postępy astronomii

POSTĘPY
ASTRONOMII
CZASOPISMO
POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU
WIEDZY ASTRONOMICZNEJ
TOM I o ZESZYT 2
PTA
i
f
9
UMWMirccMj.
O 1' ro»vs*^s^
POLSKIE TOWARZYSTWO A STRO N O M ICZN E
POSTĘPY ASTRONOMII
K W A R T A L N I K
TOM I o
ZESZYT 2
(KONIEC TOMU I)
P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń 1953
Kolegium
Redakcyjne
Redaktor Naczelny
STEFAN P I O T R O W S K I , Warszawa
Członkowie
TADEUSZ B A N A C H I E W I C Z , Kraków
WŁADYSŁAW T Ę C Z A , Kraków
W ŁODZIM IERZ Z O N N , Warszawa
Sekretarz Redakcji
KAZIMIERZ K O R D Y L E W S K I , Kraków
Adres Redakcji: Kraków, Plac Groble 8 m- 4
Adres Sekretariatu i Administracji: Kraków, ul. Kopernika 27 m. 4
Cena zeszytu 5 zł. Prenumerata p ó ł r o c z n a 10 zł, r o c z n a 20 zł.
Wpłaty należy przekazywać na konto Polskiego Towarzystwa Astrono­
micznego w P. K. O. Kraków 4-113-15 z dokładnym zaznaczeniem
celu wpłaty.
Drukarnia Związkowa, Kraków, ul. M ikołajska 13
Nr zam. 4708 - 24. 9. 1953 - Nakł. 500 egz. - Objęt. 4' I t ark. - Pap. offset. BI V kl. 100 gr.
Druk ukończono 10. 12. 1953 r.
Postępy Astronomii, T. I., z. 2.
'WŁODZIMIERZ ZONN
Obserwatorium Astron. Uniw. Warszawskiego
Astronomia w Czechosłowacji
(Wrażenia z pobytu; 1953 Maj)
Z wszystkich i to bardzo różnorodnych wrażeń, których doznałem
w czasie zwiedzania różnych ośrodków życia astronomicznego w Cze­
chosłowacji i rozmów z astronom ami tam pracującymi, najsilniejszym
było niew ątpliw ie wrażenie szybkiego rozrostu wszystkich istniejących
placówek astronomicznych. W każdym obserw atorium i w każdym za­
kładzie astronomicznym widziałem wiele zupełnie nowych m ontują­
cych się instrum entów , aparatów pomocniczych i adaptowanych in stru ­
m entów już istniejących, m ających służyć nowym celom w nowych dzie­
dzinach astronomii.
Nawiasem dodam, że takie same wrażenie spraw ia cała Czechosło­
wacja; na każdym odcinku widać tam szybki rozrost i rozbudowę. Nowe
linie kolejowe, nowe obiekty fabryczne, nowe mosty, nowe domy mie­
szkalne... Dodajmy, że kraj ten praw ie wcale nie doznał zniszczeń wo­
jennych.
Rozbudowa czechosłowackiej astronomii odbywa się wyłącznie środ­
kam i własnymi; kilku doskonałych optyków w ykonywuje tam duże n a­
w et zwierciadła, które się m ontuje własnymi siłami astronomów i me­
chaników w obserwatoriach. Wysoki stopień uprzem ysłowienia k raju
znajduje w tym swój doskonały w yraz: ogólny koszt w ykonania narzędzi
astronomicznych jest tam niewspółm iernie niższy, niż w wielu innych
krajach (w tej liczbie i w naszym), czas zaś w ykonania krótszy. W tym
stanie rzeczy astronom ia czechosłowacka może mieć w ielkie nadzieje na
przyszłość i częściowo już te nadzieje realizuje, dzięki dużym ambicjom
i poświęceniu astronomów.
Nie bez znaczenia pod tym względem jest ogromnie ożywiony ruch
miłośniczy w Czechosłowacji, który stw arza w społeczeństwie g ru n t i n a­
stroje w ybitnie sprzyjające wszelkim poczynaniom w dziedzinie astro­
nomii. Zdaje się, że pod tym względem kraj ten zajm uje pierwsze miejsce
na kuli ziemskiej, chociażby dlatego, że ma najw iększą liczbę względną
miłośników astronomii i największą liczbę względną obserwatoriów lu ­
dowych, doskonale urządzonych i dobrze kierowanych.
52
W łodzim ierz Zonn
Centrum astrofizycznym w Czechosłowacji jest Obserwatorium
w Ondrejowie, położone w odległości zaledwie 30 km od Pragi, na wysokim
płaskowyżu (500 m nad poziomem morza). Głównym tem atem prac tego
obserwatorium jest fizyka Słońca i fizyka górnych w arstw atm osfery
ziemskiej. Bardzo szczęśliwe w ydaje się połączenie tych dwóch za­
gadnień „w jednym ręk u “. W prawdzie prace astrofizyczne w dziedzinie
promieniowania widzialnego w niedużym tylko stopniu zależą od stanu
atmosfery; z chwilą jednak, gdy angażujem y się do badań pewnych
obiektów w dziedzinie bądź to fal krótszych (nadfiolet) bądź też fal dłuż­
szych (podczerwień i fale radiowe), stan atmosfery, a zwłaszcza wyższych
jej w arstw objętych wspólną nazwą jonosfery, odgryw a ogromną rolę
w badaniach. Aby móc z dostateczną dokładnością nawiązać zja­
wiska na Słońcu do zjawisk zachodzących w górnych w arstw ach atm o­
sfery, należy badać równolegle i j e d n o c z e ś n i e oba te obiekty.
W tym też sensie są prowadzone obecnie i zaplanowane na przyszłość
badania i obserwacje Słońca w Ondrejowie.
Do badań Słońca w dziedzinie widzialnej służy w tej chw ili spektrohelioskop typu H a le ’a; w przyszłości — jeszcze dodatkowo spektroheliograf, który umożliwi badania w bliskim nadfiolecie, prawdopodobnie też
w podczerwieni. Do badań w dziedzinie radiowej konstruuje się obecnie
nieduży (o średnicy ok. 9 m) reflektor paraboliczny z całym urządzeniem
wzmacniającym i rejestrującym promieniowanie radiowe Słońca.
Do badań jonosfery służy aparatura radiowa, za pomocą której
wysyła się sygnały radiowe ku górze i rejestru je się czas, po upływie
którego sygnał wraca, odbiwszy się od odpowiednich w arstw jono­
sfery. Pow rót sygnału rejestruje się na oscylografie umożliwiającym
dokładny pom iar czasu, a zatem i wysokości poszczególnej w arstw y odbi­
jającej jonosfery. W ariuje się przy tym długość fali sygnału, zdolność
odbijania bowiem różnych w arstw jonosfery zależy od długości fali.
Cały ten zespół przyrządów jest pew ną jednością organizacyjną p ra­
cującą jednocześnie i według jednego planu. Linie telefoniczne łączą
poszczególnych obserwatorów, którzy, wykrywszy jakąś osobliwość na
jednym z przyrządów, natychm iast uruchom iają inne, dostarczające
brakujących danych co do danego zjawiska.
Innym zagadnieniem, jakkolw iek w dalszych perspektyw ach łączącym
się również z głównym — z fizyką górnych w arstw atm osfery — jest zagad­
nienie meteorów, do którego O bserwatorium w Ondrejowie czyni bardzo
interesujące przygotowania i w którym już pracuje. Stanie się ono nie­
długo centrum bardzo licznych stacyj obserwujących m eteory n a drodze
fotograficznej, organizowanych obecnie. W zasadzie przyjęto tu m etodę
harw ardzką (fotografowanie przy pomocy „baterii11 krótkoogniskowych
kam er nieruchomych, przesłanianych kilkanaście razy na sekundę przy
Astronomia w Czechosłowacji
53
pomocy „wiatraczka") z tym, że uzupełniono ją ap aratu rą umożliwiającą
pom iary fotom etryczne meteorów. Metodykę tych pomiarów opracowuje
obecnie prof. L i n k , dyrektor Obserwatorium i główny inicjator badań
meteorowych. Główną m yślą tej metody jest w ykonywanie zdjęć „sztu­
cznych" meteorów w możliwie zbliżonych w arunkach do w arunków
w czasie zdjęć meteorów, z zachowaniem tej samej szybkości kątowej
ruchu „sztucznego1*meteoru, co i prawdziwego. Opracowywane są obecnie,
głównie przez matem atyków , bardzo dokładne i ekonomiczne m etody w y­
znaczania drogi i szybkości m eteoru n a podstawie pomiarów zdjęć na
nieruchomej kamerze.
Rok 1957 ma być rokiem „meteorowym" w Czechosłowacji. W tym
roku kilkanaście placówek rozrzuconych po całej Czechosłowacji ma
jednocześnie i nieprzerw anie obserwować m eteory jednym typem instru­
mentów. Uzyska się w ten sposób doskonały m ateriał obserw acyjny do­
tyczący nie tylko m eteorów indywidualnych, lecz ponadto statystyki
meteorów z całego roku — rzecz o nieprzeciętnym znaczeniu zarówno dla
zagadnienia meteorów, jak też i dla badań wyższych w arstw atmosfery
ziemskiej. W tych badaniach wezmą oczywiście udział również liczni
miłośnicy astronomii z całej Czechosłowacji.
Korzystam tu z okazji, aby zwrócić uw agę polskich astronomów i mi­
łośników astronomii na ew entualną wspólną akcję w tej dziedzinie; roz­
szerzenie sieci stacyj na szerokości północne miałoby niepoślednie
znaczenie w tych badaniach; wyposażenie zaś instrum entalne dla tych
badań jest niedrogie i mało kłopotliwe. Mamy też dość dużo jeszcze czasu
na należyte przygotowanie się do tego celu.
Obserwatorium astronomiczne w Brnie jest w tej chwili dopiero w sta­
dium organizacji. Zgodnie ze specjalizacją prof. M o h r a , kierującego
spraw am i astronomii na uniw ersytecie w Brnie, obserw atorium nastaw ia
się głównie na zagadnienia astronomii gwiazdowej, w której fotom etria
integralna odgrywa decydującą rolę. Buduje się reflektor paraboliczny
(o średnicy zwierciadła 70 cm) z urządzeniem do pomiarów fotoelektrycznych. Obserwatorium będzie się mieściło w obrębie m iasta n a wysokim
wzgórzu znajdującym się w oddaleniu od części zabudowanych lecz sto­
sunkowo blisko gmachu uniwersyteckiego, w którym pozostanie katedra
astronom ii z całym aparatem pomocniczym (pracownie, w arsztat mecha­
niczny, pomieszczenia dla przyrządów pomocniczych). W planach dość
licznego zespołu astronomów w B rnie je st kontynuow anie prac w dzie­
dzinie astronomii gwiazdowej; w tej dziedzinie zespół ten ma już piękny
dorobek i jak mi się wydaje, bardzo słusznie i nowocześnie ustawioną
problem atykę.
O bserwatorium n a Skalnate Pleso jest dostatecznie znane na całym
świecie ze swoich osiągnięć obserwacyjnych, abym mógł jeszcze coś inte-
54
W łodzimierz Zonn
resującego ze swojej strony zakomunikować. W yjątkowo wysokie poło­
żenie tego obserwatorium , oprócz wielu dodatnich stron, ma jednak pewne
minusy; silnie rozgrzane za dnia południowe zbocza gór w ywołują niepokój
pow ietrza o wczesnych godzinach wieczorowych. Dlatego też prof. G u t h ,
kierownik tego Obserwatorium, projektuje zorganizowanie filii Obserwa­
torium u podnóży gór, w miejscowości Łomnica (przy stacji kolejowej),
w której konstruuje się obecnie dużą kam erę Schmidta. Tutaj pow ietrze
jest na ogół spokojniejsze, co umożliwi dokonywanie pewnych specjalnych
obserwacyj pozycyjnych lub fotometrycznych.
Niestety, z powodu braku należytych kwalifikacyj, nie jestem w stanie
we właściwym świetle przedstawić tych placówek astronomicznych w Cze­
chosłowacji, które pracują w dziedzinach astronomii klasycznej: Zakładu
Astronomii Praktycznej Politechniki Praskiej, kierowanej przez prof.
E. B u c h a r a ; Laboratorium Pomiarów Czasu Akademii Nauk, którym kie­
ruje prof. B. S t e r n b e r k ; katedry astronomii na U niw ersytecie w P ra ­
dze, na której czele stoi znany dobrze ze swych prac prof. V. V. H e i n ­
r i c h i katedry astronomii na Politechnice Wojskowej w Brnie, kierowanej
przez prof. J. P r o c h a z k ę . W ymieniam je tylko tu taj po to, aby młodsi
polscy astronomowie, nieobeznani z literatu rą astronomiczną, nie sądzili,
że życie astronomiczne Czechosłowacji ogranicza się do trzech przedsta­
wionych poprzednio ośrodków.
Obecnie astronomowie czechosłowaccy, tak jak i my, dokonyw ują
reform y studiów uniwersyteckich. Ważnym do zanotowania faktem jest
to, że ich program y są obliczone na 5 lat studiów; nasze niestety na 4 lata,
co moim zdaniem jest niewłaściwe. Jako oddzielne przedmioty m ają
oni w program ie fizykę Słońca, fizykę górnych w arstw atm osfery i teorię
względności: przedm ioty pominięte w większym lub mniejszym stopniu
w naszym programie.
Jest rzeczą zastanawiającą, iż mimo posiadania wspólnych granic i bar­
dzo zbliżonych języków dotychczas nasze kontakty z astronom ami czecho­
słowackimi były na ogół słabe. Niechże to skromne sprawozdanie zapo­
czątkuje akcję w kierunku naw iązania tych kontaktów, tym bardziej,
że wszyscy bez w yjątku astronomowie z Czechosłowacji w yrażali wielką
ochotę zbliżenia i współpracy z astronom ami polskimi. Przyłączając się
do tego apelu wzywam więc polskich astronomów do rozważenia tej
spraw y i do ewentualnego poczynienia w tym kierunku kroków wobec
Polskiej Akademii Nauk.
P ostępy A stronom ii, T. I., z. 2.
ANTONI OPOLSKI
Obserwatorium Astron. Uniw. Wrocławskiego
Masy
gwiazd
(Referat wygłoszony na sympozjonie astrofizycznym Polskiego Towarzystwa
Astronomicznego; Wrocław, 1953, sierpień).
Określanie indyw idualnych mas gwiazd ogranicza się zasadniczo do
określania mas składników gwiazd podwójnych. Jak będzie o tym mowa
niżej, kom pletne dane obserw acyjne pozwalają na bezpośrednie oblicze­
nie mas, ponieważ takie dane wyznaczają wielkość siły wzajemnego przy­
ciągania obu składników, a więc łączą się z pewnymi elementami ruchu
orbitalnego. Przy niekompletnych danych obserw acyjnych trzeba sto­
sować metody statystyczne, które pozwalają na wyznaczanie pewnych
średnich w artości m as dla odpowiednio w ybranych grup gwiazd. Prócz
badania gwiazd podwójnych można również opierać się na innych roz­
w ażaniach celem uzyskania danych określających masy gwiazd. Są to
jednak metody pośrednie, wymagające dodatkowych założeń i w w yniku
prowadzą zwykle do średnich wartości mas.
Sposób obliczania mas składników gwiazd podwójnych uzależniony
je st od danych obserwacyjnych. Ponieważ metody i możliwości obser­
wacji gwiazd wizualnie podwójnych są inne niż metody stosowane do
gwiazd spektroskopowo podwójnych i zaćmieniowych, dlatego też omó­
wimy osobno możliwości obliczania mas składników tych dwóch rodzajów
gwiazd podwójnych.
1. Masy składników gwiazd wizualnie podwójnych
Problem określania m as składników gwiazd wizualnie podwójnych
dzieli się na dwa etapy: a) określenie całkowitej masy układu, b) okre­
ślenie stosunku mas składników.
a) Podstawowym rów naniem służącym do obliczania sumy mas skład­
ników jest prawo Keplera:
a 3 a "3
+SK , = £ = p p i •
(1)
W rów naniu t y m S ^ i S ^ oznaczają masy składników, u — rzeczywistą
półoś dużą orbity względnej wyrażoną w jednostkach astronomicznych,
u" — pozorną półoś dużą tej samej orbity, p — paralaksę układu, zaś P —
56
A n ton i O polski
okres obiegu składników po orbicie wyrażony w latach. Ja k z równania
powyższego w ynika sumę mas SflCi+SW? możemy obliczyć znając dwa
elem enty orbity a" i P oraz paralaksę p. Ponieważ zwykle będziemy
podawali nie masy gwiazd, lecz ich logarytmy, więc wzór ten przepi­
szemy w postaci
log(ZM, + 3 ^ ) = 3 log a" — 2log P — 31og/>.
(2)
Z tej form y w ynika następna, podająca wpływ błędów poszczególnych
wartości na log
+ £M,2)
d \ o g ( ^ l 1+ M 1) = Ą r d a ' - ~ d P - — d p .
CL
ł
p
(3)
Błędy dwóch pierwszych wielkości są stosunkowo małe. L u n d m a r k [1] ocenia, że wpływ błędów da" i dP wynosi około 8%. Jako
korzystną okoliczność należy uważać fakt, że obie wielkości da" i dP
w ystępują z różnymi znakami. Ponieważ błędne określenie orbity powo­
duje zwykle błędy a" i P o jednakowych znakach, więc w pływ ich czę­
ściowo się niweluje.
Znacznie większy w pływ na błąd rflog(SIf1+ S ^2) posiada niedokład­
ność wyznaczenia paralaksy. Jako najwłaściwsze dla określania mas po­
w inny być używane paralaksy trygonometryczne. Jednak paralaksy te,
szczególnie małe, obarczone są zwykle dużymi błędami. Należy się liczyć
z możliwością błędów rzędu 20%, co już powoduje błąd sumy mas o 60%.
Dlatego też określanie indyw idualnych m as gwiazd wizualnie podwój­
nych ograniczone jest wyłącznie do układów posiadających dobrze wy­
znaczone orbity i paralaksy, przy tym ten ostatni w arunek jest znacznie
trudniejszy do spełnienia. Prócz paralaks trygonom etrycznych mogą wcho­
dzić w rachubę paralaksy grupowe, natom iast nie wskazane jest posłu­
giwanie się paralaksam i opartym i na cechach widmowych gwiazd, po­
nieważ cechy te są zależne od mas gwiazd za pośrednictwem natężenia
siły ciężkości. Dlatego też ostatnie prace omawiające indyw idualne wiel­
kości mas gwiazd wizualnie podwójnych opierają się zaledwie na 59 ukła­
dach. Inne układy, posiadające naw et dobrze określone orbity, w liczbie
ok. 100, nie nadają się do dyskusji z braku odpowiednich paralaks.
b) Prócz wielkości całkowitej masy układu należy określić drugą
wielkość: stosunek m as obu składników. Dopiero te dwie wielkości po­
zw alają na podział całkowitej masy na poszczególne składniki. Obserwa­
cyjnie stosunek mas możemy wyznaczyć z astrom etrycznych pomiarów
położeń gwiazd. Zmiany pozycji składników gwiazdy podwójnej zależą
bowiem od ruchu własnego układu, jego paralaksy oraz od przesunięć
wywołanych ruchem orbitalnym składników dokoła środka masy.
Masy gwiazd
57
Oznaczmy przez
k =
Ki
SW. + 5W,
i
h _
*2 ~
,+ mt
stosunki mas składników do masy całego układu. Zmiany położeń skład­
ników w a i 5 będą zawierały, prócz wyrazów określających wpływ ruchu
własnego i paralaksy, również w yrazy typu
A ax = — k2 p sin 0 ;
Aa j =
/tjp sin O ;
A = — k2p cos 0
ASg=
A^pcos©,
(4)
gdzie p i 6 są współrzędnymi biegunowymi składnika słabszego (2) wzglę­
dem składnika jaśniejszego (1). Obie wielkości p i 0 zm ieniają się okre­
sowo. Okres ich zmienności rów na się okresowi obiegu składników P
i dzięki tem u można je obserwacyjnie wydzielić z rocznych zmian w y­
wołanych paralaksą i z prostoliniowego ruchu własnego środka masy.
Pierwsze zestawienie stosunków mas otrzym ane z pomiarów południko­
wych zostało wykonane w 1906 r. przez L e v i s a [2], O trudnościach
określania tych wielkości świadczy fakt, że z tego pierwszego zestawie­
nia 19 wartości wynikało, że średnio składniki słabsze posiadają większą
masę. Podobnie w r. 1921 B e r n e w i t z [3], opierając się na określo­
nych stosunkach mas, uzyskał następującą zależność między jasnością
a masą gwiazd
L — const . Sfó10.
Wysoki w ykładnik potęgowy 10 został zupełnie fałszywie wyznaczony, co
dało powody do przypuszczeń, że słabsze składniki gwiazd podwójnych
nie są porównywalne z norm alnym i gwiazdami pojedynczymi, co z kolei
łączyło się z pewnymi hipotezami na tem at powstania układów gwiazd
podwójnych.
Drugą metodą określania stosunku mas składników gwiazd wizualnie
podwójnych jest zastosowanie fotografii w ykonywanych długoognisko­
wymi obiektywami, zwykle łącznie z wyznaczaniem paralaks trygono­
metrycznych. Ta metoda daje w yniki poprawne, jeżeli zastosuje się
popraw ki zależne od różnicy jasności składników A m [4]. Obrazy gwiazd
na dobrych kliszach fotograficznych posiadają rozm iary odpowiadające
2"—3". Są to wielkości przewyższające rozmiary orbit. Dlatego zwykle
oba składniki dają na kliszy jeden obraz, kórego środek przedstawia
optyczny środek jasności układu. Zam iast więc mierzyć pozycję po­
szczególnych składników można określić tylko położenie optycznego
środka jasności obrazu i jego ruch dokoła środka masy. Jeżeli odległość
środka optycznego obrazu od jaśniejszego składnika (1) w stosunku do
58
Antoni O polski
odległości składników wynosi I2 to zmiany pozycji środka obrazu Aa i A8
będą zawierały odpowiednio składniki
p (Ą — A2) sin ®
i
— * 2 ) cos ®
(5 )
Wielkość I2 wynosi
1
(6)
Zdjęcia robione w odstępie 20—30 lat wystarczają na określenie
wielkości I2— fc2 i za pośrednictwem różnicy wielkości A™ pozwalają
na wyznaczenie stosunku mas k2. Należy jednak zwrócić uwagę na fakt,
że różnice wielkości wizualnych A'm są zw ykle oceniane przez obser­
watorów i mogą być obarczone dużymi błędami.
