy jasności V. Pość dużych odchyłek

w przebiegu zależności dwuwskaźnikowej pozwalała oczekiwać rów­

nież teoria ( B o n s a c T c i inni 1957* por. część III).

Wreszcie ostatnio zebrano nowy materiał obserwacyjny pozwala­

jący na obserwacyjne wyznaczenie fizycznych wskaźników barwy

nadolbrzymów wczesnych typów widmowych. Pokonali tego nieza­

leżnie A r p

(1958) z pomiarów na półkuli południowej

1 J o h n s o n (1958) głównie w oparciu o dane dla nadol­

brzymów w gromadzie h i x Persei i wiele tego typu obiektów

na półkuli północnej. Obydwa wyznaczenia dały bliskie wyniki,

z tym że J o h n s o n uwzględnia nawet podział na klasy la,

Ib, II. Rysunek 2 ilustruje otrzymane zależności. Dla nadol­

brzymów typów BO - AO istnieją również związki Q[(fi-^)0]

i Q[Sp), oczywiście odmienne liczbowo od dyskutowanych poprzed­

nio dla ciągu głównego.

Omawiane efekty jasnościowe przedstawiają się interesują­

co w aspekcie ewolucyjnym - w przypadku gromad. Najjaśniejsze

gwiazdy ciągu głównego zwiększają w procesie ewolucji swoje

jasności i rozmiary, odchylając się od linii wieku zero na

diagramie

. Towarzysząca temu zmiana powierzchniowego

przy-Fotometria U,B,V

23

spieszenia grawitacyjnego w zależności od wartości wskaźnika

barwy (

B - V ) 0

powoduje wzrost lub zmniejszenie sią intensywnoś­

ci promieniowania ultrafioletowego. Kierunek tych zmian jest

zgodny z przewidywaniami, jakie można wysnuć z inspekcji dia­

gramu dwu-wskażnikowego dla różnych klas jasności. Dla przy-

gromade M 11 ( J o h n s o n , S a n d a

_

.

g e,

q u i s t 1956;, której ciąg główny kończy sią ok.

a odchylające sią gwiazdy leżą na prawo i ponad zwyk-

ą

(U -B )0

-kładu wymienimy

W a h l

U - V =

,

łą l i n L

- (B-

V)0

, oraz NGC

1953) i NGC 694Q

( W a l k e r

1958

_),

gdzie odchylenie na­

stępuje przyj?-

V

*

= 0,4 i 0,3 z jedno­

czesnym deficytem jas­

ności ultrafioleto­

wych.

u

Białe karły

Pierwsze pomia­

ry tych obiektów za­

wierała praca J o-

h n s o n a i M o r-

g a n a (1953).Pod­

stawowym dla szei>-

szej dyskusji jest

obszerny materiał ze­

brany przez Harrisa

( H a r r i s 1956,

G r e e n s t e i n

1958),obe jmujący nie­

mal wszystkie znane

białe karły. Bysu-

nek

4 przedstawią

diagram

\ U -

V)

dla typowych przed­

stawicieli białych

karłów} ze wzglądu

na dalszą dyskusją

zawiera on tylko te

obiekty,dla których

oprócz pomiarówtrój-

barwnych dostąpnę są

również obserwacje

spekt roskopowe.Bia­

łe karły odchylają

sią znacznie od zwy­

kłej zależności. Ze

wzglądu na niewiel­

kie Jasności abso­

lutne gwiazdy te są

B

- V

Rys. 4. Wykre 8 (l/-it)—

lp

- I^dla białych karłów (punk­

ty białe). Linia oiągła przedstawia zależność

standardową; linia przerywana odpowiada zmianom

barw olała doskonale czarnego. Punkty czarne po­

dają położenia białych karłów po uwzględnienia

efektów linii widmowych

Por. rys. 4 w artykule o gromadach otwartych w Postępach Astronomii,

tom 7, nr

₂

, 1959.