Dla celów statystycznych można korzystać z mas gwiazd wizualnie
podwójnych posiadających tak w olny ruch orbitalny, że z zaobserwowa­
nego m ałego łuku nie można określić orbity. Postępowanie w tym przy­
padku jest następujące [5], Jeżeli r oznacza odstęp składników a v ich
szybkość względną, to dla ruchu po elipsie możem y napisać
(7 )
albo
Oznaczmy przez s pozorną odległość składników i przez w ich pozorną
szybkość względną w sek. na rok. Wielkości te są rzutami odpowiednich
wielkości rzeczywistych r i v na płaszczyznę prostopadłą do kierunku
widzenia. Jeżeli więc przez i oznaczymy kąt m iędzy linią widzenia
a wektorem r oraz przez j kąt m iędzy linią widzenia a wektorem v, zaś
przez p paralaksę gwiazdy, to m iędzy wielkościam i pozornymi s i w
a rzeczywistym i r i v istnieją zależności:
. .
.s
rs>\m — — ;
. .
w
o sin j = — .
(8 )
Przy pomocy tych zależności poprzedni wzór można przedstawić w po­
staci
(9)
Trzy ostatnie czynniki występujące w tym wzorze nie są znane dla po­
szczególnych układów gwiazd. Możemy jednak założyć przypadkowy
rozkład kątów i i j oraz przypadkowe położenia składników na orbitach..
Masy gwiazd
59
Wtedy stosunek r/a zależy tylko od średniej ekscentryczności orbit e
i średnią wartość wszystkich trzech czynników można obliczyć :
sin i sin
V (2— -£-) =
(10)
0,429.
W ten sposób poprzednie równanie (9) przyjmuje postać
o7j)2
— j - — 0,429 (£%! + SJfjj).
(11)
___
Z tej zależności można już obliczać średnie wartości (9I/Cx + ZM?) dla grup
powolnych par fizycznych o znanych wielkościach s, w i p.
2. Masy składników gwiazd spektroskopowo podwójnych i zaćmieniowych
Drugą grupą gwiazd, dla których możemy obliczyć indywidualne masy
są składniki gwiazd spektroskopowo podwójnych. Gwiazdy zaćmieniowe
stanowią szczególny przypadek gwiazd spektroskopowo podwójnych i dla­
tego omówimy je razem.
Jeżeli różnica jasności składników gwiazdy spektroskopowo podwójnej
nie jest duża (AwKClm), można obserwować nałożone na siebie widma
obu składników. Pozwala to na określenie typów widmowych oraz prze­
sunięć prążków wywołanych ruchem orbitalnym obu składników. Ze
zmian prędkości radialnej można wyznaczyć wielkości aj sin i i a2 sin i. Są
to półosie duże bezwzględnych orbit składników pomnożone przez sin i,
gdzie i jest kątem między prostopadłą do płaszczyzny orbity a promie­
niem widzenia. Wielkości te są odwrotnie proporcjonalne do mas skład­
ników.
ZM-i a» ai sin /
. .
ZM.?.
a y sin i '
' '
W ten sposób znajdujemy stosunek mas.
Przechodząc teraz do orbity względnej słabszego składnika dokoła
silniejszego otrzymamy
(SKi + 3 K!) = <5 i± S > -‘
czyli
(SK, + a t , ) 8ln‘ / —
+
(18).
Ponieważ
a, + c2 — ZMX+
’
więc
.
(“■ +“>)
„ISH/lx +ZMA3
oL
tMĄ3
“ “' i 1 + s u ;) •
....
60
A n to n i O polski
Przy pomocy tej zależności możemy równanie (13) napisać w postaci
(S K ,+ S IŁ )sm > 1= - f e | Ł ^ (l + § | -)\
(15)
a następnie przez pomnożenie obu stron przez
ostatecznie
ci/f . 8 .
(flisin/)3 /.
S iM 3/
a t , sm . = — p - 2- ( t + J ^ ) \ r +
otrzymujemy
1
\
( ‘ 6)
Podobne równanie można napisać dla wartości
sin3i .
Ponieważ stosunek mas 3\/tj3\flt został określony poprzednio, więc dla okre­
ślenia samych mas konieczna je st znajomość okresu P oraz kąta i.
Okres P możemy wyznaczyć bezpośrednio, jako okres zmian prędkości
radialnych, natomiast określenie kąta i jest możliwe tylko dla gwiazd
zaćmieniowych. Dla nich bowiem kąt i bliski 90° można określić z ana­
lizy krzywej zmian jasności. Krzywa taka pozwala również na wyzna­
czenie promieni obu składników
i R 2. W ten sposób kompletne obser­
wacje gwiazd zaćmieniowych dostarczają bezpośrednio trzech parame­
trów określających ich składniki: widmo, masa i promień. Ta ostatnia
wielkość wymaga poprawnego ocenienia wpływu ew. elipsoidalności
i przyćmień brzegowych obu składników.
Układy gwiazd zaćmieniowych, które możemy badać w wyżej opisany
sposób, znajdują się na ogół tak daleko, że istnieją trudności w zmierze­
niu ich paralaks trygonometrycznych. Wynika z tego trudność bezpo­
średniego wyznaczenia dalszego ważnego parametru tych gwiazd, a mia­
nowicie ich wielkości absolutnych. Natomiast istnieje możliwość.skorzy­
stania ze wzoru
M*oi — const — 5 log i? — 10 log
.
(17)
Równanie to, dające zależność między wielkościami log R, log Te i M boi,
wymaga przyjęcia odpowiedniej temperatury efektywnej. W tym celu
stosuje się skalę temperatur efektywnych podaną przez Kuipera [6]
i za pośrednictwem określonego typu widmowego wprowadza się war­
tość T e.
Gdy gwiazda spektroskopowo podwójna nie jest gwiazdą zaćmieniową,
nie można ustalić wielkości si ni dla indywidualnych gwiazd i wtedy
można tylko ocenić średnią wielkość tego czynnika dla grupy gwiazd.
Przyjm ując przypadkowe nachylenia orbit możemy obliczyć średnią
wartość
Masy gwiazd
61
Jednak prawdopodobieństwo odkrycia gwiazdy spektroskopowo podwój­
nej zależy w dużym stopniu od wartości nachylenia i; duże nachylenia i
zwiększają prawdopodobieństwo odkrycia układu. Przyjm ując, że praw ­
dopodobieństwo to jest proporcjonalne do sin i lub naw et do sin2 i, otrzy­
mamy jako średnie wartości
sin i = 0,85 albo 0,88.
Powyższe rozważania odnosiły się do układów wykazujących dwa
widma. W przypadku obserwowania przy dużej różnicy jasności składni­
ków tylko jednego widma, można jedynie określić tzw. funkcję mas
z rów nania (15)
„ _ (at sin z)3
1
P2
sin* i
(ZMi+ZHltY
sin3i
(3K./SK, + 1)*
W tym przypadku dla znalezienia masy składnika
należy przyjąć nie
tylko odpowiednią średnią wartość sin i, lecz także stosunek mas 3HJ3Hs.
określony zwykle z badań statystycznych.
Zależności masa— jasność
Zasadniczą zależnością, w skład której wchodzą masy gwiazd, jest
zależność między m asą a jasnością. Zależność ta została ustalona teore­
tycznie przez E d d i n g t o n a w 1924 r. Jednak już poprzednio, od 1911 r.,
istniały zestawienia danych obserwacyjnych, z których w ynikała zależ­
ność tego typu. Prace na ten tem at obejmowały stopniowo coraz większą
ilość m ateriału obserwacyjnego i ostatnio ukazały się dwa opracowania,
które zasługują na szczegółowe omówienie.
Pierwszą pracą je st monografia R u s s e l l a i M o o r e [5], Autorzy
w ykorzystali cały m ateriał obserwacyjny przeprow adzając szczegółową
dyskusję poprawek, przy pomocy których należało utworzyć jednorodny
system danych pochodzących z różnych metod obserwacyjnych. W szcze­
gólności w yniki swoje oparli na następujących gwiazdach:
105 układów gwiazd wizualnie podwójnych o znanych paralaksach
trygonom etrycznych.
107 układów gwiazd wizualnie podwójnych o znanych paralaksach
spektroskopowych.
314 układów par fizycznych wolno poruszających się o znanych
paralaksach trygonom etrycznych.
401 układów p ar fizycznych wolno poruszających się o znanych
paralaksach spektroskopowych.
126 gwiazd spektroskopowo podwójnych zaćmieniowych z obser­
wowanymi dwoma widmami.
82
Antoni Opolski
Ja k widać z powyższego zestawienia, jest to m ateriał pozwalający
częściowo na określanie indyw idualnych mas, częściowo zaś na określanie
tylko pewnych średnich wartości. Dlatego też cała praca ma charakter
statystyczny i w w yniku jej znajdujem y pewną średnią zależność uzy­
skaną z całego m ateriału. Stwierdzono bowiem, że istnieje jedna liniowa
zależność odpowiadająca wszystkim badanym rodzajom gwiazd:
log 9K = — 0,1048 (Mhol — 5m23)
(19)
lub
log L — 3,816 log ZM— 0,244.
System atyczne odchylenia od tej zaiezności w ykazują tylko białe karły
i gwiazdy o wyjątkowo dużej masie, ocenianej na podstawie innych cech
widmowych, tzw. gwiazdy Trum plera.
Omawiając monografię Russella i Moore możemy stwierdzić, że mimo
zebrania dużego m ateriału obserwacyjnego, autorzy ograniczyli się do
najbardziej ogólnych wniosków, zadawalając się stwierdzeniem, że jedna
liniow a zależność między wielkością absolutną a logarytm em m asy od­
powiada większości badanych gwiazd w całym zakresie mas od 30 do 0.2
i wielkości absolutnych od —8ra do + 1 0 m. Z podanego rów nania w y­
nikałoby, że Słońce nie jest przeciętną gwiazdą, ponieważ wielkości
log Słf = 0 i log L = 0 nie odpowiadają wartościom zgodnym z poda­
nym równaniem. W pracy tej brak jest również próby wprowadzenia
innych param etrów do zasadniczej zależności, chociaż naw et z końco­
wego zestawienia można wywnioskować, że poszczególne punkty średnie
w ykazują położenia zależne również od średniego typu widmowego.
Inne prace nad zależnością masa—jasność daw ały podobne wyniki.
Zależnie od użytego m ateriału i metod redukcji autorzy stw ierdzali istnie­
nie jednej zależności, zwykle liniowej. Nieistotne różnice w ynikały tylko
w liczbowych wartościach współczynników. Nowością w tej dziedzinie
była praca L w o w a [7], który w 1939 r. stwierdził, że można uzyskać
lepszą zgodność z danym i obserwacyjnymi, jeżeli do zależności masa—
jasność dołączy się jeszcze trzeci param etr, a mianowicie tem peraturę
efektywną, która także wpływa na masę gwiazd. W tym czasie rów­
nież P a r e n a g o uzyskał zależność tych trzech param etrów w postaci
(20)
Oczywiście zam iast tem peratury można z praw a Stefana
wprowadzić jako trzeci param etr promień gwiazdy
( 21 )
M a s y g w ia z d
63
Dalsze prace z tej dziedziny nie wnosiły istotnych zmian do w yni­
ków. Dopiero praca P a r e n a g o i M a s e w i c z z 1951 r. wyróżnia
się metodą i interpretacją wyników. Praca ta oparta jest na starannej
analizie m ateriału obserwacyjnego dotyczącego mas gwiazd wizualnie
podwójnych i zaćmieniowych. O parto się więc tylko na m ateriale pozwa­
lającym na obliczenie indyw idualnych mas gwiazd. Na podstawie karto­
teki tych gwiazd przeprowadzono selekcję m ateriału obserwacyjnego
i do badań przyjęto tylko te gwiazdy, które posiadają dostatecznie do­
kładnie określone param etry. W wyniku tej selekcji okazało się, że jako
pew ny m ateriał można uważać 59 układów gwiazd wizualnie podwój­
nych o masach składników określonych na podstawie sumy i stosunku
mas. Układy te posiadają równocześnie znane widm a obu lub wyjątkowo
jednego składnika oraz wielkości absolutne w ynikające z dobrze okre­
ślonych paralaks trygonom etrycznych i grupowych. W ten sposób ze­
brany m ateriał zawiera najpewniejsze dane dla 118 składników gwiazd
wizualnie podwójnych. Ponieważ celem pracy było określenie zależności
nie tylko między SM a Mhol lub L, lecz wprowadzenie również jako trze­
ciego param etru promienia gwiazdy, więc należało dla określonych ty ­
pów widmowych przyjąć odpowiednie tem peratury efektywne Te i pro­
m ień gwiazdy określić w jednostkach promienia Słońca z wzoru
log R = 8,44 — 0,2 Mhol — 2 log T 0.
(22)
W tym celu przyjęto skalę tem peratur efektywnych i popraw ek bolom etrycznych według K uipera [6]. O trzymane wielkości l o g ^ , log R i MhaX
zostały użyte do tworzenia średnich dla grup gwiazd wydzielonych według
ich położenia na wykresie H ertzsprunga—Russella oraz ich cech kinem a­
tycznych. W ten sposób pierwszy raz została wykonana próba określenia
nie jednej ogólnej zależność’ (9łf — A/hoi) lub {fM — M ]l0l — R) lecz obliczono
te związki zakładając, że gwiazdy należące do różnych rodzajów wyodręb­
nionych na wykresie H—R mogą tworzyć inne zależności w związku
z różnym wiekiem, składem chemicznym i własnościami kinematycznymi.
Dlatego Parenago wydzielił gwiazdy należące do ciągu głównego (73 gw.),
poniżej ciągu głównego (7 gw.), wyżej ciągu gł. (2 gw.), białe karły (3 gw.),
podkarły (5 gw.), podolbrzymy (1 gw.), olbrzym y (6 gw.). Łączenie gwiazd
w grupy i tworzenie średnich wartości log fM, Mhoł, Sp i log R odbywało
się wyłącznie w zakresie wyodrębnionych rouzajow. i_,iczeDność jednej
grupy wynosiła od 1 do 6 gwiazd.
W podobny sposób zostały opracowane gwiazdy zaćmieniowe. Jak
w ynika z poprzednich rozważań gwiazdy takie, w przypadku obserwo­
w ania obu widm, pozwalają na określenie bezpośrednie Sp, \ogfM. i log/?,
natom iast wielkości absolutne bolometryczne Afbol trzeba obliczać za
C4
Antoni Opolski
pośrednictwem typu widmowego i temperatury. Do opracowania autorzy
użyli 61 układów gwiazd zaćmieniowych o najlepiej określonych ce­
chach. Poszczególne składniki podzielone zostały znowu na rodzaje we­
dług położenia na wykresie H—R w następujący sposób: ciąg główny
(72 gw.), nadolbrzymy (14 gw.), gwiazdy Wolfa—Rayeta (2 gw.), podolbrzymy (14 gw.), podkarły (1 gw.). Następnie tworzono grupy gwiazd
w ramach powyższych rodzajów i określono średnie wartości para­
metrów.
Tak przygotowany materiał został użyty do badania zależności mię­
dzy wielkościami log L, log £M. i log R, gdzie jako miarę ilości energii
emitowanej przez gwiazdy przyjęto zamiast Mb 0i logarytm jasności log L
ze wzoru
= — 2,5 log L + 4™6 .
(23)
Opierając się na założeniach teoretycznych i pracach poprzednich
przyjęto, że szukane zależności powinny mieć postać
lo g L = x + y logM + z lo g R .
(24)
Nieznane wielkości x, y, z określono z zebranego materiału oddzielnie
dla poszczególnych rodzajów gwiazd. Przy opracowaniu materiału oka­
zała się konieczność podzielenia gwiazd ciągu głównego na dwie części
od 0 8 do G4 i od G7 do M6. Dla obu tych części uzyskano różne warto­
ści x, y, z. Równocześnie wykonano próbę uproszczenia powyższej za­
leżności, zakładając kolejno, że współczynniki y lub z mogą być równe 0.
Odpowiada to uproszczeniu zależności (24) do tylko dwóch parametrów.
W ten sposób autorzy zrealizowali po raz pierwszy konsekwentnie prze­
prowadzenie określenia zależności L — M —R z uwzględnieniem podziału
gwiazd na rodzaje. Jako miarę dokładności, z jaką znalezione zależności
przedstawiają zebrany materiał, podano średni błąd jednej wielkości
absolutnej ctm wyznaczony przez porównanie wielkości bolometrycznych
obliczonych z obserwowanymi. Dzięki temu błędowi można łatwo spraw­
dzić, czy przyjęcie y lub z równe 0, czyli zredukowanie zależności (24)
do dwóch parametrów, daje istotnie gorsze możliwości przedstawiania
danych obserwacyjnych, niż zależność między trzema parametrami.
Wszystkie dane liczbowe uzyskane z tych badań podane są w tabeli 1.
Niezależnie od powyższego opracowania cały materiał poddany został
badaniom statystycznym. Obliczone zostały linie regresji oraz współczyn­
niki korelacji dla każdej pary parametrów, ja k również współczynniki
korelacji wszystkich trzech parametrów według metody S z c z y g o l ew a,
Wyniki tych badań podane są w tabeli 2.
M asy gw iazd
65
TA BELA 1
W ARTOŚCI x, y, z W Y STĘPU JĄ CE W ZALEŻNOŚCI
log L = x + y log tM. + z log R
Rodzaj
gwiazd
Ilość
równań
Ciąg główny
O -0 4
19
(wartości śred.)
— 0 05 ± •08
+ 0-05
09
-0 1 0
10
+
Ciąg główny
0 7 - M
13
(wartości śred.)
—
0 37
-0 -3 9
— 0 37
Podkarły
25
(wartości poj.)
Podolbrzymy
26
(wartości poj.)
Olbrzymy
Nadolbrzymy
U
z
°M
+ 1’98 ± •60
3-92
17
—
+ 2'64 ± ■80
+ 5-19
23
± 0-56
0-69
071
06
06
•08
179
+ 229
—
17
17
106 106
—
■48
+ 4-49
036
037
0-51
+ 079
+ 071
+ 0-64
•09
21
15
+ 164
+ 213
—
•25
•25
+ 252
—
+ 2-84
•42
112
2-50
1*88
— 0-35
+ 0-87
-0 -3 3
13
09
14
+ 033
+ 0-36
—
16
37
+ 206
■21
+ 044
+ 012
+ 0'78
•07
■54
12
-7-0 13
— 0-15
+ 218
•35
•43
•76
X
9
(wartości śred.)
10
(wartości poj.)
+
—
+
•25
—
+ 2'06
■22
+ 0-99
•54
+ 3 3 8 103
—
+ 0-83
•13
+ 099
11
+ 279
+ 3-18
—
+ 0-28
14
■32
•32
—
—
+ 103
■37
049
114
0-52
0 20
0-52
023
0-75
0-94
2-58
TA BELA 2
W SPÓŁCZY N N IK I K O R E L A C JI r (DWÓCH W IELK OŚCI) i S t (TRZECH WIELK.)
Rodzaj
gwiazd
r
Ilość
3ł
(log l , log m .,
logi?)
(log L, logSK)
(log M , log 7?)
( lo g i, lo g R)
Ciąg główny
19
O — G4
wart. śred.
+ 0987
±
6
+ 0974
±
12
+ 0-986
±
6
±"
0-9964
2
Ciąg główny
13
0 7 — M wart. śred.
+ 0967
±
18
+ 0-916
±
45
+ 0-914
±
46
±
0-9952
30
25
wart. poj.
+ 0-615
± 126
+ 0193
± 193
+ 0-631
± 120
±
0-820
114
26
wart. poj.
+ 0-201
± 192
+ 0-007
± 196
+ 0-879
±
45
±
0-900
71
9
wart. śred.
+ 0-781
± 130
+ 0-68-3
± 177
+ 0964
±
23
±
0-989
22
10
wart. poj.
+ 0965
±
22
+ 0622
± 194
+ 0673
± 173
±
0-981
18
Podkarły
Podolbrzymy
Olbrzymy
Nadolbrzymy
5
66
Antoni Opolski
Celem zorientowania się w m ateriale zebranym przez Parenago i Masewicz można sporządzać w ykresy przedstawiające zależności między
dwoma wybranym i param etram i. Przedstaw ienie graficzne zależności
trzech param etrów wymagałoby obrania układu przestrzennego o trzech
osiach, na których można by nanosić odpowiednie w artości log L, log fM.,
log R. W układzie takim każda gwiazda reprezentow ana byłaby przez
pun k t o odpowiednich współrzędnych. Zależnie od rozkładu takich punk­
tów można wyciągnąć następujące wnioski:
1. P unkty zajm ują pewien obszar. W tym przypadku nie istnieje
zależność między badanym i trzem a param etram i. Natom iast można się
spodziewać, że wprowadzenie nowych param etrów pozwoliłoby na okre­
ślenie jakiejś bardziej złożonej zależności.
2. Punkty wyznaczają płat powierzchni, którą zgodnie z przyjętą
formą, zależności (24) można przedstawić jako część płaszczyzny. W tym
przypadku istnieje zależność typu F(L, ZM, R) = 0. Powstanie takiej za­
leżności można wyjaśnić następująco. Załóżmy, że zgodnie z tw ierdze­
niem V o g t a — R u s s e l l a wszystkie wielkości gwiazdy są zależne
tylko od masy
i ciężaru cząsteczkowego. W szczególności także L i R
są funkcjam i tych dwóch wielkości. Jeżeli z tych dwóch funkcji wyeli­
minować ciężar cząsteczkowy powstanie właśnie jedna zależność typu
F(L, SM,R) = 0.
fi. Punkty tworzą linię krzyw ą lub prostą. Linie takie w przestrzeni
trój wymiarowej określone są dwoma równaniami, w których występować
mogą tylko dwa param etry. W tym przypadku możemy otrzymać dwa
rów nania typu
Fl (L, 3Vl)=0;
F2 (R, 3K) = 0.
Ten przypadek może powstać, jeżeli dla badanej grupy gwiazd wielkości
L i R są znowu funkcjam i masy fM i ciężaru cząsteczkowego i dodatkowo
ciężar cząsteczkowy jest stały lub jest funkcją masy M.
Po rozpatrzeniu tych możliwości przejdźm y do wniosków, jakie w y­
nikają z danych uzyskanych przez Parenago i Masewicz.
Ciąg główny po podzieleniu na dwie części daje się dostatecznie
dobrze przedstawić równaniam i o dwóch zmiennych
O-GA:
L = 1,12S^S>92±°>17;
G7 — M:
/, = 0,4lSł£2,29±o.i7.
+ 0,23
+ 0,06
L — 0,80 /JM9+0.23
+ 0,23
L — 0,43 jffM9±°.48
+ 0,08
Masy gwiazd
67
Z wielkości tych wynika również w przybliżeniu prosta zależność między
promieniem i masą
O — G i: logR = 0,75log3\/l
G l — M : log R = 0,50 log £M. .
Podkarły dają jedną zależność trzech wielkości:
L = 6,2 5 ^ 1 .6 4 +
±1,1
0,26
£
2,52 + 0,25 _
Podolbrzymy również wyznaczają płaszczyznę o równaniu:
L = 0,45 £ż^0,33 + 0,16 £ 2 ,0 6 + 0 ,2 1
_
+ 0,13
Olbrzymy, prócz jednej płaszczyzny
L = 2,8 S JfO .99+0,54 £ 0 ,8 3
+ 0 ,1 3
+0-4
wyznaczają dość dobrze linię o równaniach:
L = 1,3 5 ^ 3 ,3 8 +
1.03 .
+ 1,6
i =
6,0 J?0,99 +
0 ,ll
+ 1 ,7
Nadolbrzymy dają podobne wyniki. Jedna zależność trzech zmiennych
ma postać
L = 0,74 g ^ * .7 9 +
0,32 £ 0 ,2 8 + 0,14 _
+ 0,60
Ze względu na małą wartość wykładnika potęgowego przy R można
również stosować zależność prostszą
L = 0,56 Stf 3'18± 0-32.
+ 0,55
Wyniki przedstawione w ten sposób stanowią obecnie najdokładniejsze
opracowanie podstawowej zależności między masą a jasnością składni­
ków gwiazd podwójnych.
Masy składników gwiazd podwójnych są bardzo ważnym parametrem
określającym te układy. Jednak znaczenie tych wielkości jest znacznie
szersze. Ogólnie bowiem przyjm uje się, że wszystkie zależności, jakie
można uzyskać porównując masy składników gwiazd podwójnych z innymi
ich własnościami fizycznymi, można rozciągnąć na wszystkie gwiazdy,
w szczególności zaś na gwiazdy pojedyncze, dla których określenie mas
indywidualnych nie jest możliwe. Podstawą do takiego uogólnienia jest
68
A ntoni Opolski
założenie, że składniki gwiazd podwójnych są typowymi gwiazdami,
które pod względem fizycznym nie odróżniają się od gwiazd pojedyn­
czych. Przyjm uje się więc, że tworzenie się układu gwiazdy podwójnej
nie jest połączone z żadną selekcją ich własności fizycznych. Wszelkie
dotychczasowe badania zdają się potwierdzać to założenie. Nie znale­
ziono żadnych cech fizycznych, kinematycznych czy też w rozkładzie
przestrzennym, które wyróżniałyby gwiazdy podwójne od gwiazd poje­
dynczych. Wyniki te powinny jednak zostać poddane sprawdzeniu
z uwzględnieniem istnienia różnych populacji czy podsystemów. Z po­
danych przez Parenago wielkości wynika, że ilość gwiazd podwójnych,
których oba składniki można by zaliczyć do populacji drugiej, jest bardzo
mała. Prócz tego istnieją układy, których składniki należałoby zaliczyć
do różnych populacji. Fakty te wymagają bliższego zbadania ze względu
na ważne wnioski ewolucyjne odnośnie gwiazd podwójnych oraz gwiazd
różnych populacji i podsystemów, jakie prawdopodobnie na tej drodze
można będzie uzyskać.
LITERATURA
[1]. L u n d m a r k K., Festschrift jiir Elis Strom gren, (1940).
[2]. L e v i s , M em R. A. S. 56, (1906).
[3]. B e r n e w i t z E., A. N. 5089, (1921).
[4], V a n d e K a m p . P., A. J . 46, 36, (1938).
[5]. R u s s e l l H. N., M o o r e C. E., T h e masses of the stars, (Chicago, 1940).
[6]. K u i p e r G. P., Ap. J . 88, 429, (1938).
[7]. L w o w N., Astron. Żurn. 16, 5, (1939).
[8]. P a r e n a g o
P., Astron. Ż urn. 16, 6, (1939).
[9]. P a r e n a g o P., M a s e w i c z A., T ru d y Gl. A str. Inst. im. Sternberga,
T. X X , 81, (1951).
P ostępy Astronom ii, T. 1., z. 2.
STEFAN PIOTROWSKI
Obserwatorium Astron. Uniw. Warszawskiego
Teoretyczna interpretacja zależności widmo— jasność
i masa— jasność
(Referat wygłoszony na sympozjonie astrofizycznym Polskiego Towarzystwa
Astronomicznego; Wrocław 1953, sierpień).
Wstęp
W zagadnieniu teoretycznej interpretacji diagram u H ertzsprunga—
Russella i zależności masa—jasność pow stają w n aturalny sposób dwa
kompleksy problemów: problem ewolucji gwiazd i problem ich w ew nętrz­
nej budowy. Aczkolwiek wymienione zagadnienia w w ielu punktach za­
zębiają się o siebie w sposób istotny, można w dość szerokim zakresie
traktow ać je osobno. Niniejszy artykuł poświęcony jest — w tej mierze
w jakiej to tylko wydało się możliwe autorowi — wyłącznie problemom,
jakie narzuca interpretacja teoretyczna zależności widmo—jasność abso­
lutna i masa—jasność z punktu widzenia wew nętrznej budowy gwiazd.
W nętrza gwiazd są i pozostaną zapewne niedostępne dla bezpośredniej
obserwacji. Jedynie drogą pośrednią, poprzez próby interpretacji w ra ­
mach znanych praw fizyki danych dostarczonych przez obserwację o roz­
m iarach, masach, jasnościach, a także składzie chemicznym zew nętrznych
warstw, możemy zdać sobie spraw ę z w arunków panujących we w nę­
trzach gwiazd.
Tylko w w yjątkowych wypadkach obserwacja mówi nam coś bez­
pośrednio o wewnątrzgwiazdowych wartościach któregoś z param etrów
charakteryzujących stan m aterii; tak dzieje się np. dla niektórych gwiazd
podwójnych zaćmieniowych, u których z szybkości ruchu linii apsyd
orbity możemy wnosić o rozkładzie gęstości w ew nątrz składowych
układu [1], [2],
Upraszczając sprawy można powiedzieć, że gdy chodzi o atmosfery
gwiazd rozumujemy w sposób indukcyjny: z rozkładu natężenia w widmie
ciągłym, z rodzaju, intensywności i kształtu linii absorpcyjnych wycią­
gam y wnioski o tem peraturze, ciśnieniu, ruchach w atmosferze. Dla
w nętrz gwiazd rozumowania m ają z konieczności charakter w pewnym
sensie odwrotny: w oparciu o dane fizyki oraz czyniąc pewne praw do-
70
S teja n Piotrow ski
podobne założenia co do składu chemicznego, sposobu przenoszenia się
energii itp., teoretyk buduje m atem atycznie model gwiazdy i następnie
bada zgodność z obserwacją narzuconych przez ów model powiązań
między masami, jasnościami i rozmiaram i gwiazd.
Możliwości wyboru modelu są duże; ulegną one znacznemu ograni­
czeniu, jeśli będziemy postulować, że cała rodzina gwiazd układająca
się w określony sposób na diagramie H ertzsprunga—Russella i spełnia­
jąca zależność masa—jasność jest zbudowana według tego samego mo­
delu, jednak i w tym w ypadku rozstrzygnięcie nie będzie definitywne.
Znaczna część tej zasadniczej nierozstrzygalności leży w fakcie, że stan
w nętrza gwiazd jest w dużej mierze uw arunkowany kolejnymi etapami
jej przeszłego rozwoju, drogi zaś ewolucji gwiazd nie są do tej pory
w pełni rozumiane.
Sformułowane powyżej uwagi wskazują na znaczenie — i ogranicze­
nia — modelu w zagadnieniach wew nętrznej budowy gwiazd. Z n atu ry
rzeczy wysuwa się pytanie, jakim zasadniczym w arunkom musi czynić
zadość model gwiazdy. Jeśli ograniczymy się do gwiazd, których roz­
m iary i jasności nie ulegają wahaniom, model musi odpowiadać przede
wszystkim warunkowi trw ałej równowagi. Pytam y się, w jaki sposób
może istnieć, jako konfiguracja w trw ałej równowadze o pewnych okre­
ślonych rozmiarach, kulista m asa gazowa, poprzez którą od w nętrza ku
powierzchni przepływa nieustannie strum ień energii osiągający na po­
wierzchni daną moc. W ydaje się jasne, że aby móc odpowiedzieć na tak
sformułowane pytanie, musimy coś bliżej wiedzieć zarówno o sposobie,
w jaki odbywa się we w nętrzu gwiazdy transport energii, jak i przede
w szystkim o tym, jaka jest zależność wydajności procesów w ytw arza­
jących we w nętrzu gwiazdy energię od param etrów charakteryzujących
stan tego w nętrza — a więc od gęstości, tem peratury, składu chemicz­
nego.
Historia postępów fizyki przesądziła, że przez długie dziesięciolecia
(do 1938 r.) teoretycy wew nętrznej budowy gwiazd nie posiadali danych
o wydajności wewnątrzgwiazdowych źródeł energii. Zostały wypraco­
wane bardzo pomysłowe (i bardzo niezadawalające, przynajm niej pod
względem metodycznym) sposoby obejścia tej zasadniczej trudności,
posiadające dziś już tylko głównie historyczne znaczenie; co gorsza,
otrzym ane w yniki posiadały dość znaczny margines niepewności —
o zasadniczym charakterze. Były jednak i dodatnie skutki takiego stanu
rzeczy; okazało się mianowicie [3], że istnieje pewna teoretyczna zależ­
ność między charakterystykam i fizycznymi gwiazd: jasnością L, masą M,
promieniem R oraz składem chemicznym w znacznym przybliżeniu nie­
zależna od rodzaju procesów produkcji energii. Zależność tę można było,
w pewnej ograniczonej zresztą tylko mierze, uważać za potwierdzenie
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i m asa—jasność
71
obserwacyjnej zależności masa—jasność. Okazało się dalej, że model
gwiazdy stosunkowo mało zależy od rozkładu źródeł energii w jej
wnętrzu.
W obecnych czasach wydaje się stawać ogólną tendencją w teorii
wewnętrznej budowy gwiazd (tendencją, którą zauważyć zresztą można
i w tak klasycznym dziale astronomii, jak mechanika niebieska) przej­
ście od metod analitycznych do liczbowych. Znajomość zależności
różnych procesów determinujących wewnętrzną budowę gwiazdy od
stanu materii stała się stopniowo na tyle szczegółowa, iż trudno już owe
zależności zakuwać w pancerz formuł algebraicznych. Równocześnie szybko
rachujące maszyny otworzyły szerokie możliwości przed analizą liczbową.
Czasy „bohaterskie14, gdy E d d i n g t o n [4] przy konstruowaniu swojego
„standartowego44 modelu gwiazdy zakładał, iż iloczyn dwu wielkości,
charakteryzujących odpowiednio nieprzeźroczystość tworzywa gwiazdy
i wydajność źródeł energii, jest w całym wnętrzu wielkością stałą —
minęły bezpowrotnie.
Stan materii we umętrzu gwiazd
Jest rzeczą naturalną, iż rozpoczniemy szczegółową część naszych
rozważań od kilku całkiem ogólnych wniosków o stanie materii we wnę­
trzu gwiazd. Do wniosków tych można dojść przy bardzo ogólnych, nie­
specyficznych założeniach.
Zasadniczym założeniem, przynajmniej w tej chwili, będzie, że gwiazda
jest kulą znajdującą się w stanie mechanicznej równowagi i że jej obrót
(o ile taki istnieje) jetst na tyle: powolny, iż jego wpływ może być za­
niedbany. To ostatnie założenie jest z pewnością dość ściśle zrealizowane
np. dla Słońca. Z drugiej strony należy pamiętać, iż wprowadzenie ta­
kiego założenia dla niektórych gwiazd wczesnych typów widmowych,
posiadających szybki ruch wirowy, może oznaczać ograniczenie się do
tylko z grubsza przybliżonych wniosków. Bezpośrednią konsekwencją
przyjętych założeń jest zupełna kulista symetria wewnątrz gwiazdy roz­
kładu ciśnienia, gęstości i temperatury.
W stanie równowagi mechanicznej w każdym miejscu gwiazdy ciśnie­
nie jest równe ciężarowi warstw nadległych; z tej uwagi wynika od razu
zasadnicze równanie równowagi mechanicznej
dP
GMr P
~ d r ~ ------(1)
gdzie P oznacza ciśnienie w odległości r od środka gwiazdy, p — gęstość,
Mr — masę kuli koncentrycznej z gwiazdą o promieniu r, G — stałą
72
Stefan Piotrow ski
graw itacji. Od razu też możemy wypisać drugie równanie, samo przez
się zrozumiałe
^
= 471/ ^ ? .
(2 )
W sposób bardzo prosty z wypisanych dwóch związków możemy otrzy­
mać dolną granicę [5] dla ciśnienia centralnego w gwieździe Pc.
* >£ £ •
gdzie M oznacza masę gwiazdy, R jej promień.
W ten sposób wnioskujemy, że ciśnienie w środku Słońca musi być
w każdym razie rzędu pół m iliarda atmosfer, a w środku białego karła,
Syriusza B o masie 0,97M © i prom ieniu 0,020RO — większe niż 2,7.1015
atm. Jest rzeczą uderzającą, iż przy tak ogólnych założeniach otrzymaliśmy
całkiem konkretną inform ację o dolnej granicy ciśnienia we w nętrzach
gwiazd. Zauważmy, że założenia nasze przesądzały bardzo niewiele
o rodzaju m aterii, z której zbudowana jest gwiazda; naw et gdyby gwiazdy
były nie rozżarzonymi kulam i gazowymi lecz kulam i z piasku, czy wody,
dolna granica ciśnienia centralnego dana przez nierówność (3) i w tym
w ypadku obowiązywałaby.
W prowadzamy dalej założenie, iż dla m aterii gwiazdowej zachodzi
rów nanie gazów doskonałych. Ponieważ stosowalność rów nania gazów
doskonałych jest zasadniczo ograniczona założeniem, że rozm iary cząstek
są małe w porów naniu z ich wzajem nym i średnim i odległościami, może
się wydać w ątpliwe stosowanie tego rów nania we w nętrzach gwiazd,
gdzie w myśl poprzednich rozważań możemy się spodziewać ciśnień
miliony razy większych od tych, przy których — w ziemskich w arun­
kach — rów nanie gazów doskonałych już przestaje być stosowalne.
Usprawiedliwiamy nasze postępowanie przy pomocy rozumowania, które
nie jest bez zarzutu pod względem logicznym, niemniej jest typowe dla
wielu rozważań w dziedzinie teorii wew nętrznej budowy gwiazd i polega,
krótko mówiąc, na sprawdzeniu ex post. Założenie mianowicie stosowal­
ności rów nania gazów doskonałych (zauważmy, że równanie to jest
z pewnością stosowalne w atmosferze gwiazdy i w w arstw ach bezpo­
średnio pod nią leżących) prowadzi do wniosku, że we w nętrzach gwiazd
panują bardzo wysokie tem peratury — rzędu milionów stopni. W tak
wysokich tem peraturach m ateria ulega daleko posuniętej jonizacji, roz­
m iary atomów stają się tak znacznie mniejsze od rozmiarów atomów
neutralnych, iż mimo ciśnień milionów atmosfer i gęstości przewyższa­
jącej sto i więcej razy gęstość wody, nie należy się spodziewać — jak
w ykazują szczegółowe rachunki — znaczniejszych odchyleń od równania
T eoretyczn a in terpretacja zależności widm o—jasność i m asa—jasność
73
gazów doskonałych. O kazuje się, że w tem p eratu rze w n ętrza Słońca
dopiero gęstość przekraczająca w ięcej niż tysiąc razy gęstość wody s ta ­
now iłaby granicę ściśliwości postulow anej rów naniem gazów doskona­
łych.
Przez założenie stosow alności rów nania gazów doskonałych w y łą­
czam y, n a razie, z naszych rozw ażań gw iazdy ta k gęste ja k tow arzysz
Syriusza.
R ów nanie gazów doskonałych napiszem y w postaci
(4)
gdzie T oznacza te m p e ra tu rę bezw zględną, k je s t to stała B oltzm anna
rów na 1,380.10"16 erg/stop, H oznacza m asę atom u w odoru (l,67.10"24g),
a (i- oznacza średni ciężar cząsteczkowy. N a razie zakładać będziem y,
że ciężar cząsteczkow y je s t w całym w n ętrzu gw iazdy jednakow y. J e s t
to jedynie hipoteza robocza, gdyż zarów no przem iana w procesach ją d ro ­
w ych w odoru w hel (o czym będzie później m owa), ja k i ew entualność
pochw ytyw ania przez gw iazdę m aterii m iędzygw iazdow ej z otaczającej
p rzestrzeni, w cale nie czynią tego założenia oczyw istym . D odajm y, że {i
oznacza średni ciężar cząsteczkow y przy uw zględnieniu w szystkich cząstek,
z k tórych składa się m ate ria gwiazdy, zarów no sw obodnych elektronów
pow stałych w procesie jonizacji, ja k i zjonizow anych reszt atom ow ych.
D la gw iazdy np. zbudow anej w yłącznie z w odoru śred n i ciężar cząstecz­
kow y {J. przy całkow itej jonizacji w ynosiłby 0,5.
Na ciśnienie w ew nętrzne gw iazdy, k tóre oznaczyliśm y lite rą P, składa
się zarów no ciśnienie gazu — oznaczone lite rą p, ja k i ciśnienie prom ie­
niow ania, o kórym udow adnia się, iż w stanie rów now agi term o d y n a­
m icznej — a tak i sta n lokalnie je st z pew nością z ogrom nym p rzy b li­
żeniem zrealizow any w e w n ę trz u gw iazdy — w ynosi (1/3) aT 4, gdzie a
je st to tzw. stała ciśnienia (albo gęstości) prom ieniow ania, rów na
7 ,6 .1 0 15erg.cm '3.stop-4. T ak w ięc je st
p = i s f T + j aT‘ -
(5)
W założeniu, że gęstość gw iazdy nie m aleje ku środkow i m ożna [5]
łatw o otrzym ać z w ypisanych zw iązków ocenę udziału ciśnienia prom ie­
niow ania w całkow itym ciśnieniu. O znaczając przez (3 u łam ek całkow i­
tego ciśnienia, ja k i stanow i ciśnienie gazu, dostajem y m ianow icie
( 6)
gdzie znaczek c u dołu oznacza, iż chodzi nam o w artość w środku
(w centrum ) gw iazdy. D la Słońca ^ w ynosi m niej niż 0,75 i zapew ne
74
Stefan Piotrowski
tegoż rzędu wielkością jest dla olbrzymiej większości gwiazd. Abstra­
hując od gwiazd olbrzymów, masy normalnych gwiazd rzadko tylko
przewyższają 10 M O. Otóż z (6) otrzymujemy, przy n = 0,75 i M/M 0 = 1 ,
1 — pc < 0 ,0 1 ; przy M/M O = 10, 1 — (3C<C 0,08. Stąd widać, że za wy­
jątkiem gwiazd bardzo masywnych, ciśnienie promieniowania jest we
wnętrzu gwiazdy zaniedbywalne wobec ciśnienia gazu. Usprawiedhwionę
będzie zatem założenie (3 = 1, które często będziemy czynić w dalszych
wywodach.
Podamy obecnie pewną ocenę średniej temperatury gwiazd T. Ocena,
ta stanowić będzie w szczególności sprawdzenie — ex post — założenia
co do stosowalności równania gazów doskonałych w warunkach wnętrza
normalnej gwiazdy. Z określenia jest
-
1 R
t =~mJ TdMr
O
*
(7)
Znowu bez żadnych dodatkowych założeń łatwo [5] otrzymać dolną gra­
nicę dla T, mianowicie
1 vHGM'
6 k R
K ’
-
Minimalna wartość H (dla zjonizowanego wodoru) wynosi 0,5 i zatem
np. dla Słońca średnia temperatura musi być rzędu co najmniej (okrągło)
dwóch milionów stopni.
Zapoznanie się w ogólnych zarysach z warunkami panującymi we
wnętrzach gwiazd stwarza podstawy do racjonalnego postawienia dwu
zasadniczych zagadnień wewnętrznej budowy gwiazd: problemu źródeł
energii, której kosztem gwiazda promieniuje i problemu sposobu prze­
dostawania się tej energii z wnętrza na powierzchnię. Zaczniemy od
pierwszego zagadnienia.
Źródła energii gwiazd
Je st rzeczą ciekawą, że najbardziej oczywista cecha gwiazd, miano­
wicie ta, że gwiazdy świecą, była do niedawna najtrudniejsza do wy­
tłumaczenia. Trudność polegała na tym, że do chwili pełniejszego pozna­
nia zjawiska reakcji jądrowych fizyka nie umiała wskazać szczegółowo
procesu, który byłby dostatecznie wydajny, by przez okresy rzędu mi­
liardów lat dostarczać gwieździe energii w takich ilościach, jakie w po­
staci promieniowania ustawicznie z jej powierzchni są wysyłane w prze­
strzeń.
Weźmy typową gwiazdę — nasze Słońce. Wiek Ziemi ocenia się ze
znaczną pewnością na podstawie zawartości w jej skorupie ciał promie-
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i masa—jasność
75
niotwórczych i produktów ich rozpadu na dwa do trzech m iliardów lat;
Słońce zapewne nie je st młodsze od Ziemi i jak w skazują najdaw niejsze
ślady życia organicznego w skam ienielinach ziemskich z przed, okrągło,
1 m iliarda lat, przez cały ten czas musiało dostarczać Ziem i św iatła
i ciepła mniej więcej w takich sam ych ilościach, ja k obecnie. W ydatek
energii na gram m asy i sekundę wynosi dla Słońca około 2 erg; nie
m a reakcji chemicznej, która by ten rozchód energii była w stanie po­
kryw ać przez m iliard lat.
W połowie X I X w. H e l m h o l t z i K e l v i n w skazali na zasoby
potencjalnej energii graw itacyjnej, która, przechodząc przy kurczeniu
się gw iazdy w energię cieplną, m ogłaby pokrywać straty pow stające przez
wypromieniowanie. Ponieważ mechanizm ten i w edług obecnych poglą­
dów może odgrywać istotną rolę w pewnych etapach ewolucji gwiazdy
zajm iem y się nim szczegółowiej.
Energia potencjalna gwiazdy Si je st równa pracy, którą należałoby
wykonać, by sprowadzić m ateriał gwiazdy z nieskończonej rozciągłości
do stanu aktualnego.
Dla kuli jednorodnej jest
Faktycznie, gęstość silnie w zrasta ku środkowi gwiazdy i zam iast (8)
będziemy mieli związek
Sh
„ GM-
C
^
5
(9)
gdzie C je st współczynnikiem liczbowym, którego wartość zależy od roz­
kładu gęstości wewnątrz gwiazdy. Im większe je st centralne zagęszczenie
gwiazdy, tym większe je st C; dla jednorodnej kuli m ieliśm y C — 3/5;
dla Słońca — i w iększości gwiazd ciągu głównego — C wynosi zapewne
około 1,5.
Całkow ita energia gwiazcjy pojętej jak o kula gazowa składa się z ener­
gii potencjalnej <Q> i energii wewnętrznej gazu U. K orzystając z założe­
nia, że gw iazda stanowi konfigurację w równowadze mechanicznej do­
stajem y z twierdzenia o virialu [6]
u=~ l
ft,
(10)
gdzie y oznacza stosunek ciepła w łaściw ego przy stałym ciśnieniu do
ciepła właściwego w stałej objętości c j c v .
76
Stefan Piotrowski
Całkowita energia gwiazdy E jest sumą energii wewnętrznej i po­
tencjalnej, E = U .+ Q) i z (10) dostajemy
3y—4
* - 3 (7= 1) » •
(“ >
Dla gazu jednoatomowego (w wysokiej temperaturze wnętrza gwiazdy
z pewnością wszystkie cząsteczki są zdysocjowane) y, jak uczy kine­
tyczna teoria gazów [7], wynosi 5/3 — tak przynajmniej jest dla pro­
stszego przypadku, gdy pomijamy w energii wewnętrznej udział (zaniedbywalny na ogół) energii nagromadzonego w gwieździe promienio­
wania i energii jonizacji. Z (11) mamy
ss=
|E t>s^
<«>
gdzie bE i bSo oznaczają odpowiadające sobie zmiany energii całkowitej
i potencjalnej. Dla y > 4 /3 , (3 y — 4)/3( y — 1) jest dodatnie i przy kur­
czeniu się gwiazdy, ponieważ zmiana energii potencjalnej 8ś5> jest oczywi­
ście ujemna, zmiana całkowitej energii 5E jest też ujemna — gwiazda
traci energię przez wypromieniowanie. Przy 8<R><0 zmiana energii we­
wnętrznej 6U będzie, wg (10), dodatnia i dostajemy znany, paradoksal­
nie wyglądający wniosek, iż gwiazda świecąca na koszt przemiany (przy
kurczeniu się) energii potencjalnej w ciepło, promieniując ogrzewa się.
Uprzedzając nieco bieg rozumowania powiedzmy, że przedstawione
przed chwilą paradoksalne zachowanie się gwiazdy stwarza mechanizm
zapewniający gwieździe, dla której możemy stosować równanie gazów
doskonałych, automatyczne dostosowywanie się wydajności procesów
produkcji energii do strat przez promieniowanie. Jeżeli na przykład
produkcja energii przewyższa w pewnym momencie straty przez w y­
promieniowanie, wynikający stąd wzrost energii prowadzi [według (12)]
do ekspansji i zatem [według (10)] do spadku temperatury gwiazdy.
Ponieważ wytwarzanie się energii w procesach jądrowych jest
wysoce czułe na zmiany temperatury, na skutek spadku temperatury
wkrótce wytworzy się równowaga termiczna. Tego rodzaju automatyzmu
nie posiadają białe karły, gdyż w zdegenerowanym gazie ciśnienie nie­
m al wyłącznie zależy od gęstości i jest niemal całkowicie niezależne od
temperatury. Znaczy to, że biały karzeł, którego wewnętrzne źródła
energii nie pokrywają wydatku przez promieniowanie z powierzchni, nie
może przywrócić równowagi bilansu energetycznego przez skurczenie
się; podczas gdy normalna gwiazda czerpiąca z zasobów energii grawi­
tacyjnej promieniując ogrzewa się, biały karzeł oziębia się [8],
T eoretyczna in terpretacja zależności w idm o—jasność i masa—jasność
77
Spróbujem y ocenić, przez jak długi okres czasu t mogłaby gwiazda
promieniować z średnią dzielnością L w założeniu, iż skurczyła się ona
od nieskończenie dużej rozciągłości do rozmiarów obecnych. M aksymalna
(w nieskończoności) wartość Q> jest 0, aktualna, wg (9), —CGM2/ R ; przy
zamianie w ciepło energii potencjalnej w ilości CGM2/R, gwiazda w yprom ieniuje, wg (12), ilość energii rów ną [(3 y —4)/3( y —1)] CGM2/R i za­
tem dla obliczenia t mamy równanie
3r—4
3(y—1)
g ap
R
( '
Dla Słońca, przy założeniu, że w przeszłości promieniowało ono z mocą
nie wiele różną od obecnej — jak o tem była mowa, taki w łaśnie
wniosek, przynajm niej odnośnie ostatniego 1 m iliarda lat, narzucają ba­
dania śladów życia organicznego na naszej planecie — dostajemy po
podstawieniu wartości liczbowych w (13) (y — 5/3, C — 1,5, M = 1,99.1033,
R = 6,96.1010, G = 6,66.10-®, L = 3,78.1033 — wszystko w CGS), t = 25
milionów lat. Jest to okres czasu „śmiesznie“ krótki w porównaniu z w ie­
kiem naw et stosunkowo młodych skamienielin ziemskich. Dla gwiazd
masywnych obliczenie podobne do ostatnio dokonanego prowadzi do
jeszcze krótszych interw ałów t. Kupczenie może zdawać spraw ę z reżimu
energetycznego gwiazdy tylko przez bardzo krótkie — w skali kosmicz­
nej — okresy jej „życia".
Zwrócimy obecnie uwagę na pew ien wniosek odnośnie średniej tem ­
p eratu ry gwiazdy w ynikający z przytoczonych formuł, który w naw ią­
zaniu do obserwowanego rozkładu mas i rozmiarów wśród gwiazd głów­
nego ciągu diagram u H ertzsprunga—Russella rzuci charakterystyczne
światło na zależność od tem peratury procesów odpowiedzialnych za pro­
dukcję energii we w nętrzach gwiazd. W klasycznej term odynamice przyj­
m uje się, iż U — CiT i zatem dla całej gwiazdy mamy
R
U== cv J T dMr
O
czyli, wedle definicji T, U — cvMT. Podstaw iając do ostatniej rów ­
ności U z (10) i & z (9) oraz korzystając ze znanego związku
k
cp — c = ——)
[iH
dostajem y natychm iast
1
M
78
Stefan Piotrowski
D la typow ej gw iazdy ciągu głów nego [9] klasy B5 m asa w ynosi 6 MO,
prom ień 4,3 RO, a jasność absolutna bolom etryczna — 2m,7; dla typow ego
k a rła klasy dMO m am y M = 0,5MO, R = 0,55RO i jasność abs. boi. + 8m,2:
S tosunek M/R (w jednostkach słonecznych) zm ienia się zatem w zdłuż
ciągu głównego na p rzestrzeni klas dMO— B5 od 0,91 do 1,4 i przyjąw szy,
że ciężar cząsteczkow y [i i w spółczynnik C są w przybliżeniu jednakie
w ciągu głów nym , tej zm ianie M/R odpow iada w m yśl (14) w zrost śred ­
niej te m p e ra tu ry rów ny 1,4/0,91 = 1,54. Różnicy jasności absolutnych
k las B5 i dMO rów nej 10m,9 odpow iada w zrost rzeczyw istej m ocy pro­
m ieniow ania 23000-krotny i dalej, p rzy sto su n k u m as 0,5/6, w zrost pro­
du k cji energii na jednostkę m asy 23000 X (0,5/6) = 1900-krotny. W idać
z liczb tych, ja k czuły n a tem p e ra tu rę m usi być proces, w k tó ry m w y­
tw a rz a n a je st energia w e w nętrzach gwiazd. P rzy założeniu proporcjo­
nalności w ydajności tego procesu do T n, ze stosunku logarytm ów liczb
1900 i 1,54 dostajem y n — 17. Jeżeli przeto nasze założenia co do p rzy ­
bliżonej stałości w ciągu głów nym w spółczynników {i. i C nie są drastycz­
n ie fałszywe, to średnio w ciągu głów nym proces produkcji energii m usi
być ta k czuły na w zrost tem p e ra tu ry ja k jej bardzo w ysoka — rzędu
k ilk u n astu — potęga.
E insteinow ska zależność m iędzy m asą i energią E — m c 2 ukazała za­
sadniczą możliwość istnienia n a gw iazdach procesów, k tóre przy zam ia­
n ie n a energię drobnego ułam ka m asy gw iazdy, m ogłyby przez w iele
m iliardów la t pokryw ać s tra ty na prom ieniow anie. W czasie gdy zależ­
ność ta została poznana (1905 r.), nie było w iadom o o żadnych procesach,
w k tórych by na skalę kosm iczną owa przem iana m asy w energię m ogła
zachodzić. Dopiero z biegiem la t — historyczną datą jest tu ro k 1919,
w k tórym R u t h e r f o r d o w i udało się zm ienić azot w tle n bom bar­
d u jąc azot cząstkam i a — stało się stopniow o jasne, że źródeł energii
gw iazd należy szukać w reakcjach jądrow ych. W procesach takich po­
szczególne części składow e zderzających się ją d e r atom ow ych — protony
i n e u tro n y — tw orzą inne, now e połączenia, a w yw iązana przy takiej
re a k c ji energia (prom ienista i kinetyczna) pow staje kosztem u b y tk u m asy
(tzw. defek tu m asy), z zachow aniem relacji E — m c2.
Nie będziem y się w niniejszym a rty k u le zajm ow ali — gdyż w y k ra ­
czałoby to poza ram y te m a tu — bardziej szczegółową analizą procesów
jądrow ych w e w n ętrzach gwiazd. Zaznaczm y tylko, że istn ieją dość
daleko idące różnice w sposobie realizacji reak cji jądrow ych n a gw iaz­
dach i w laboratorium ; pociąga to za sobą pew ną konsekw encję odnośnie
znajom ości zasadniczych stałych liczbow ych określających tem po p rze-
T eoretyczna interpretacja zależności w id m o — jasność i m asa— jasność
79
biegu reakcji jądrowych: astrofizyk musi czerpać te dane z doświadczeń
laboratoryjnych i ekstrapolować je na znacznie różne od laboratoryj­
nych stany m aterii we w nętrzach gwiazd. Dlatego, w szczególności, oraz
na skutek niepewności danych laboratoryjnych, wszystkie obecne oceny
wydajności procesów produkcji energii w gwiazdach są niepewne o czyn­
nik rzędu kilku — do kilkudziesięciu.
Głównie dwa łańcuchy reakcji jądrow ych wchodzą w grę na gwiaz­
dach normalnych. Tak zwany cykl węglowo-azotowy (C— N) i cykl pro­
tonowy (H— H). Końcowym rezultatem obu cykli przem ian jest znik­
nięcie 4 protonów i pojawienie się 2 cząstek a. Defekt masy dla takiej
przem iany wynosi 0,029 masy protonu, a więc zamianie na energię ulega
okrągło 0,7% masy wodoru biorącego udział w reakcji. Jeden gram wo­
doru dostarcza zatem 0,007.(3.1010)2 = 6.1018 erg. W ciągu 2 m iliardów
lat Słońce prom ieniując z dzielnością (obecną) 2 erg/g.sek wypromieniowało ogółem 2,5.10so erg, co odpowiada zamianie na hel 4.1031 g wodoru
czyli (przy 80%-towej zawartości wodoru) 2,5% zawartego w Słońcu wo­
doru. Widzimy, że reakcje jądrow e stanowią dostatecznie obfite źródło
energii. Osobny problem stanowi zagadnienie, czy da się w ew nątrzgwiazdowy rozkład gęstości i tem peratur, od których tempo produkcji
w obu rozważanych cyklach zależy, „zgrać“ m atem atycznie z owym
tem pem w model gwiazdy prowadzący do powiązań między masami,
jasnościami i rozmiaram i faktycznie obserwowanych w diagram ie H—R
i w zależności masa—jasność.
Podajem y poniżej zestawienie reakcji składających się na cykl wę~
glowo-azotowy i protonowy [10] :
Cykl C—N :
1)
+
2) -,NIZ
7iV,3 + y;
-> 6C13+ e+ + v;
3) 6Ci3 + 1H 1 -> ,iVu + y;
Cykl H— H :
1) l H l + 1H l -> tZ)a + e+ ■+v ;
2) 1D* + 1H l
2He3+ y;
3) 2He3 + 1Hes-*-2Hei + 2, H ' .
4) i N u + ,/z1 -> so ,5+ y ;
5) 80 15
-> ,iV15+ e+ + v;
6) 7iVir, + 1i f l -> BC''2+ 2H e \
Przez v oznaczyliśmy neutrino, przez e+ pozyton, przez y kw ant pro­
mieniowania elektromagnetycznego. Jak widać cykl węglowy jest cyklem
zam kniętym ; można by go zacząć rów nie dobrze zam iast od reakcji 1)
od reakcji 4). Biorące udział w cyklu przem ian atomy C i N działają tylko
jako katalizatory ułatw iające połączenie się czterech protonów w czą­
steczkę a i ich ilość nie ulega zmianie, nie „spalają" się w cyklu. W y-
80
S tej an Piotrowski
em itowane dwa pozytony zderzają się z nader obfitym i w gwieździe swo­
bodnym i elektronam i dając kw anty promieniowania elektrom agnetycz­
nego. Część wyemitowanej energii (poniżej 10%) zostaje bezpowrotnie
uniesiona przez niereagujące z m aterią neutrina.
Dla zastosowań astrofizycznych zupełnie istotna jest znajomość tempa,
w jakim przy danych gęstości i tem peraturze zachodzi produkcja energii
w cyklach C—N i H — H. Oprócz gęstości i tem peratury tempo to zależy
oczywiście od stopnia koncentracji w m aterii gwiazdy reagujących ze
sobą jąder i je st do niego proporcjonalne. Ze względu na skompliko­
w anie odnośnych formuł stosuje się do celów praktycznych przybliżone
form uły interpolacyjne na wydajność produkcji energii e (w erg/g.sek)
kształtu
e=
£o PT" •
(15)
Oznaczmy przez X ułamek właściwy dający zawartość na wagę
w m aterii gwiazdy wodoru, przez Z — analogiczną wielkość dla
wszystkich razem pierw iastków cięższych od wodoru i helu (dla helu
odnośna wielkość byw a zwykle oznaczana przez Y i musi być oczywiście
X + Y + Z = l ) . Dla cyklu C—N e0 będzie proporcjonalne do X (zawar­
tości protonów) i do pewnego ułam ka h z Z: hZ będzie zawartością n a
wagę C i N, względnie takąż zawartością IV14, gdyż reakcja 4) cyklu C— N
jest najwolniej przebiegającą i determ inuje tempo produkcji energii
w całym cyklu; ostatecznie będzie e0 ~ XZ, gdzie współczynnik pro­
porcjonalności, oprócz od h, zależy od otrzym ywanych z pomiarów la­
boratoryjnych stałych charakteryzujących prawdopodobieństwo zacho­
dzenia poszczególnych reakcji cyklu (podawane są zwykle te stałe
w postaci tzw. przekrojów czynnych, względnie średnich czasów trw ania
odnośnych reakcji). Dla cyklu H —H dochodzimy w podobny sposób do
wniosku, że e 0 będzie proporcjonalne do X 2. W ykładnik n w form ule (15)
(tak samo zresztą jak i współczynnik proporcjonalności do XZ względnie
X - w w yrażeniu na e0) zależy od średniej tem peratury, w której prze­
biega cykl; w tem peraturze kilkunastu milionów stopni n dla cyklu C— N
jest bliskie 20 [11], dla cyklu H —H wynosi około 4 [10].
Charakterystyczna jest wielka czułość na tem peraturę wydajności
energii w cyklu C— N ; każe się to spodziewać, że dla gorętszych gwiazd
cykl C— N będzie miał przeważający udział w w ytw arzaniu energii. Dla
stosunkowo zimnego jednak Słońca cykl H — H, jak się wydaje, jest do­
starczycielem przeważającej części energii. Dodajmy, o czym już była
mowa uprzednio, że niepewność współczynnika proporcjonalności do XZ
względnie X2 w e0 wynosi do kilkuset procent.
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i masa—jasność
81
Równowaga promienista i konwekcja
Po zagadnieniu źródeł energii gwiazd drugim z kolei, zasadniczym dla
teorii wewnętrznej budowy problemem, jest sposób przenoszenia się ku
powierzchni wytworzonej we wnętrzu gwiazdy energii.
Z trzech możliwych sposobów przenoszenia się energii we wnętrzach
gwiazd: przewodnictwa, konwekcji i promieniowania, pierwszy mecha­
nizm (przewodzenie) gra wśród normalnych gwiazd zaniedbywalnie małą
rolę w stosunku do dwu pozostałych na skutek małego przewodnictwa
cieplnego gazów doskonałych. Nie stosuje się to do białych karłów, gdzie
przewodnictwo cieplne jest duże [8], Wykluczając na razie zdegenerowane stany materii przypuśćmy, że w jakiejś dostatecznie obszernej
warstwie gwiazdy transport energii odbywa się przez promieniowanie;
kwanty światła są emitowane i absorbowane, promieniowanie przebiega
we wszystkich kierunkach, istnieje jednak przewaga kierunku radialnego:
strumień energii promienistej przepływa od środka ku powierzchni
gwiazdy. Temu sposobowi transportu energii odpowiada pewien stan
równowagi o określonych gradientach (wzdłuż promienia) ciśnienia i tem­
peratury; materia gwiazdy, poza ruchami termicznymi cząstek, znajduje
się w spoczynku, każdy element objętości wysyła tyle energii, ile absor­
buje i ile się w nim wytworzy w reakcjach termojądrowych: mówimy,
że istnieje stan równowagi promienistej. Warunkiem trwałości równowagi
promienistej jest, by w tym stanie gradient temperatury był (co do bez­
względnej wartości) mniejszy od adiabatycznego gradientu temperatury
odpowiadającego aktualnie istniejącemu gradientowi ciśnienia; widać
dalej, iż z chwilą, gdy ten warunek przestaje być spełniony, muszą
nastąpić ruchy materii, w których wraz z materią przenoszona będzie
energia cieplna ku warstwom o niższej temperaturze: nastąpi konwekcja.
Rozważany ostatnio warunek istnienia stanu równowagi promienistej
formułuje się matematycznie (w sposób dogodny do zastosowań praktycz­
nych) jak następuje:
>
dio»T^
_ L _
r—i
.
/-i c \
(lbJ
Dla gazu jedno-atomowego jest y — 5/3 i warunek równowagi promie­
nistej przyjmie postać
dlogp
> 2,5 .
(17)
rf log T
Zauważmy, że nierówność (17) ma charakter tylko przybliżony, gdyż,
ściśle bioriąc, należy odnieść y do mieszaniny gazu i promieniowania
(zamiast p należałoby brać P) i powinno się je obliczać z uwzględnieniem
82
Stefan Piotrowski
energii jonizacji. W szczególności ten ostatni czynnik może sprawić, że
Y w warstwie, w której występuje jonizacja, zmaleje, y/ (y— 1) wzrośnie,
warunek (16) przestanie być spełniony i wystąpi konwekcja; tak dzieje
się np. na Słońcu w podpowierzchniowej warstwie, w której następuje
jonizacja wodoru.
Ja k ju ż wiemy, wydajność procesów produkcji energii w gwiazdach
silnie wzrasta z temperaturą i zatem może się zdarzyć, iż w pobliżu
centrum energia będzie wywiązywana (dzięki wysokiej temperaturze
i gęstości) tak intensywnie i w konsekwencji gradient temperatury tak
silnie wzrośnie, iż w (17) nierówność zmieni kierunek: w jądrze gwiazdy
energia będzie przenoszona przez konwekcję. Ponieważ wymiana ciepła
przez konwekcję jest skuteczna i przebiega tym wydajniej, im bardziej
gradient temperatury przewyższa gradient odpowiadający zmianom adia­
batycznym, przeto w konwektywnym jądrze gwiazdy gradient ten ustali
się z natury rzeczy na poziomie nie wiele przewyższającym gradient
adiabatyczny. W grubym przybliżeniu, przy zaniedbaniu efektów mecha­
nicznych ruchów konwekcyjnych, można przyjąć, iż w jądrze ustali się
stan taki, że przy przesunięciu z zachowaniem warunku adiabatyczności
próbnego elementu gazu z jednego miejsca w jakiekolwiek inne, zawsze
w rozważanym elemencie, po zrównaniu się ciśnienia z ciśnieniem oto­
czenia, będziemy mieli także zgodne z panującymi w otoczeniu gęstość
i temperaturę; stan taki nazywa się stanem równowagi konwekcyjnej
(adiabatycznej). Spełnione jest wtedy, w szczególności, równanie (wyni­
kające z równania stanu i równania adiabat):
p — const . $ 5
(18)
pisząc 1+ 1/n zamiast y — dla wypadku równowagi konwekcyjnej n — 1,5,
gdyż Y == 5/3 (gaz jednoatomowy) — możemy napisać zamiast (18)
p — const . p1 +
•
(19)
Zupełnie niezależnie od przesłanek fizycznych, które doprowadziły
nas w wypadku równowagi konwekcyjnej do związku (18) możemy roz­
ważać kule gazowe, w których ciśnienie, oprócz związków (1) i (2), wy­
nikających z warunku równowagi mechanicznej, spełnia też, przy pew­
nym n, związek tego kszałtu co (19). Kule takie nazywamy politropami,
a n jest ich indeksem politropicznym. Zespół równań (1), (2) i (19) po­
zwala obliczyć jednoznacznie, przy znanych n oraz M i R, przebieg gę­
stości i ciśnienia wewnątrz politropy — co w połączeniu z równaniem
stanu daje też (przy znanym li) rozkład temperatury. Wspomniany już
w tym rozdziale model Eddingtona jest politropą o indeksie 3. Jądro
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i masa—jasność
83
konwektywne gwiazdy (o ile istnieje) jest w przybliżeniu politropą
o indeksie 1,5.
Na obecnym etapie rozwoju teorii wewnętrznej budowy gwiazd
znaczenie politrop polega głównie na pewnym ułatwieniu rachunkowym,
jakie stanowią dzięki temu, że odnośne rozwiązania są gotowe w formie
tabelarycznej [12]. Ta ostatnia okoliczność sprawia, iż z reguły przy
modelu gwiazdy, który wcale nie jest politropą, podaje się indeks politropiczny politropy najlepiej oddającej rozkład gęstości modelu (zwykle
tej politropy, dla której stosunek gęstości centralnej do średniej jest
taki sam, jak w modelu).
Współczynnik nieprzeźroczystości
W warstwach gwiazdy znajdujących się w stanie równowagi promie­
nistej wydajność transportu energii przez promieniowanie zależy —
mówiąc obrazowo — od „oporu“, jaki przenoszeniu się promieniowania
stawia materia gwiazdy swoją nieprzeźroczystością. Nieprzeźroczystość
ta charakteryzuje się przy pomocy tak zwanego współczynnika nieprzeźroczystości x , który jest odpowiednią średnią ze współczynników
absorpcji na jednostkę masy dla wszystkich częstości. Niech Lr oznacza
ilość energii promienistej wypływającą z warstwy kulistej (współśrodkowej z gwiazdą) o promieniu r ; strumień energii promienistej przez
jednostkę powierzchni tej warstwy wynosi oczywiście Lr/4jir2; jest intui­
cyjnie jasne, iż natężenie strumienia energii promienistej jest proporcjo­
nalne do gradientu ciśnienia promieniowania i do szybkości przenosze­
nia się promieniowania, a odwrotnie proporcjonalne do „oporu“ ośrodka—
absorpcji jednostki objętości. Matematyczny wyraz powyższej okolicz­
ności daje równanie
c
d (-j a T * )
x p
dr
( 20)
4ur*
W stanie równowagi każda warstwa kulista dodaje do strumienia
energii promienistej dokładnie tyle energii ile jej się w niej wytwarza
(w procesach termojądrowych); oznaczając przez e wydajność (werg/g.sek)
produkcji energii i pamiętając, że objętość warstwy o grubości dr wynosi
4jir2dr dostajemy
( 21 )
Zależność współczynnika nieprzeźroczystości * od składu chemicz­
nego, temperatury i gęstości otrzymuje się z opartych o prawa mecha-
84
Stefan Piotrowski
niki kwantowej przybliżonych obliczeń współczynników absorpcji xv dla
różnych v. W warunkach wnętrza gwiazdy na pochłanianie składają się
głównie — z różną, zależną od temperatury i gęstości, wagą — trzy
mechanizmy: 1) jonizacja fotoelektryczna, 2) tzw. swobodno-swobodne
przejścia elektronów i 3) rozproszenie na swobodnych elektronach. W pro­
cesie 1) pochłonięty kwant jonizuje atom wyrzucając elektron z któregoś
ze związanych poziomów. Z reguły będzie tu chodziło o wyrzucanie elek­
tronów z głębokich warstw wewnętrznych (K i L) pierwiastków ciężkich,
przede wszystkim metali. W procesie 2) kwant zmienia ruch swobodnego
elektronu w czasie, gdy ten znajduje się w polu działania jądra atomo­
wego. W procesie wreszcie 3) część kwantów zostaje odchylona od pier­
wotnego kierunku ruchu przez rozpraszanie na swobodnych elektronach.
Efektywność w procesie absorpcji fotojonizacji (przede wszystkim metali
z warstwy K) przewyższa znacznie efektywność procesu 2) — i do tem­
peratury 10 milionów stopni przewyższa też znacznie wpływ rozprasza­
nia na swobodnych elektronach; przy wyższych temperaturach, gdy
atcmy nawet ciężkich pierwiastków są „odarte*1 prawie z wszystkich
elektronów, coraz większe względne znaczenie przypada procesowi 3).
Wodór i hel, jako zupełnie we wnętrzu gwiazd zjonizowane, nie grają
żadnej roli w procesach fotojonizacji. Rozpraszanie (na jednostkę obję­
tości) na swobodnych elektronach jest proporcjonalne do gęstości elek­
tronów (tj. ilości elektronów w 1 cm3) N e i nie zależy od temperatury.
Przedstawienie zależności * od gęstości i temperatury przy pomocy
jakiejś prostej formuły algebraicznej nie jest możliwe i obecnie, korzy­
stając z istniejących odpowiednich tablic [13], wprowadza się x przy
całkowaniu równań w formie prostych wyrażeń interpolacyjnych, róż­
nego kształtu dla różnych miejsc w gwieździe. Narzucenie jednak jednej,
prostej analitycznej formy zależności x od p i T ma ogromne metodyczne
znaczenie dla poznania ogólnego kształtu powiązań, wynikających z teorii
między L, M, R i składem chemicznym. Dlatego, w nawiązaniu do for­
muły Kramersa dla pochłaniania promieni rentgenowskich (w tym wła­
śnie przedziale częstości leży maksimum intensywności promieniowania
w temperaturach 10—20 milionów stopni, typowych dla wnętrz gwiazd)
przyjmuje się dla x (zaniedbując rozpraszanie na swobodnych elektro­
nach) zależność o charakterze czysto interpolacyjnym
x jest to tzw. czynnik gilotynowy; przyjmując dlań jakieś proste wy­
łażenie algebraiczne kompensuje się odchylenia rzeczywistego * od war­
tości, jakie by dlań wynikały z ścisłej proporjconalności do Ne/T 3’r>.
Teoretyczna interpretacja zależności widmo— jasność i masa—jasność
85
W postaci (22) x odnosi się tylko do pierwiastków ciężkich (cięższych od
wodoru i helu), które jedynie mają znaczenie dla fotojonizacji; gdy mamy
do czynienia z mieszanką wodoru i helu, w której rozpuszczone są pier­
wiastki cięższe w proporcji na wagę Z, x dla 1 grama mieszanki będzie
proporcjonalne do Z, (Z = 1 — X — Y). Ponieważ, jak można łatwo wy­
kazać [14], Ne jest proporcjonalne do p (1 + X), więc ostatecznie napiszemy
_
X
P_ 1
X° T3'5 i
(23)
*6 = / (1+X) (1 - X - Y )
gdzie j wynosi około 4.1025.
Czynnik gilotynowy t został stabulizowany przez kilku autorów
w różnych hipotezach co do chemicznego składu grupy pierwiastków
cięższych od H i He [13], [15]. Przy ścisłych obliczeniach uwzględnia się
szczegółowo — w sposób liczbowy, z konieczności, — zarówno zmiany
czynnika gilotynowego, jak i udział w x rozpraszania na swobodnych
elektronach.
Średni ciężar cząsteczkowy
Poprzez równanie stanu wchodzi do równań określających wewnętrzną
budowę gwiazd średni ciężar cząsteczkowy ja. W formuły na wydajność
procesów jądrowych i na wartość współczynnika nieprzeźroczystości *
wprowadziliśmy skład chemiczny przez parametry X, Y i Z = 1 —X —Y
podające, jaką część 1 grama materii gwiazdowej stanowi wodór (X),
hel (Y) i wszystkie pierwiastki cięższe razem wzięte (Z). Wprawdzie e
dla cyklu C— N zależy jeszcze od składu chemicznego materii gwiazdy
poprzez zawartość h w grupie pierwiastków ciężkich węgla i azotu,
względnie azotu (pierwiastki te nie spalają się), a czynnik gilotynowy
w y. także zależy w pewnym stopniu od składu tej grupy, niemniej —
z zastrzeżeniami sformułowanymi powyżej — można powiedzieć, że dwa
niezależne parametry X i Y, względnie X i Z wystarczają do przybliżo­
nego opisu wpływu składu chemicznego na wydajność procesów pro­
dukcji energii i na nieprzeźroczystość materii we wnętrzu gwiazdy; jest
bardzo istotne, że te same dwa parametry określają (w przybliżeniu)
i średni ciężar cząsteczkowy we wnętrzu gwiazdy — wszystko to oczy­
wiście w założeniu jednorodności składu chemicznego wnętrza. W w y­
sokich temperaturach wnętrza gwiazd wszystkie pierwiastki są niemal
zupełnie zjonizowane i łatwo wykazać, że w wyniku okoliczności, iż dla
pierwiastków cięższych od wodoru i helu liczba elektronów jest mniej
więcej połową liczby masowej, w dostatecznym przybliżeniu
[ i' = 2 X + ^ Y + i (1 ~ .X —7)
(24)
88
Stefan Piotrowski
Całkowanie równań wewnętrznej budowy i analityczna postać
zależności L—Tc i L —M.
W poprzednich ustępach zostały zebrane wszystkie materiały po­
trzebne do zestawienia i przeanalizowania zespołu równań określających
wewnętrzną budowę normalnych gwiazd. Dla równowagi promienistej,
w której znajduje się, jeśli nie cała gwiazda, to przynajmniej jej otoczka,
4 zasadnicze równania różniczkowe dane są przez związki (1) wraz z (5),
(2), (20) i (21); wypiszemy je poniżej w jednej grupie
(25)
d&aT*)
dr
Należy sobie wyobrazić, że w prawych stronach równań (25) za e i x
są podstawione funkcje p i T, którymi się e i x wyrażają. Jeżeli gwiazda
posiada konwektywne jądro, mamy dla tej jej części gotowe rozwiązanie
tabelaryczne (politropa 1,5).
Rozważmy prostszy przypadek, gdy nie ma jądra konwektywnego.
Zespół związków (25) stanowi układ 4 równań różniczkowych pierwszego
rzędu; 4 wielkości L r, Mr, T i p mamy wyznaczyć z tego układu jako
funkcje r : 4 warunki początkowe są, by na powierzchni gwiazdy (dla
r = R) było
L, = L, Mr = M, T = 0,p = 0.
(26)
Przy zadanych L, M i R i ustalonych wartościach parametrów X i Y,
figurujących w H i w wyrażeniach na e i * , warunki początkowe (26)
określają w zasadzie jednoznacznie rozwiązanie układu równań różnicz­
kowych (25), a więc otrzymamy jedną czwórkę funkcyj r: T, p, Mr i L r
takich, że dla r = R spełnione są równości (26). W środku gwiazdy, dla
r — 0, T i p przybiorą jakieś wartości Tc i pc i równocześnie funkcje
Mr i L r dla r — 0 będą miały jakieś, na ogół niezerowe wartości — co
fizycznie jest nonsensowne. Widzimy, że n i e k a ż d a piątka wartości
L, M, R, X, Y może stanowić jasność, masę, promień, zawartość wodoru,
zawartość helu jakiejś gwiazdy.
Wypiszmy explicite kształt funkcyj T, p, Mr , L r będących rozwią­
zaniem układu (25) przy warunkach początkowych (26); argumentami
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i masa—jasność
87
tych funkcyj będą, poza r, wartości początkowe L, M, R oraz parametry
określające skład chemiczny X i Y ; będzie zatem
T = T (r , L , M , R , X , Y ),
p = p (r, L, M, R, X, Y),
(27)
Lr = L r (r , L , M , R , X , Y ),
Mr = Mt (r, L, M, R, X, Y).
Otóż, by w centrum gwiazdy L r = Mr — 0, potrzeba, by 5 liczb L, M,
R, X, Y spełniało dwa związki
Lr (0, L, M, R, X, Y) = 0,
Mr (0 , L , M , R , X , Y ) = 0;
'
związki te stanowią warunek konieczny, by mogła istnieć gwiazda o ja ­
sności L, masie M, promieniu R i posiadająca w każdym gramie materii
X g wodoru i Y g helu.
Rozwiązując względem L i R układ równań (28) dostajemy
L = L ( M ,X ,Y ),
R — R (M, X, Y),
K ’
a więc zadanie masy i składu chemicznego gwiazdy określa już jedno­
znacznie jej jasność i rozmiar, a także — poprzez (27) — rozkład tem­
peratury i gęstości w jej wnętrzu. Innymi słowy: tylko w jeden sposób
można z danej masy o danym składzie chemicznym zbudować gwiazdę
chemicznie jednorodną. Treść ostatniej wypowiedzi stanowi tzw. teore­
mat V o g t a — R u s s e l l a . Można wykazać, że teoremat ten jest słuszny
i dla wypadku gwiazdy z konwektywnym jądrem.
Zwróćmy dalej uwagę, iż pierwszy ze związków (29) mówi nam, że
przy danym składzie chemicznym jasność gwiazdy jest funkcją tylko jej
masy; wiemy, że obserwacyjnie rzeczywiście stwierdza się taką zależność;
gdyby skład chemiczny wszystkich gwiazd był jednaki, zależność L od M
powinnaby przebiegać na wykresie jako linia. To, że faktycznie mamy
w obserwacyjnej zależności masa—jasność do czynienia nie z linią, lecz
pewnym pasem, świadczy, że skład chemiczny gwiazd nie jest jednaki.
Rugując między dwoma zależnościami (29) M dostaniemy zależność
L = L' (R, X, Y).
(30)
Zakładając, że gwiazdy promieniują w przybliżeniu jak ciała czarne,
możemy, opierając się na prawie Stefana—Boltzmanna, napisać
L = 4 n R2 o Te4,
(31)
gdzie Tc oznacza temperaturę efektywną gwiazdy (w spisie warunków
początkowych (26) położyliśmy T = 0 dla r = R\ przy olbrzymich tem-
88
Stefan Piotrowski
peraturach wnętrza gwiazd jest praktycznie zupełnie obojętne, czy zacz­
niemy całkowanie od T — 0, czy od T = Te). Rugując przy pomocy (31)
R z (30), otrzymujemy, po rozwikłaniu względem L,
L = L " (Tc, X, Y).
(32)
Ponieważ widma gwiazd, przy zastrzeżeniu oddzielnego traktowania
olbrzymów, są z dużym przybliżeniem określone przez temperaturę efek­
tywną, można uważać, że (32) daje nam teoretyczną zależność jasność—
widmo, a więc gałąź diagramu Hertzsprunga—Russella. Okazuje się, że
przy przyjętych założeniach (32) daje ciąg główny tego diagramu. I znowu
o obserwowanym w ciągu głównym rozrzucie gwiazd można powiedzieć
to samo,co zostało zaznaczone odnośnie rozrzutu na wykresie masa—ja ­
sność. Ja k wiadomo, na wykresie jasność widoma — barwa dla gwiazd
gromad otwartych jak Praesepe czy Plejady, rozrzut gwiazd jest mały;
wskazywałoby to, w myśl (32), że, albo skład chemiczny gwiazd tej samej
gromady jest jednaki, albo też, że X i Y w gromadzie są funkcjami T„.
Związek (32) nie daje gałęzi olbrzymów ani też białych karłów na
diagramie H—R; widocznie pewne założenia poczynione przy wyprowa­
dzaniu równań nie są dla tych typów gwiazd spełnione. Dla białych
karłów nie jest spełnione równanie stanu gazów doskonałych; gałąź
olbrzymów można otrzymać dla modelu gwiazdy z niejednorodnością
chemiczną we wnętrzu.
Dla gwiazd o znanych masach, jasnościach i rozmiarach można z układu
równań (28) wyznaczyć zawartość wodoru X i helu Y. Jeżeli nie stosować
uproszczeń, odnośne rachunki są dość żmudne: sprowadzają się w zasa­
dzie do całkowania liczbowego dla różnych par X i Y równań (25) idąc
od powierzchni do środka i wyszukaniu takiej pary, przy której docho­
dzi się do centrum gwiazdy z masą i jasnością równymi 0.
Bez dość daleko idących uproszczeń nie da się otrzymać równań (28) —
względnie ich odpowiedników — w formie skończonej. Warto się zająć
szczegółowiej pewnym uproszczonym modelem [16], odpowiadającym
prawdopodobnie dość dobrze gwiazdom ciągu głównego wcześniejszych
typów niż Słońce, o masach nie przewyższających kilku MO, który po­
zwoli nam otrzymać w postaci analitycznej teoretyczne zależności masa—
jasność i jasność—temperatura efektywna. Zakładamy, 1) że ciśnienie
promieniowania jest zaniedbywalne w porównaniu z ciśnieniem gazu,
2) że gwiazda składa się z konwektywnego jądra z T = 5/3 i otoczki
w równowadze promienistej z x
p°'7S T*3’5, 3) że cała energia jest
produkowana w konwektywnym jądrze za pośrednictwem cyklu C—N.
Założenie 1), jak wiemy, jest dla gwiazd niezbyt masywnych uspra­
wiedliwione. Wielka czułość na temperaturę cyklu C—N — przyj­
miemy n — 17 (wielkość raczej nieco za mała) w formule na wydajność
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i m asa—jasność
89
reakcji termojądrowych e — e„ p Tn — prowadzi z pewnością do skupie­
nia się źródeł energii w pobliżu centrum gwiazdy, gdzie panuje najwyż­
sza temperatura i zatem założenie istnienia konwektywnego jądra
i skupienia się w nim całej produkcji energii wydaje się rozsądne. Po­
minięcie cyklu H— H w produkcji energii powoduje ograniczenie sto­
sowalności modelu do gwiazd gorętszych od Słońca, w których dzięki
swojej czułości na temperaturę cykl węglowy zyskuje przewagę nad
protonowym.
Przyjęty kształt wyrażenia na współczynnik nieprzeżroczystości wy­
nika z położenia w formule (23) t ~ p025 — takie wyrażenie aproksymujące na x otrzymuje się z tablic czynnika gilotynowego [13] obliczo­
nych dla pewnego określonego składu chemicznego grupy pierwiastków
ciężkich (dla tzw. mieszanki Russella, w której różne pierwiastki cięższe
występują w proporcjach obserwowanych spektroskopowo w atmosferze
Słońca).
Wobec założenia 1) drugi wyraz w nawiasie po lewej stronie pierw­
szego równania (25) zniknie; wobec 3) Lr w całej otoczce w trzecim
równaniu (25) będzie równe L, a ostatnie równanie w otoczce w ogóle
odpadnie.
Przechodząc do zmiennych bezwymiarowych można rozwiązanie upro­
szczonego układu równań, czyniące zadość warunkom początkowym na
powierzchni, uczynić zależnym od jednego tylko parametru C będącego
czystą liczbą i związanego z wielkościami L, R, M oraz stałymi fizycz­
nymi problemu związkiem
(33)
Wartość liczbową C ustala warunek, by na granicy konwektywnego jądra
otoczka pasowała do politropy 1,5. Praktycznie rachunek przedstawia się
w ten sposób, że bierzemy jakieś próbne C i całkujemy liczbowo — idąc
od powierzchni w głąb — tak długo, jak długo spełniony jest warunek
równowagi promienistej (17): dlogp/dlogT > 2,5; z chwilą gdy dlogp/dlogT
spadnie do 2,5 przerywamy całkowanie i korzystając z gotowych tablic
badamy, czy da się „doczepić" do otoczki politropę 1,5 z zachowaniem
na powierzchni granicznej zgodności cech fizycznych (ciśnienia, tempe­
ratury) dla obu części składowych (jądra i otoczki) gwiazdy. Okazuje
się, że takie dopasowanie udaje się tylko dla jednej wartości C; wybra­
nemu modelowi odpowiada ta właśnie jedyna wartość C i dla wszystkich
gwiazd zbudowanych według tego modelu spełnione jest (33) z tym
samym C. Istnienie takiego wspólnego C może być przewidziane bez
konkretnego przeprowadzania całkowania; dopiero dla znalezienia jego
wartości liczbowej potrzebne są efektywne rachunki; sam kształt rów-
90
Stefan P iotrow sk i
nań (i model) przesądzają zachodzenie między wielkościami L, M, R
związku (33).
Związek (33) daje dla gwiazd zależność masa—jasność—promień—
skład chemiczny [ten ostatni figuruje w (33) przez [i i x0]; został on w y­
prowadzony po raz pieirwszy (w nieco innej postaci) przez Eddingtona [4].
Jest charakterystyczne, że dla wyprowadzenia (33) w ystarczy tylko
bardzo ogólna orientacja co do źródeł energii w gwieździe; e w (33)
w ogóle nie występuje. Można powiedzieć, że powiązanie jasności z masą
i rozmiarem zaw arte w (33) jest pewną ogólną właściwością m aterii
skupionej w gwiazdy, gdyż wynika z samego kształtu zasadniczych
równań różniczkowych określających budowę gwiazd — przed ich cał­
kowaniem.
Drugi związek między L, M, R i składem chemicznym [są 2 wa­
runki (28)!] otrzym ujem y całkując wydajność e cyklu C—N w całym
konwektywnym jądrze; dokonuje się tego w praktyce korzystając z go­
towych tablic dla politrop. Dla krótkości zadowolimy się tu taj przybli­
żonym wyprowadzeniem. Na gram m aterii (i sekundę) produkowane jest
w cyklu C—N: e0 p T17 energii; średnia gęstość gwiazdy jest proporcjo­
nalna do M/R3 a średnia tem peratura, wg (14), do {i . M/R; całkowita
więc moc, z jaką cała masa gwiazdy promieniuje, będzie proporcjonalna
do M . e 0 .
i dostajemy jako drugi związek między L, M, R
i składem chemicznym (od składu chemicznego zależą e0 i n)
M19
L = const. e0
y.17.
(34)
Chcąc, by w (33) i (34) figurowały explicite zawartość wodoru (X) i helu
(Y), należałoby skorzystać ze związków e 0 ~ XZ — X (1-X-Y), x„ c v (1 + X)
(1-X-Y) i Vji= 2 X + 3/4Y+V2(l-X-Y).
Rugując między (33) i (34) R dostajem y teoretyczną zależność masa—
jasność—skład chemiczny w postaci (zaokrągliwszy ułamkowe w ykład­
niki)
u.7
L = const. —n-— AP .
(35)
s0/u x0
Teoretyczną zależność jasność—tem peratura efektywna, odpowiada­
jącą ciągowi głównemu diagram u H—R, dostajem y rugując między (33)
i (34) M i podstawiając R z L = 4 n R2 a T/ ; dostajem y w ten sposób (po
zaokrągleniach)
£ */u X %
L = const . —
T6*/*.
(36)
Zaokrąglenia wprowadzone do (35) i (36) są usprawiedliwione przybli­
żonym charakterem przyjętej dla x zależności od p i T.
T e o re ty c zn a in te r p r e ta c ja za leżn o śc i w id m o — ja sn o ść i m asa— ja sn o ść
91
Z anotujm y przy sposobności, iż w ydajność produkcji energii, k tó ra
je s t przy danej tem p eratu rze proporcjonalna do e 0 , bardzo słabo tylko
w pływ a na zależności L— M i L— T e : e0 w chodzi do odnośnych związków
w potęgach odpowiednio 1/15 i 2/11. D alej, m am y jeszcze jed e n ciekaw y
wniosek: zm niejszenie w ydajności źródeł energii gw iazdy prow adzi do
zw iększenia jej jasności, gdyż e 0 w y stęp u je w (35) w m ianow niku; można
by łatw o pokazać, że przy zm niejszeniu e0 zm niejszy się też prom ień
gw iazdy: gw iazda zatem stanie się m niejsza i jaśniejsza.
O bserw acyjna zależność m asa—jasność w yraża się dla gw iazd głów­
nego ciągu klas O— G4 proporcjonalnością [17] L ~ M3’9. Zależność teo ­
rety czn a daje przy m asie w ykładnik 5; o ile zatem nie założyć, że średnio
ze w zrostem m asy zm ienia się też i skład chem iczny gw iazd i to w te n
„7
sposób, że dla gw iazd m asyw niej szych czynnik —“— m aleje, dostaniem y
£ < > *o
za szybki w zrost jasności z m asą — co praw d a różnica nie je st rażąca.
L inia grzbietow a ciągu głównego diagram u H— R przebiega n a prze­
strzeni klas B5-K 0 praw ie prostoliniow o w e w spółrzędnych logL-logTc [9]
i nachylenie jej (A logL )/A logTe w ynosi około 7 — teoria [związek (36)]
daje 5,6; znow u ogólna ten d e n c ja je s t zachow ana, z tym , że o ile n ie
£ Vu X
przyjąć w zrostu z jasnością czynnika —2----- 2- , m odel teoretyczny daja '/»
w ałby za słaby w zrost jasności z tem p eratu rą. T ak więc, a b stra h u ją c
od ro zrzu tu gw iazd n a diagram ie H—R i n a w ykresie M— L, k tó ry tłu ­
m aczym y różnicam i w składzie chem icznym poszczególnych gw iazd —
ew entualnie różnicam i m odelu — istnieje, ja k się w ydaje, ogólna ten d en cja
do zm iany średniego składu chem icznego gw iazd w zdłuż ciągu głów­
nego [18]; praw dopodobnie zaw artość w odoru m aleje w ra z z m asą.
M odel opisany w ostatnich ustępach i prow adzący do teoretycznych
zw iązków L— M i L— T e podanych przez form uły (35) i (36) sto su je się, ja k
się w ydaje, dość dobrze do gw iazd ciągu głów nego klas AO do F5. N ie
m a zadaw alającego m odelu dla m asyw nych gw iazd ciągu głów nego klas
0 i B i w y daje się w ątpliw e, czy m odele z jednorodnym składem che­
m icznym dałyby zadaw alające rozw iązanie.
Rów nież dla gw iazd ciągu głów nego późniejszych typów od Słońca
k o n stru k cja m odelu nie je s t dostatecznie w ykończona (odnośne rachunki
prow adzą do zbyt dużych jasności). E nergia w tych gw iazdach je st za­
pew ne głów nie w ytw arzana w cyklu protonow ym . T em p eratu ry centralne
w y p ad ają niższe niż dla Słońca, gęstości wyższe i n ap otyka się n a tru d ­
ności przy ocenie w ty ch w aru n k ach w spółczynnika nieprzeźroczystości
1 rodzaju rów nania stanu. U ty ch z ostatnio w ym ienionych gwiazd, k tó re
nie posiadają dostatecznie efektyw nego m echanizm u m ieszającego — tak i
m echanizm je st w y tw arzan y przez obrót gw iazdy — może pow stać
92
Stefan Piotrowski
z czasem niejednorodność chemiczna z wyższą koncentracją elementów
ciężkich w środku gwiazdy. Być może, że taki (niejednorodny) model
m iałby zastosowanie dla podolbrzymów o małych masach.
W porównaniu do gwiazd głównego ciągu podkarły m ają mniejszą
jasność L przy takiej samej tem peraturze efektyw nej Te. O ile są one
zbudowane wedle tego samego modelu (jednorodność chemiczna), co
gwiazdy ciągu głównego, to ich odskok od linii grzbietowej ciągu głów­
nego można by tłumaczyć, jak to łatw o widać z form uły (36), albo bardzo
małą zawartością elementów ciężkich (małe Z w e0 i x,) albo małą za­
wartością wodoru i wysoką zawartością helu (małe Vfi . W ogóle należy
podkreślić, że param etr Z, a także specyficzny skład chemiczny mie­
szanki pierwiastków objętych tym param etrem , silnie w pływ ają na
strukturę gwiazdy.
Równanie stanu gazów doskonałych, którym posługiwaliśmy się we
wszystkich dotychczasowych rozważaniach, nie stosuje się do grupy
gwiazd objętych nazwą białych karłów, których najbardziej znanym
przedstawicielem jest towarzysz Syriusza. U gwiazd tych średnia gęstość
jest okrągło 105 razy większa niż u gwiazd norm alnych i odpowiednio
większe panują w ich w nętrzach ciśnienia. Odłączone od atomów w pro­
cesie jonizacji przez ciśnienie elektrony stają się swobodne, tworząc
gaz elektronowy; gaz ten jest, jak mówimy, zdegenerowany. Skw antyfikowanie mianowicie stanów energetycznych elektronów przy zastoso­
waniu uogólnionej zasady Pauliego prowadzi do nie-maxwellowskiego
rozkładu prędkości i do rów nania stanu, w którym nie figuruje (w przy­
bliżeniu) tem peratura. W skrajnych przypadkach równanie to ma szcze­
gólnie prostą postać. Oznaczając przez f*' średni ciężar cząsteczkowy
obliczony w ten sposób, że bierzemy ilość jednostek masy protonu przy­
padającą na jeden elektron, a przez x pomocniczą wielkość określoną
związkiem
(to — masa elektronu, c — szybkość światła, h — stała Plancka) mamy
w w ypadku x «
1
(38)
gdy x »
1
(Kt , Ks — stałe).
Można wykazać, że udział ciśnienia promieniowania w gwieździe zbu­
dowanej ze zdegenerowanej m aterii jest nieznaczny. Zaniedbywalny też
Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność i m asa—jasność
93
jest udział w ciśnieniu jonów. Można dalej wykazać, że nie ma statycz­
nych sferycznie symetrycznych konfiguracji dla mas większych niż
6,65 MO (|a’)'2. Rozkład ciśnienia i gęstości wewnątrz białego karła jest,
jak widać z formuł (38), dany przez politropę z n — 1,5 dla wypadku
x «
1, względnie z n = 3 dla x »
1. Tylko zupełnie zewnętrzne war­
stwy gwiazdy są w stanie niezdegenerowanym; degeneracja, można wy­
kazać, zaczyna się tuż pod powierzchnią. Na skutek dużego przewodnictwa
cieplnego i małej nieprzeźroczystości zdegenerowanej materii jądro jest
niemal izotermiczne. Masa i średni ciężar cząsteczkowy określają promień
białego karła. Nie należy się spodziewać wśród białych karłów jakichś
wyraźnych zależności L —M lub L— Tc — co obserwacja potwierdza.
Wszystkie rozważania ewolucyjne wydają się wskazywać, że przynaj­
mniej w momencie powstania białe karły nie posiadają czynnych źródeł
energii jądrowej. Temperatura jądra białego karła jest rzędu 107 stopni
i zatem należy przypuszczać, że w jądrze tym istnieje co najwyżej
ślad wodoru, który w tych warunkach produkowałby wydajnie
energię w cyklu protonowym i momentalnie „przenósł“ gwiazdę
w stan normalny. W myśl uwag wypowiedzianych poprzednio białe karły
nie posiadają mechanizmu, który by utrzymywał równowagę między
produkcją energii a jej wydatkiem. Być może (por. [8]) biały karzeł
świeci — ze swoją małą w porównaniu z normalnymi gwiazdami jasno­
ścią w stosunku do masy — po prostu chłodnąc, a więc na koszt energii
cieplnej ciężkich cząstek. Cienka, niezdegenerowana otoczka gwiazdy
o znacznej nieprzeźroczystości wystarcza do zapewnienia czasu trwania
chłodnięcia na okresy czasu rzędu miliardów lat.
Interpretacja teoretyczna gałęzi olbrzymów diagramu Hertzsprunga—
Russella przedstawia znaczne trudności. Wielkie rozmiary olbrzymów
prowadzą, w myśl formuły (14), do temperatur wewnętrznych zbyt ni­
skich, by mogła być w nich wytwarzana w cyklach węglowym czy proto­
nowym energia z wydajnością dostateczną do zdania sprawy z dużej
jasności tego typu gwiazd. Reakcje jądrowe, w których „spalaniu“ ule­
gałyby lekkie pierwiastki jak lit, bor, beryl, — te pierwiastki reagują
z protonami w stosunkowo niskich temperaturach — wystarczają na b ar­
dzo krótkie tylko okresy czasu dla pokrycia zapotrzebowania energetycz­
nego gwiazdy wobec niskiej procentowo zawartości w materii gwiazdy
wymienionych pierwiastków. Aczkolwiek dostatecznie szczegółowego opra­
cowania omawianego problemu na razie brak, niemniej w ostatnich czasach
coraz pewniej ugruntowaną wydaje się być hipoteza, że w olbrzymach
mamy do czynienia z gwiazdami o niejednorodnym składzie chemicz­
nym [20]. W szczególności naturalne się wydaje, iż u gwiazdy pozbawio­
nej dostatecznie efektywnego mechanizmu mieszającego wytworzy się
z czasem jądro prawie zupełnie, lub zupełnie pozbawione paliwa
94
Stefan Piotrowski
wodorowego, a więc o większym ciężarze cząsteczkowym od bogatej
w wodór otoczki. Modele z konwektywnym jądrem, ubogim w wodór
(zawierającym go jednak w ilości dostatecznej do funkcjonowania cyklu
węgłowego) i z otoczką bogatą w wodór, w równowadze promienistej,
pokrywają w zadowalający sposób obszar diagramu H—R zajęty przez
czerwone olbrzymy, reprezentując je dobrze, jeśli chodzi o rozmiary
i jasności, atoli masy tych teoretycznych czerwonych olbrzymów wypa­
dają systematycznie za małe w stosunku do standartowej zależności
masa—jasność. Co prawda, ta ostatnia nie ma pewnej bazy obserwacyj­
nej w obszarze olbrzymów, tak że wymieniona sprzeczność z obserwacją
może nie być dyskwalifikującą dla modelu. Został także w zarysie opra­
cowany [21] inny model olbrzymów, mający jak się zdaje duże znaczenie
z punktu widzenia możliwości ewolucyjnej interpretacji diagramu H—R.
Dowodzi się, że „ciężkie" (tj. o dużym fi) jądro z „wypalonym1* zupełnie
wodorem nie może przekroczyć w warunkach równowagi pewnego nie­
wielkiego ułamka masy gwiazdy. Po utworzeniu się, jądro to będzie
izotermiczne. Otóż można skonstruować modele tworzące ciąg ewolu­
c y jn y quasi-statycznych stanów równowagi, składające się z pozbawio­
nego wodoru jądra, w którym energia wytwarzana jest w mechanizmie
Kelvina—Helmholtza oraz z rozległej — i coraz to powiększającej się
w miarę przechodzenia do późniejszych ewolucyjnie modelów — otoczki,
bogatej w wodór, w której dolnej, cienkiej warstwie wytwarzana jest
-energia w cyklu węglowo-azotowym. Modele takie pokrywają obszar
olbrzymów diagramu H—R i nie gwałcą zależności masa—jasność.
W miarę coraz silniejszego kurczenia się jądra temperatury centralne
osiągają wysokości, w których mogą dojść do głosu przemiany jądrowe
helu w cięższe pierwiastki [22], Bardzo prowizoryczne, jak na razie, obli­
czenia wydają się wskazywać, że w ten sposób w szczególności można
odtworzyć teoretycznie kształt diagramu H—R gromad kulistych. Nad­
mieńmy, że również innego pochodzenia niejednorodność chemiczna może
wchodzić w grę. Może być mianowicie ona wywołana pochwytywaniem
przez gwiazdę wodoru z przestrzeni międzygwiazdowej w drodze akrecji.
Czy w postaci formuł analitycznych, czy też w postaci zależności otrzy­
manych na drodze liczbowej, umiemy w ogólnym zarysie odtworzyć teo­
retycznie powiązania między masami, jasnościami i temperaturami efek­
tywnymi gwiazd tkwiące w diagramie H—R i w zależności L—M. Otrzy­
mana interpretacja teoretyczna jest, w ogóle mówiąc, daleka od kom­
pletności, a stopień jej niekompletności jest różny w różnych partiach
diagramu. Pomijam tu już nawet kwestie takie, jak zagadnienie rotacji
gwiazd; cecha ta nieuwidoczniana bezpośrednio na diagramie H—R jest
rozłożona w nim w sposób zupełnie nieprzypadkowy; sprawa uwzględ-
T e o re ty czn a in te rp re ta cja z a le żn o ści w idm o— ja sn ość i m asa— ja sn o ść
95
nienia obrotu gwiazdy przy konstruowaniu modelu jest na razie w sta­
dium niemal embrionalnym. Zasadnicza trudność tkwi gdzieindziej: tkwi
w braku parametru t — czasu — w równaniach. Modele gwiazd, jeśli
mają być strukturalne a nie raczej interpolacyjne, muszą być powiązane
w łańcuchy ewolucyjne. Mimo dużego wysiłku teoretyków nad wyjaśnie­
niem powiązań czasowych diagramu H—R, jesteśmy jeszcze daleko od
rozumienia dróg ewolucji gwiazd. Prawa Keplera były takie same miliard
lat temu, jak dziś; model danej gwiazdy był napewno inny miliard lat
temu; co więcej, jaki on jest na prawdę dziś — zależy w dużej mierze
od historii życia gwiazdy. Tylko impulsy, które przyjdą — poprzez wła­
ściwą interpretację ewolucyjną — od obfitych i wciąż narastających
danych obserwacyjnych mogą pchnąć teorię na drogę wiodącą do pełnego
zrozumienia dziś istniejących powiązań między charakterystykami fizycz­
nymi i kinematycznymi gwiazd.
LITERATURA
[1]. H. N. R u s s e l l , M. N., 88, 641 (1928).
[2]. T. E. S t e r n e , M. N., 99, 451 i 622 (1939).
[3]. S. C h a n d r a s e k h a r , A n Introduction to the Study of Stellar Structure>
Chap. VI. Chicago, 1939. Sumiennie i krytycznie opracowana bibliografia przed­
miotu jest m. in. w ielką zaletą wymienionego dzieła.
J4]. A. S. E d d i n g t o n, M. N-, 77, 596 (1917) i The Internal Constitution of the
Stars, chap. VI. Cambridge, 1926.
[5]. Szczegółowe wyprowadzenie tw ierdzeń o wartościach granicznych, oznaczo­
nych w niniejszym artykule liczbami (3), (6), (7a), można znaleźć np. w cyto­
w anym (por. [3]) dziele C handrasekhara, chap. III, lub w H. V o g t , A ufbau
und Entw icklung der Sterne, Kap. II. Leipzig, 1943. W obu książkach podana
jest szczegółowo literatu ra zagadnienia.
[6]. Patrz np. [3] str. 49 i nast.
[7]. P atrz np. G. J o o s, Lehrbuch der Theoretischen Physik (3 Aufl.), str. 516.
Leipzig, 1939.
[8]. L. M e s t e l , M. N., 112, 583 i 598 (1952).
[9]. Dane zaczerpnięto z M . W a l d m e i e r , Einfiihrung in die Astrophysik, str. 85.
Basel, 1948.
[10]. E. E. S a l p e t e r , Ap. J. 116, 649 (1952).
[11]. I. E p s t e i n , Ap. J. 112, 207 (1950).
[12]. Brit. Assoc. Adv. Sci. Math. Tables, Vol. 2. 1932.
[13]. P. M. M o r s e , Ap. J-, 92, 27 (1940). Tablice Morsego są tylko przybliżone; por.
uwagi L. H. A l i e r a i in. w Ap. J. 115, 328 (1952).
[14]. P atrz np. str. 36 w książce Vogta cytowanej pod [5].
Stefan P iotrow ski
96
[15]. M. H. H a r r i s o n , Ap. J., 108 , 310 (1948).
116]. M. S c h w a r z s c h i l d , Ap. J., 104 , 203 (1946).
n. II a p e h a r o,
[17].
n.
[18].
A. T. M a c e B H H ,
A. F. M a c e B H H .
AcTp. wypH. 28,
AcTp.
H ty p H .
27, .Ne 3 (1 9 5 0 ).
5 (1 9 5 1 ).
[19]. T eoria zdegenerow anych stanów m a te rii i budow y białych k arłó w je s t obszerniep rzedstaw iona w rozdziałach X i X I m onografii C h a n d ra se k h ara cytow anej
pod [3].
[20]. J. B. O k e , M. S c h w a r z s c h i l d , Ap. J., 116, 317 (1952). W szczególności
w p rac y te j podana je st dość szczegółowa lista ro zp raw pośw ięconych m odelom
gw iazd z niejednorodnością chem iczną w e w nętrzu.
[21]. A. R. S a n d a g e , M. S c h w a r z s c h i l d , Ap. J., 116, 463 (1952).
[22]. E. S a l p e t e r , Ap. J., 115, 326 (1952).
Z LITERATURY NAUKOWEJ
J. MERGENTALER
Niespodzianki geoaktywności Słońca
Przyw ykliśm y do tego, że głównym wskaźnikiem oddziaływania zmian aktyw ­
ności Słońca na zjaw iska ziemskie są liczby Wolfa, opisujące liczbowo nasilenie
produkcji plam. Cykl 11-letni ilości plam zdaje się tak dobrze być powiązany
z zaburzeniam i m agnetyzm u ziemskiego, z jonosferycznymi zjawiskami, z klimatem,
ze zjaw iskam i biologicznymi itp., że nieomal można się pokusić o przewidywanie
n a parę la t naprzód np. średniej tem peratury zimy n a podstawie przewidywań doty­
czących liczb Wolfa. Tymczasem ostatni cykl aktywności Słońca, kończący się
obecnie, spraw ił niespodziankę.
Bywały takie dni, kiedy przez południk Słońca przechodziła duża grupa plam
o bogatej strukturze, o silnym polu magnetycznym podlegającym poważnym w a­
haniom, a tymczasem na Ziemi nie obserwowano praw ie żadnych skutków jej
oddziaływania. Ale zdarzały się nie tylko pojedyncze dni o takim charakterze. Pod
Rys. 1. Zaburzenia odbioru radiowego (linia kropkowana) i liczby Wolfa
(linia ciągła) według R. B u r e a u .
koniec 1948 r. ilość plam w ogóle nieco zmalała, liczby Wolfa spadły do około 130,
utrzym ując się jednak znacznie powyżej liczb Wolfa w okresie m aksimum poprzed­
niego cyklu, kiedy nie przekraczały w artości 120, tymczasem zaburzenia w odbiorze
radiowym opadły do tak niskiego poziomu, jaki występował w r. 1941, w 3 lata po
poprzednim maksimum, kiedy liczby Wolfa zmalały do w artości około 70.
Najlepiej ta wyjątkowość obecnego cyklu uwidacznia się (por. rysunek) w ze­
staw ieniu ilości zaburzeń jonosferycznych, powodujących psucie się odbioru radio­
wego (fading). Zestawienie takie podał ostatnio R. B u r e a u [1] na posiedzeniu Ko­
m isji Mieszanej dla B adania Związków Między Zjawiskam i Słonecznymi i Ziem­
skimi, które m iało miejsce w czasie kongresu Międzynarodowej Unii Astrono­
micznej, we w rześniu 1952 r. w Rzymie. Zestawienie to opiera się n a obserwacjach
zaburzeń odbioru radiowego (fading na krótkich falach i wzmocnienie gwałtowne
n a falach powyżej 7 000 m) za la ta 1930—1952, robionych we F rancji w Paryżu
7
98
Z literatury naukow ej
i w Północnej Afryce w Tunisie i w Rabacie (podobne dane, potwierdzające wyniki
Bureau, uzyskano w 3 ekspedycjach polarnych statku „Commandant Charcot").
Jeżeli chodzi o cykl kończący się w 1934 r. dane nie są zbyt pewne. M aksymalna
ilość zaburzeń, obserwowana zresztą już po maksimum liczb Wolfa, osiągnęła w ar­
tość 100 na miesiąc w r. 1930/31. Następny cykl odznaczał się wyjątkowo silną
geoaktywnością Słońca i liczba zaburzeń jonosferycznych w ahała się między 160
a 200 n a miesiąc przez 2'A la ta od jesieni 1937 do wiosny 1940 r., kiedy zaczął
się gwałtowny spadek w nasileniu zaburzeń do 100 na miesiąc pod koniec 1940 r.
Tymczasem w ostatnim cyklu, w którym liczby Wolfa dochodziły do 160, podczas
gdy w poprzednim nie przekraczały 120, zaburzeń jonosferycznych było w ogóle
niewiele, m aksym alnie około 160 i to tylko przez krótki czas w drugiej połowie
1947 r. W rok potem było ich już tylko 80, by wzrosnąć znowu do 140 w r. 1949
i następnie powoli maleć aż do obecnego minimum. Pomimo więc silniejszej aktyw ­
ności Słońca w ogóle, w yrażającej się większymi liczbami Wolfa, wpływ na zja­
w iska ziemskie był n a ogół praw ie 1K razy mniejszy w ostatnim cyklu niż w po­
przednim. Czym to tłumaczyć? Czyżby plamy słoneczne, w brew ustalonej opinii,
nie m iały w yraźnego w pływu na zjaw iska ziemskie?
Odpowiedź jest dosyć prosta. To nie plam y w pływ ają na zjaw iska ziemskie —
wiadom o to zresztą od dość daw na — ale różne procesy towarzyszące plamom, nie
zawsze jednakowo silne, choć oczywiście ściśle z plam am i związane. Określenie
dokładne tych procesów nie jest dziś jeszcze w zupełności możliwe, ale częściowo
przynajm niej orientujem y się już w tym, że główną rolę odgrywają tu różne zja­
w iska elektromagnetyczne, w ynikające za zm ian natężeń pól magnetycznych za­
równo plam jak i tzw. ogólnego pola magnetycznego Słońca, które lokalnie podlega
także silnym, nie znanym jeszcze bliżej wahaniom. Owe elektromagnetyczne procesy
decydują zapewne o powstawaniu rozbłysków chromosferycznych, będących źródłem
silnych promieniowań zarówno falowych jak i korpuskulam ych. Zarówno krótko­
falow e promieniowanie (pozafiolet) jak i strum ienie naładowanych elektrycznie
cząstek docierających do górnych w arstw naszej atm osfery powodują w niej zabu­
rzenia równowagi w różnych w arstw ach jonosfery, co m. in. odbija się na jakości od­
bioru audycji radiowych. Jeżli tak jest jednak, to i rozbłysków chromosferycznych po­
winno było być m niej w ostatnim cyklu niż w poprzednim. Tak też było istotnie.
W pracy z 1951 r. [2] dotyczącej statystyki rozbłysków, opartej o m ateriał obser­
w acyjny z la t 1935 do 1949, opublikowany w biuletynach międzynarodowej służby
Słońca w Zurichu, A. B e h r i H. S i e d e n t o p f wykazali, że ilość rozbłysków
n a jedną grupę plam była praw ie dokładnie 1,5 razy mniejsza w ostatnim cyklu
niż w poprzednim, przy tym m inimum zaburzeń jonosferycznych z r. 1948 znalazło
odpowiednik w m inimum rozbłysków w tymże samym roku. Ścisła korelacja, w y­
dająca się po prostu związkiem funkcyjnym , zaburzeń jonosferycznych z rozbły­
skami, tłumaczy więc w prosty sposób słabszy wpływ aktywności Słońca na zja­
w iska ziemskie w ostatnim , 18-tym cyklu aktywności Słońca.
Ale dlaczego w tym ostatnim cyklu było mniej rozbłysków chromosferycznych?
N a to pytanie dziś jeszcze trudno odpowiedzieć. Wiadomo, że ilość rozbłysków
w danej grupie plam jest proporcjonalna na ogół do szybkości wzrostu powierzchni
danej grupy w początkowych stadiach jej istnienia i do szybkości m alenia tej po­
w ierzchni w końcowych stadiach. Należałoby się więc spodziewać, że w ostatnim
cyklu grupy plam wolniej rosły niż w poprzednim. Być może, że tak było, ale
poważniejszych badań na ten tem at jeszcze nie przeprowadzono, a pobieżne przej­
rzenie dostępnego u nas m ateriału zdaje się wskazywać na to, że szybkość wzrostu
była w obu cyklach jednakowa. Nie jest jednak wykluczone, że dokładniejsze prze-
Z literatu ry naukow ej
b ad a n ie obfitszego m a te ria łu zm ieni te n w niosek. J e s t je d n a k jeszcze in n a m ożli­
w ość in te rp re ta c ji. D ecydującym w p ro d u k cji rozbłysków m oże być c h a ra k te r pól
m agnetycznych, a m ianow icie stosunek n atęż eń p ól m agnetycznych p lam do lokalnych
zm ian ogólnego pola m agnetycznego Słońca. G dyby ogólne pole m agnetyczne Słońca,
p rzy n a jm n ie j lo k aln ie w pasie pow staw an ia plam , b yło słabsze w o sta tn im cy klu
niż w poprzednim , być może, że w ted y ilość rozbłysków m u siałab y być m niejsza,
ze w zględu n a to, że dogodne w a ru n k i ich p o w staw an ia p rzesu n ęły b y się w ta k
w ysokie w a rstw y atm osfery słonecznej (aż do w ew n ętrzn ej korony), że p an u jąc a
ta m m a ła gęstość gazu uniem ożliw iłaby pow stanie odpow iednio obfitego sk u ­
pienia się u jem nych ładunków , w aru n k u ją cy ch p o w stan ie n ap ięć elektrycznych,
k tó re rozładow yw ałyby się n astęp n ie w postaci rozbłysków . P rzy silniejszym polu
m ogłyby ta k że W ystąpić m niejsze ilości rozbłysków , bo znow uż w ted y źródło ro z­
b łysków znalazłoby się w zbyt gęstych w arstw ac h atm o sfery , w dolnych w arstw ac h
chrom osfery, gdzie przy danych polach m agnetycznych n ie m ogłyby pow stać odpo­
w iednio silne napięcia, k tó re m usiałyby być w ted y w ielo k ro tn ie silniejsze niż w roz­
rzedzonych w arstw ac h w yższych okolic chrom osfery.
Chodzi m ianow icie o to, że pole m agnetyczne p lam n a k ła d a się n a pole m ag n e­
tyczne ogólne Słońca i w pew nej w ysokości n a d p lam ą o b a te pola n e u tra liz u ją
się, w tztw. p u nkcie n eu traln y m . W okolicy tego p u n k tu m oże n ag ro m ad zić się
w iększa ilość ujem n y ch elektronów , k tó re w in n y ch okolicach n a d p lam ą sp ły w ają
w zdłuż lin ii sił pola m agnetycznego plam y. P o w stan ie ty ch sk u p ień elektronów
w y tw a rz a pew ien n a d m ia r ład u n k u , k tó ry rozładow uje się w rozbłysku. Zachodzi
to ty lk o po osiągnięciu odpow iednio w ysokich n apięć uzależnionych od n atężen ia
zm ian pól m agnetycznych. T akie k rytyczne n ap ięc ia są ty m niższe im m niejsza
je s t gęstość gazu. N ie m ogą w ięc być osiągnięte w gazie o zb y t dużej gęstości,
a w gazie zbyt rozrzedzonym za m ało je s t znow uż elek tro n ó w n a to, b y p o w stał
odpow iednio silny stru m ie ń elektronów , obserw o w an y jak o rozbłysk. O czywiście
pow yższe ro zw ażania są ty lk o o ty le słuszne, o ile słuszną je st te o ria G i o v a n e 11 i’e g o [3], w y jaśn iająca ro zbłyski jak o zjaw isk a podobne do w y ład o w ań elek ­
try czn y ch *).
Jedno je st w każdym razie jasne. M am y tu do czynienia z b ard zo tru d n y m i do
zrozum ienia zjaw iskam i, a rozw ikłanie ich może przynieść korzyść n ie ty lk o a s tro ­
nom om , ale i innym uczonym , poprzez lepsze zrozum ienie procesów elektrycznych,
zachodzących w gazach rozrzedzonych i poprzez zrozum ienie ja k im i dro g am i z ja ­
w isk a n a Słońcu w p ły w ają na to co się dzieje n a Ziemi.
LITERATURA
|1]. R o b ert B u r e a u . R eseau d ’en re g istreu rs de P. I. D. B. s u r 11000 m etres.
C onseil In ternational des U nions Scien tifiq u es. C om m ission m ix te po u r I’etu d e
des relation en tre les phenom enes solaires et terrestres. R eunion d u 3 S ep tem b re
1952 k Rome.
{2]. A. B e h r , H. S i e d e n t o p f . Z u r S ta tistik von S onn en eru p tio n en . Z e its c h rift
fiir A stro p h y sik . Bd. 30 pg. 177, 1952.
[3]. R. G. G i o v a n e 11 i. C hrom ospheric flares. M o n th ly N otices o f th e R. A . S.
T. 108 pg. 63, 1948.
*) P ró b a w y jaśn ien ia w y jątk o w o słabej geoaktyw ności S łońca w o sta tn im cyklu
i m ałej ilości rozbłysków , w oparciu o teo rię G io v an elli’ego, je s t szkicem teorii, o p ra­
cow yw anej przez a u to ra n o ta tk i. (Przyp. Red.).
100
Z literatury naukow ej
K. RUDNICKI
Pew ne rozwiązania ograniczonego zagadnienia trzech ciał z uwzględnieniem
ciśnienia prom ieniowania
Jarosław ski astronom W. W. R a d z i j e w s k i j rozpatruje zagadnienie ogra­
niczone trzech ciał z uwzględnieniem siły ciśnienia św iatła wysyłanego przez oba
ciała główne. W tego rodzaju polu fotograw itacyjnym istnieje siedem punktów
libracyjnych, w których znajdujące się ciało trzecie może zachowywać niezmienne
położenia względem ciał głównych. Pięć punktów odpowiada punktom libracyjnym
klasycznego zagadnienia 3 ciał, które w skutek działania ciśnienia św iatła są nieco
przesunięte. Leżą one wszystkie w płaszczyźnie względnyćh orbit ciał głównych.
Natom iast dwa nowe punkty libracyjne w ystępują z dwu stron tej płaszczyzny
w miejscach, gdzie składowa siły odpychającej promieniowania prostopadła do pła­
szczyzny orbit ciał głównych równoważy się z odpowiednią składową graw itacyjną,
a pozostająca składowa równoległa — z siłą odśrodkową. Położenie wszystkich
punktów libracji zależy od siły odpychającej światła, na którą w pływ a nie tylko
natężenie promieniowania, ale rozm iary i kształt cząstek, jeśli są pyłowe, względnie
zdolność pochłaniania kw antów św iatła w w ypadku cząstek gazu. W skutek tego
w tym samym polu fotograw itacyjnym różnym cząstkom odpowiadają różne punkty
libracji. Miejsca geometryczne tych punktów nazywa Radzijewskij o s i a m i l i ­
b r a c j i . N iektóre z nich są zresztą liniam i krzywymi.
Teoretyczne w yniki można stosować do w ielu zagadnień astronomicznych. Roz­
ważając na przykład pole fotograw itacyjne układu Jądro G alaktyki — Słońce
(promieniowanie jąd ra G alaktyki zaniedbujemy) otrzym uje się pewną hipotezę po­
w staw ania kom et o orbitach qwasi-parabolicznych. Okazuje się również, że Ziemia
w rocznym ruchu przechodzi przez cztery z osi libracji układu Słońce—Jowisz. Cie­
kaw e byłoby zauważenie w tym czasie rozjaśnienia nocnego nieba w skutek w pa­
dania w atm osferę rojów drobniutkich m eteorów (około 13m).
N ajbardziej może interesujące w nioski można otrzymać dla układu Słońce—
Ziemia, gdyż jedna z osi o największej liniowej gęstości punktów libracji przypada
na przedłużeniu odcinka łączącego Ziemię ze Słońcem. Jak wiadomo, czasem do­
strzegam y po przeciwnej stronie nieba niż Słońce słabą poświatę zw aną przeciwblaskiem. Mogłaby to więc być chm ura cząstek krążących po libracyjnych orbitach
wokoło osi libracji i rozpraszających św iatło Słońca. Należałoby uwzględnić tutaj
wpływ cienia i półcienia Ziemi, który w znaczny sposób zmienia w tym obszarze
pole fotograw itacyjne. Odpowiedni rachunek jest niestety zbyt skomplikowany
i Radzijewskij ograniczył się tylko do przybliżonych rozważań, z których wynika,
że „gazowy warkocz Ziemi“ może się zaczynać w odległości 77 000 km i posiadać
gazową stru k tu rę do 165 000 km. Dalej skład jego może być mieszany, gazowopyłowy. Trudno określić długość całkowitą warkocza. W każdym razie nie może
on być bardzo długi, gdyż w większej odległości od Ziemi znaczną rolę zaczynają
odgrywać perturbujące siły innych ciał niebieskich — zwłaszcza Księżyca — w ytrą­
cające cząstki z orbit libracyjnych. Je st to w zgodzie z wynikam i W. G. F i e s j e n k o w a , który w yznaczając paralaksę przeciwblasku określił odległość od Ziemi
głównej masy cząstek odbijających św iatło n a 120 000 km.
[Wg Astronom iczeskij Zurnal X X X , 264 i 377 (1953)].
Z literatury naukow ej
101
W. ZONN
Pom ysł przyrządu do dokonywania zliczeń gwiazd
W „Observatory" 73, str. 80, H. E. B u t l e r z Irlandii przedstaw ia projekt przy­
rządu, k tó ry by dokonywał zliczeń gwiazd na kliszy — innymi słowy, dostarczałby
w artości num erycznych funkcji A(m) dm (przedstawiającej liczbę wszystkich gwiazd
w danym wycinku nieba o jasności zaw artej w granicach m i m + dm ), m ającej dość
duże znaczenie w w ielu badaniach astronom ii gwiazdowej.
Z uzyskanego przy pomocy jakiejś kam ery fotograficznej zdjęcia robi się dwie
możliwie podobne do siebie odbitki, również n a szklanych kliszach. Na tych odbit­
kach obrazy gwiazd są kółkam i przeźroczystymi, tło natom iast jest czarne.
Te dwie odbitki składa się ze sobą tak, by obrazy gwiazd pokryły się ze sobą
możliwie dokładnie i umieszcza się w wiązce prom ieni równoległych, które następnie
zbiera się przy pomocy soczewki na komórce fotoelektrycznej (lub termoelemencie),
rejestrującej natężenie prom ieniowania przechodzącego przez złożone klisze.
Przesuw ając ruchem powolnym jedną kliszę względem drugiej notujem y w ar­
tość przesunięcia x i reakcję term oelem entu I(x). Następnie zasłaniamy całą kliszę
z w yjątkiem obrazu jednej gwiazdy m r-tej wielkości i pow tarzam y zabieg uzy­
skując inną zależność i(mr,x). To samo pow tarzam y dla gwiazdy o wielkości
+1
i t d -
Je st rzeczą oczywistą, że
—co
gdzie A(m) jest szukaną funkcją liczby gwiazd o jasności obserwowanej zaw artej
w granicach m i m + d m .
Znając z pomiarów funkcję I(x) oraz funkcje i(mr,x) potrafim y z rów nania po­
wyższego znaleźć szukaną funkcję A(m). Można to uczynić np. przedstaw iając nasze
rów nanie w formie:
J(xs) =
A(m r) A (Tn, przyjm ując A m = 1.
T= 1
T utaj m t oznacza jasność graniczną dla danej kliszy (jasność gwiazd najsłabszych).
W ybierając na krzyw ych wiele punktów x g uzyskamy układ rów nań składający
się z s rów nań o t niewiadomych. Jeśli t <, s możemy je rozwiązać metodą n a j­
m niejszych kwadratów , uzyskując w w yniku szereg w artości A(m1), A(m2), A(m a),...
[numeryczne wartości funkcji szukanej A (m )]•
Metodę tę proponuje autor przede wszystkim w tych przypadkach, gdy gwiazdy
na zdjęciu są tak „stłoczone*1, że się nie da fotometrować ich zwykłymi metodami
fotom etrii fotograficznej. W ydaje się jednak, że można ją stosować również i we
wszystkich innych przypadkach, z tym oczywiście, że może jest mniej dokładna
niż m etoda bezpośredniego w yznaczania m. i następnie zliczania gwiazd, natom iast
jest o wiele bardziej od niej ekonomiczna.
102
Z literatury naukow ej
K. RUDNICKI
Teleskop tafelkow y
Trudności techniczne przy konstrukcji teleskopów zwierciadlanych w zrastają
niesłychanie w raz ze wzrostem średnicy zwierciadła. Powszechnie uważa się, że —
ze względów czysto technicznych — rozm iarów teleskopu w obserw atorium n a
Mount Palom ar nie da się już przekroczyć. Obok kom pensacji odkształceń termicz­
nych główną trudność techniczną stanowi wyginanie się masywnego bloku zwier­
ciadła przy różnych położeniach. W ydaje się, iż gdyby naw et udało się odlać zwier­
ciadło większych rozm iarów i wyszlifować z należytą dokładnością, to trzeba by
je używać wyłącznie w ustaw ieniu nieruchomym. A ktualne staje się więc po­
szukiwanie całkiem nowego typu teleskopu, nie posiadającego wad norm alnych
teleskopów zwierciadlanych, a przedewszystkiem dużo lżejszego.
Taki nowy typ narzędzia przedstaw ia
reflektor tafelkowy zmontowany próbnie
przez G. H o r n - d ’A r t u r o w obserwa­
torium w Bolonii. Powierzchnia lustra składa
się w nim z pojedynczych tafelek zwier­
ciadlanych o powierzchni sferycznej w y­
ciętych w kształt sześciokątów foremnych
o średnicy 19,8 cm i grubości 3 cm. P ro ­
mień krzywizny każdej tafelki wynosi
20,82 m co daje ogniskową 10,41 m. Między
poszczególnymi tafelkam i pozostawiono
2 m ilimetrowe szczeliny, w skutek czego
całe zwierciadło nie deform uje się przy
zmianach tem peratury. Poszczególne tafel­
ki m ontowane są n a tarczy metalowej za
pośrednictwem śrub mikrometrycznych
umożliwiających regulację. Aberacja sfe­
ryczna została usunięta przez wzajemne*
podniesienie kolejnych pierścieni tafelek
Zasada usuw ania aberacji sferycznej po p arę mm, przez co promienie idące
w teleskopie tafelkowym.
od zewnętrznych części zwierciadła sku­
piają się w tym samym miejscu, co idące
od części środkowych. W yjaśnia to schematycznie rys. 1. Różny poziom pierścieni
widać również na fot. n a w kładce przedstaw iającej ogólny widok zwierciadła z roz­
m ontowanym piątym pierścieniem tafelek. Lepszą „parabolizację" zwierciadła można
otrzymać nadając tafelkom w kolejnych pierścieniach coraz to większe prom ienie
krzywizny.
Tafelkowy teleskop obserw atorium Bolońskiego przeszedł już 20 letni okres
prób. Teleskop zm ontowany jest prowizorycznie, nieruchomo, natom iast klisze prze­
suwa się w płaszczyźnie ogniskowej z szybkością 1 mm na 1,852 sekundy gwiazdowej.
Mimo tak prowizorycznego ustaw ienia oraz całkowicie amatorskiego w ykonania
teleskopu w skromnych w arsztatach bolońskiego obserw atorium otrzym uje się nim
zdjęcia nie gorsze niż zwykłymi, jednolitym i teleskopami zwierciadlanym i o tych
samych rozm iarach, w ykonanym i w precyzyjnych zakładach optycznych.
H orn-d’A rturo sądzi, iż budowa lekkich tafelkowych teleskopów będzie opłacalna
w szczególności przy w ielkich średnicach i spowoduje rozpowszechnienie telesko­
pów o średnicach 5 m i większych.
(Wg The Journal of the British Astronomical Association, 63, 71. 1953).
:
Zwierciadło teleskopu tafelkowego
konstrukcji G. H o r n — d’A r t u r o
JMedal p a m ią t k o w y
b it y
z bro n zu
przez Polską Hkadeimę JSauk w Cdarszawie w Roku Kopernikowskim 1953
(w ielkość n atu ra ln a )
M edal ten w ręczony zo stał uczestn ik o m Sesji K op ern ik o w ­
skiej Polskiej A kadem ii N a u k w dn iu 16 w rześnia 1953 r.
Sesja Kopernilc&ńska Polskiej A kadem ii Nauk
Centralnym momentem trw ającego roku kopem ikańskiego była Sesja K opernikańska Polskiej Akademii Nauk, na którą oprócz naukowców polskich — w ich
liczbie praw ie wszystkich czynnych astronomów — przybyli liczni uczeni zagra­
niczni z Belgii, Bułgarii, Chin, Czechosłowacji, Francji, Holandii, Meksyku, R u­
munii, Węgier, Włoch i ZSRR. Sesja odbyła się w Warszawie, w reprezentacyjnej sali
Prezydium Rady Ministrów, w dniach 15 i 16 września br.
Podstaw ę obrad sesji stanowiły cztery referaty. Pierwszy, pt. „Reforma kopernikańska“, wygłoszony przez prof. d r J. W i t k o w s k i e g o z Poznania, przedsta­
w iał system kopem ikański na tle dawniejszych, a zwłaszcza systemu Ptolemeusza„Myśl ludzka podobna jest do rzeki — mówił prelegent — płynie zawsze po linii
największego spadku i dlatego nie zawsze najkrótszą drogą. Różnica poziomów sta­
nowi o dokonanej pracy. Aby zwiększyć w czasie efekt pracy, trzeba spiętrzyć
myśli. Geniusz stw arza przeszkody, spiętrza myśli i przeryw a tamy. Przeciętny umysł
omija przeszkody, a m yśl jego toczy się drogą najmniejszego oporu. Nie m ałe były
przeszkody, które należało przezwyciężyć, aby wyprowadzić myśl na drogę perspek­
tyw y przestrzennej wszechświata, aby, w yrażając się trywialnie, nauczyć ludzkość
widzieć stereoskopowe. K opernik spostrzegł te przeszkody. Nie ominął ich, jak omi­
jano je w przeciągu długich wieków, lecz stanął i usunął je. On pierwszy w śród ludzi
otworzył bram y do geom etrii przestrzeni niebios. Na tym polega jego wieczna
ehw ała" *).
Drugi referat, wygłoszony przez akadem ika W. A. F o c k a (ZSRR), pt. „Układ
K opernika a układ Ptolemeusza w świetle współczesnej teorii graw itacji" dotyczył
wyróżnienia pewnych układów odniesienia w ujęciu relatywistycznym. W. A. Fock
reprezentow ał pogląd większości radzieckich fizyków, iż ogólną teorię względności
należy traktow ać jako teorię graw itacji, lecz nie jako teorię względności przyśpie­
szeń. Niezmienniczość tensorowego form ułowania praw przyrody względem wszel­
kich przekształceń układu współrzędnych jest tylko wygodnym formalizmem m a­
tematycznym. Sens fizyczny można jednak przypisać tylko tym układom, w których
jedna ze współrzędnych zachowuje ch arakter czasowy, a inne przestrzenny. W prze­
ciwnym razie straciłyby sens natu raln e pojęcia fizyki takie, jak prędkość lub przy­
spieszenie, bo nie wiadomo względem której współrzędnej należałoby różniczkować
drogę i co uważać za jej długość. Z tego powodu układ Ptolemeusza należy uważać
za absolutnie błędny. R eferat ten był pierwszą bodaj w Polsce ścisłą wypowiedzią
naukow ą o stosunku relatyw istów radzieckich do ogólnej teorii względności Einsteina,
wygłoszoną w szerszym gronie naukowców, nie tylko teoretyków-fizyków. Zrozu­
miałe, że zwłaszcza przy obecności licznych naukowców zagranicznych, m usiał on
wywołać ożywioną dyskusję. Poglądowi A. W. Focka sprzeciwił się przede wszyst­
kim prof. d r M. M i n n a e r t z Holandii, który broniąc zasady względności przy­
spieszenia zauważył między innym i, iż jest obojętne czy będziemy mówili o sile
odśrodkowej ciała obracającego się w nieruchomym wszechświecie, czy o siłach
*) Z zasadniczymi tezami referatu prof. Witkowskiego można się zapoznać
z jego artykułu pt. „K opem ikańska teoria ruchu planet n a tle antycznych syste­
mów" w poprzednim num erze Postępów Astronomii.
104
K ronika
w yw ieranych przez w szechświat w irujący wokół nieruchomego ciała. Ostatnie prace
relatyw istów w ykazują zgodność liczbową przy obu ujęciach.
Oczywiście dyskusja ze względu na uroczysty charakter sesji stanowiła ty lito
inform acyjną w ym ianę poglądów i nie mogła doprowadzić do ich uzgodnienia.
W podsumowaniu dyskusji prof. d r S. Ż ó ł k i e w s k i zauważył jednak, że taka
właśnie w ym iana zdań między naukowcami o różnych poglądach n a św iat toruje
drogę poznaniu prawdy.
R eferaty prof. d r B. L e ś n o d o r s k i e g o „Kopernik — człowiek odrodzenia’'
oraz prof, d r A. B a n f i e g o (Mediolan) „Kopernik a kultura włoska“ przedsta­
wiły rysy społeczne i kulturalne epoki, która w ydała Kopernika, a następnie wpływ
jego astronomicznej reform y na dalsze kształtow anie się kultury europejskiej i świa­
towej. Jakby uzupełnieniem tych referatów były mowy okolicznościowe delegatów
zagranicznych, z których dowiedzieliśmy się jak w całym świecie czczone jest dzieło
i imię Kopernika.
Na dzień sesji przygotowano pierwszą księgę nowego wydania „De Revolutionibus“ w języku łacińskim i tłum aczeniu polskim M. B r o ż k a , w opracowaniu
A. B i r k e n m a j e r a i R. G a n s i ń c a . Tom ten stanowi pewnego rodzaju w y­
danie próbne. Egzemplarze pierwszej księgi rozdano uczestnikom sesji z prośbą
o krytykę wydawnictwa, a w szczególności przypisów. Krytyczne uwagi specjali­
stów, a zwłaszcza astronomów, historyków i historyków kultury pozwolą uniknąć
błędów i usterek w przygotowywanym kom pletnym w ydaniu sześciu ksiąg. Do
poprawności w ydaw nictw a przyczyni się też w ybitnie rękopis „De Revolutionibus'\
który został uroczyście przekazany Polsce przez władze Czechosłowacji w drugim
dniu sesji kopernikańskiej. Przy ustalaniu tekstu pierwszej księgi m usiano się za­
dowalać fótokopią rękopisu.
Protokół obrad sesji w raz z pełnym tekstem wygłoszonych referatów ukaże się
jako księga pam iątkow a sesji nakładem Państwowego W ydawnictwa Naukowego.
K. Rudnicki
Uzupełnienie do „Sprawozdania z działalności Obserwatorium Astronomicznego
U niwersytetu Warszawskiego w okresie 1945—1950 r.“ (Sprawozdania P. T. A., T. II).
Dnia 2. VIII. 1944 r. niemieckie oddziały SS sforsowały przy pomocy czołgów bra­
mę wejściową na teren Obserw atorium w Alejach Ujazdowskich. Gmach podpalonoZestrzelane pociskami działowymi kopuły: zachodnia (21-cm refraktor Grubba) i dolna
na podwórzu (13-cm re fra k to r Cooke’a) uległy zniszczeniu. Personel O bserwatorium
i Ogrodu Botanicznego (razem 44 osób z rodzinami) wypędzono z piwnic, staw iając
go pod m urem pod lufam i karabinów maszynowych. Równocześnie wnoszono do
sali południkowej bańki z benzyną, przygotowując się do całkowitego spalenia bi­
blioteki i narzędzi. Dzięki długotrw ałym pertraktacjom udało się uratow ać ludzi
przed egzekucją, a gmach przed spaleniem.
D nia 11. VIII. 1944 r. personel obu instytucyj po ugaszeniu pożaru został wysie­
dlony z ocalałego gmachu i skierowany pieszo w kierunku obozu w Pruszkowie.
Grupa astronomiczna w osobach prof. M. Kamieńskiego, podpisanego i woźnego
J. Grudkowskiego oderw ała się w Okęciu, gdzie zamierzała przeczekać działania
wojenne, by przy pierwszej okazji wrócić do Obserwatorium w celu zabezpiecze­
nia go.
K ronika
105
Po k ap itu lacji W arszawy, w wyniku długich starań u władz niem ieckich o zezwo­
lenie sprawdzenia, w ja k im stanie zn ajd u je się O bserw atorium , dnia 12. X . 1944 r.
prof. M. K am ieński i podpisany ob ejrzeli całkow ite ru iny gmachu.
D nia 17. X . 1944 r. grupa astronom iczna, uzyskaw szy dzięki zabiegom prof. J .
W itkow skiego zezwolenie od władz, udała się do K rakow a, by kontynuow ać prace
w O bserw atorium Krakow skim .
W k ilk a dni po oswobodzeniu K rakow a przez w ojska radzieckie, dnia 3. II. 1945 r.,
za zachętą i subsydium udzielonym przez D elegata Rządu R. P. Ob. d r S. Sk rze­
szewskiego, prof. M. K am ieński i podpisany założyli „O bserw atorium W arszawskie'*.
D nia poprzedniego uzyskali wspólnie z O bserw atorium K rakow skim przydział po­
niem ieckiego czteropiętrowego domu przy ul. św. Tom asza 30 w raz z um eblowaniem,
zajm u jąc w nim na rzecz W arszaw y 23 izby. W parę m iesięcy później, gdy o ficjaln ie
został wskrzeszony U niw ersytet W arszaw ski w oswobodzonej Stolicy, Obserw atorium
zostało podporządkowane władzom un iw ersyteckim i przybrało nazwę: „Pracow nie
O bserw atorium Astronom icznego Uniw. W arsz. w K rakow ie1*. P racow nie te fu n k cjo ­
now ały do dnia 13. V II. 1950 r. Personel Pracow ni powiększył się w K rakow ie
o : dr J . Pagaczew skiego, b. adiunkta O bserw atorium Poznańskiego, W. Lisa,
b. obserw atora S ta c ji Astronom icznej na Lubom irze ja k o laboranta i R. Zonnową
w charakterze sekretarki.
D nia 18. IX . 1945 r. zlecono pisem nie drogą służbową „pełnienie obowiązków
D yrektora O bserw atorium Astron. U. W .“ podpisanemu, który, w związku z p rz e j­
ściem w międzyczasie w sta n spoczynku prof. M. K am ieńskiego, spełniał odtąd
fu n k cje p. o. kierow nika do dnia 13. V. 1950 r.
W P racow niach znaleźli azyl w raz z rodzinami przez w iele m iesięcy: prof. W.
Sierp iński (W arszawa), dr F . K oebcke (Poznań), dr J . M ergen taler (Lwów) i inż. W.
Szpunar (Lwów). Nadto w P racow niach był stale zarezerwow any pokój gościnny
dla pracow ników U niw ersytetu W arszawskiego, przyjeżdżających do Krakow a.
W P racow niach w skrzesił prof. W. S ierp ińsk i „Fundam enta M ath em aticae“.
W m aju 1946 r. podpisany w raz z dr J . Pagaczew skim wznowili w P racow ­
niach, po 7-m iu latach przerwy, organ Polskiego Tow arzystw a M iłośników A stro­
nom ii „U ranię".
W K rakow ie zakupiły Pracow nie księgozbiór (311 książek, w tym cenne atlasy
i katalogi „Bonner D urchm usterung“) i instrum entarium zm arłego w czasie w ojny
d r A. W ilka. Zim ą 1946 i je sien ią 1947 r. podpisany zorganizował demontaż w tru d ­
nych w arunkach (wobec w ypalenia k latek schodowych dostęp do wież był możliwy
jed ynie po drabinach) k olejn o z w ieży w schodniej i zachodniej gm achu O bserw atorium
w W arszaw ie: 16-cm refra k to ra Heydego i 21-cm re fra k to ra G rubba (bez optyki)
w celu generalnego rem ontu tych narzędzi w Zakładzie Aparatów Naukowych
w K rakow ie. Zdemontowano rów nież wypaloną k on stru k cję kopuły w schodniej
o średnicy 3,75 m i przesłano ją do rem ontu w arsztatom m echanicznym E. W olfram
w K rakow ie. Na skutek starań podpisanego B O S zabezpieczył w tym czasie kosztem
500 000 zł. gmach O bserw atorium przed dalszym zniszczeniem.
W listopadzie 1947 r. A. L isick i zdem ontował na rzecz O bserw atorium W arszaw ­
skiego k on stru k cję kopuły Z eissa obserw atorium pryw atnego inż. W. Szaniaw skiego
w Przegalinach i przewiózł ją autem ciężarowym do rem ontu do f. E. W olfram .
W Przegalinach zakupiono ocalały tam dobry zegar wahadłow y „W. Szaniaw ski'1,
który niebaw em uruchomiono.
P u b lik acje naukowe O bserw atorium W arszaw skiego (X II. 1945) wydane przez
Pracow nie w K rakow ie były pierwszym i po w ojnie w ydaw nictw am i U niw ersytetu
Warszawskiego.
106
Kronika
Na skutek apelu dołączonego przez Pracow nie do „Publications of the Astron.
O bservatory of the W arsaw University, Vol. 13“, nadesłane zostały m. in. n a­
stępujące dary: fotom etr klinowy (IX. 1947 r , K. Graff), elektryczny zegar w a­
hadłowy „Sante Mioni et Figli" (IX. 1948 r., Osservatorio Padova), skrzynia w y­
dawnictw Obserw atorium Wiedeńskiego, skrzynia w ydaw nictw Obserwatorium na
Mount Wilson, 3 skrzynie w ydaw nictw Obserw atorium Paryskiego oraz 5 skrzyń
zaw ierających w sumie 1618 książek ofiarowanych przez Royal Astronomical So­
ciety, które m iały utworzyć „zalążek biblioteki Obserwatorium Warszawskiego".
Był to trzon księgozbioru H. F. Newall’a, dyrektora Obserwatorium Słonecznego
w Cambridge, zmarłego w roku 1944. Z M inisterstw a Oświaty otrzym ano znacz­
niejszą liczbę książek astronomicznych z Ziem Zachodnich. W sumie zgromadzono
w Pracow niach 3 000—4 000 książek treści astronomicznej, w tym dwa komplety
„Astronomische Nachrichten".
O bserw atorium K rakow skie zwróciło mikroskop błyskowy, Poznańskie — astrokam erę Zeissa o średnicy 12 cm, narzędzia wywiezione z Warszawy przez okupanta.
W Zakładzie A paratów Naukowych Nar. Instytutu Astronom, w Krakowie zbudowano
(na razie azymutalny) refrak to r średnicy 25 cm, podwójny astrograf z optyką Zeissa
o średnicy 14 i 6 cm, zapoczątkowano budowę 33-cm astrografu oraz uruchomiono
szereg pomniejszych narzędzi zakupionych okazyjnie, w tym 2 szukacze Zeissa
o śred. 8-cm z okularam i rewolwerowym i i 2 binary przeciwlotnicze. Ogółem zgroma­
dzono w Pracow niach ok. 100 sztuk pomniejszych aparatów i pomocy naukowych,
W tym 3 maszyny do pisania, 4 maszyny do liczenia (jedna maszyna z napędem elek­
trycznym „Hamann"), duży model barografu Rey-Girod, chronograf igłowy, nowa
obrabiarka pociągowa L. Cytling typ 3-Tpx oraz wyposażenie w arsztatu mecha­
nicznego. Uzyskano przydział bezpłatny 130 m ebli poniemieckich, zakupiono 70
mebli nowych. Fundusze na inw entarz Pracow ni czerpano z W ydziału N auki Mini­
sterstw a Oświaty, które popierało zabiegi około założenia na nowo Obserwatorium
Stołecznego.
Dla wypróbowania na niebie rem ontowanych i budowanych narzędzi obserwa­
cyjnych założono (dr J. Pagaczewski) dnia 24. III. 1947 r. „Stację Obserw atorium
Astronomicznego Uniw. Warsz. w Przegorzałach" pod Krakowem, n a której d r J.
Pagaczewski i M. Mazur, słuchacz astronom ii U. J., stypendysta Min. Oświaty,
dokonywali systematycznie w izualnych obserwacyj gwiazd zaćmieniowych (około
5 000 obserwacyj). Część ich opracowano ł ogłoszono drukiem w wydawnictwach
Obserwatorium Warszawskiego. Posługiwano się w dobrych zamiejskich w arunkach
optycznych głównie 25-centymetrowym refraktorem . R ektor Szyszko-Bohusz od­
stąpił Stacji bezinteresownie swą willę w Lesie Wolskim, wyposażoną dogodnymi
do obserwacyj tarasam i. W tym czasie d r J. Pagaczewski, M. M azur i A. Lisicki
skopiowali z zeszytów obserwacyjnych O bserw atorium Krakowskiego i z literatury
astronomicznej 273 m apek gwiazd porów nania dla gwiazd zaćmieniowych, kładącpodstawę pod prace obserwacyjne w tym dziale w Warszawie. W ten sposób P ra ­
cownie zostały zaopatrzone w m apki dla połowy gwiazd zaćmieniowych, uwzględnia­
nych. podówczas przez Rocznik O bserw atorium Krakowskiego.
Poszukiw ania terenu pod budowę podmiejskiej filii obserwacyjnej dla Obserwa­
torium Stołecznego trw ały pełne dwa lata. Podpisany i dr J. Pagaczewski zwrócili
najpierw uwagę na południowe okolice W arszawy ze względu na nierozjaśniony
tam łuną m iasta tak ważny dla obserwacyj horyzont południowy. Odbyto kilka
wyjazdów autem w teren do „resztówek" ujaw nionych przez Państw ow y Zarząd
Nieruchomości Ziemskich. P ark i pałac Pułaskiego w Warce uznali wym ienieni
za nieodpowiedni ze względu na odbudowujące się z nastaw ieniem przemysłowym:
Kronika
miasteczko oraz bezpośrednie położenie nad dolnym biegiem Pilicy. „Resztówkę“
Brzostowiec (pow. Grójecki) uznano również za nienadającą się pod budowę z po­
wodu silnie zdewastowanych budynków i nieodpowiedniej figury terenu nie dającej
zabezpieczenia dla kopuł astronomicznych. Nieco lepiej odpowiadała celowi „resztówka“ Rykały (pow. Grójecki), której przydział (70 ha) w raz z obszernym
pałacem i ogromnymi zabudowaniam i gospodarczymi oficjalnie otrzymaliśmy.
W prawdzie budynki i pałac były w dobrym stanie, co rozwiązywało od razu po­
trzeby lokalowe Obserwatorium, lecz 9 km wiejskich dróg od szosy grójeckiej oraz
bezpośrednie sąsiedztwo gorzelni, tartak u itp., pozostających we w ładaniu innych
M inisterstw skłoniły nas i tu do rezygnacji.
Przerzucono się w poszukiwaniach na wschodni brzeg Wisły, gdzie obfitość lasów,
brak zakładów przemysłowych oraz uboga gleba wróżyły powodzenie. W ybór padł
na znajdujący się we względnie dobrym stanie niewielki P. G. R Ostrowik, poło­
żony przy szosie lubelskiej, odległy o 35 km na południowy-wschód od granic Stolicy.
Po rocznych zabiegach i w ielu w ysiłkach, dnia 23. III. 1948 r., kom isja w yłoniona
przez U niw ersytet przejęła teren pod budowę Obserwatorium. W poszukiwaniach
naszych brał udział Dziekan W ydziału Matem.-Fiz. U. W. prof. K. Bassalik, inter­
w eniując w razie potrzeby u władz. Nie odmawiał również pomocy w ważniejszych
m om entach R ektor prof. S. Pieńkowski. W Ostrow iku podpisany spowodował do­
datkowy przystanek PKS. Łuna Stolicy skrytej za krzywizną Ziemi była w noce
pogodne nieznaczna.
W stępne pom iary ekstynkcji wizualnej przeprowadzone przez A. Lisickiego dały
dla zenitu: 0m,19 (podpisany otrzym ał w r . 1920 z wielu obserwacyj dla Obserwatorium
K rakowskiego w artość: 0m,25). Zupełny b rak świateł i możliwość pozostawienia
w przyszłości zaciemnionego terenu w prom ieniu 5 km dokoła, przyrzeczona przez
Prezydium Rady Narodowej w M ińsku Mazowieckim, rokowały dobre nadzieje
na przyszłość. Do Ostrowika przewieziono inw entarz zdemontowanej dnia 23. X II
1949 r. Stacji Obserwacyjnej w Przegorzałach (2 wagony kolejowe i 2 ciężarówki),
stw arzając zaczątek możliwości obserwacyjnych na miejscu.
Podpisany zorganizował w latach 1948 i 1949 odbudowę budynków gospodar­
czych i m ieszkalnych w Ostrowiku, uzyskawszy na ten cel fundusze z M inisterstw a
Rolnictwa i R. R. *). W tym czasie z funduszów M inisterstw a Oświaty wzniesiono
pierwszą kopułę astronomiczną w Ostrowiku na 13-cm paralaktyczny refrak to r oraz
pawilon astronomiczny na betonie z zasuwanym n a szynach wagonikiem dla 25-cm
refraktora azymutalnego. W pracach tych brał w ydatny udział asystent Obserwa­
torium A. Lisicki. K. Serkowski, student astronom ii U. W., dokonał latem 1950 T.
fotom etrem klinowym przy pomocy 25-cm refraktora 501 obserwacyj gwiazdy za­
ćmieniowej SW Lacertae (w druku), licząc po 4 nastaw ienia klina na 1 obserwację.
Przez drugie półrocze 1949 r. O bserw atorium w O strowiku posiadało w łasną
ciężarówkę oraz szofera, od dn. 15. VII 1950 pierwszy eta t woźnej. Z początkiem
1950 r. Obserw atorium w Ostrowiku uzyskało osobny przewód telefoniczny do od­
ległego o 12 km Otwocka. 8-izbowy pawilon A odremontowano i wyposażono go
w m eble i łóżka z pościelą dla dojeżdżających na obserwacje astronomów i stu ­
dentów. Paw ilon B (10 izb) dźwignięto z ruiny, podciągając go pod dach.
W czasie: 5.—13. VII 1950 r. podpisany zlikwidował Pracow nie w Krakowie,
przewożąc z A. Lisickim do gmachu O bserw atorium w Alejach Ujazdowskich w W ar­
szawie 2 wagony inw entarza, w tym 57 skrzyń z książkam i i narzędziami.
*) M inisterstwo w arunkow ało w ładanie terenem przez Obserwatorium utrzy­
m ywaniem go w stanie k u ltu ry rolnej, co bez odbudowy budynków było niemożliwe-
i 08
Kronika
Konieczność utrzymywania folwarku Ostrowik w uprawie rolnej stanowiła duże
obciążenie dla prac organizacyjno-naukowych.
Wydawnictwa.
Okólnik Obserwatorium Astronomicznego Uniw. Warszawskiego Nr 21 (31. XII. 1945):
1. J. G a d o m s k i : The history of the Astronomical Observatory of the Warsaw
University during the German-Polish War and German Occupation (1939—1944).
2. J. P a g a c z e w s k i : The minima of eclipsing Variables (Z Crt, TW Dra, TZ Eri,
Z Her, RX Her, VW Hya, RV Per, U Sge, AW Vul).
3. J. G a d o m s k i : Pleione.
Okólnik Obserwatorium Astronomicznego Uniw. Warszawskiego Nr 22 (15. I. 1946).
4. M. K a m i e ń s k i : The Motion of the Wolf’s Comet in the Period 1934—1942
and its Apparition in November 1942.
5. J. G a d o m s k i : Observations of the Algolids.
<5. J. G a d o m s k i : Photometric Measurements of Eclipsing Variables.
7. J. G a d o m s k i: Changes of the Length of the Period of X Trianguli.
8. J. M e r g e n t a l e r : On the Space-orientation of the Axes of the Extragalactic
Nebulae.
9. J. P a g a c z e w s k i : Visual total brighthnesses of the Comets (1936a, 1937f).
Publications of the Astronomical Observatory of the Warsaw University, Volume 13,
Part. 1 (1947):
.10. J. G a d o m s k i: Definitive curve of the total light variability of comet WhippleFedtke-Tevzadze (1942g), deduced from 996 visual observations of more than 36
different European observers by the aid of a new formula in consideration of
the dislocation in time of the curve relatively to the moments of passage of the
comet through perihelion and perigee. (Złożona 26. II. 1948 r. na ręce Dziekana
jako praca habilitacyjna).
Okólnik Obserwatorium Astronomicznego Uniw. Warszawskiego Nr 23 (15. IV. 1949):
11. J. P a g a c z e w s k i : Observations of the visual total brightness of Comets,
19471, 1947k, 1948g, made in Przegorzaly.
12. M . M a z u r : Observations of the visual brightness of Comets made in Przegorzaly:
1947i, 1947k.
13. J. G a d o m s k i : Observations of visual total brightness of Comets made at
the Warsaw Observatory in the years 1939—1941: 1939d, 1940c, 1941c.
Okólnik Obserwatorium Astronomicznego Uniw. Warszawskiego Nr 24 (1. X II. 1949):
14. J. P a g a c z e w s k i: TY Capricorni, AB Cassiopeiae, RW Ceti.
15. J. P a g a c z e w s k i: The light elements of the variable star RW Comae.
16. J. P a g a c z e w s k i : New light-elements of Eclipsing Binary EP Monocerotis.
il7. J. P a g a c z e w s k i : XY Puppis.
18. E M a z u r : X Trianguli.
19. A. L i s i c k i : TV Cassiopeiae.
Wydawnictwa te pozwoliły wznowić wymianę publikacji z zagranicą.
Inne
wydawnictwa:
20. J. P a g a c z e w s k i : Niebo przez lornetką (Biblioteka Uranii, 1947).
21. J . G a d o m s k i : Zarys historii astronomii polskiej (Polska Akad. Umiejętn., 1948).
22. J. G a d o m s k i : Astronomia, Podręcznik dla X I kl. szkoły ogólnokształcącej
(Książnica Atlas, 1948).
23. J . G a d o m s k i : Milovnici astronomie v Polsku (ftiśe Hvezd, leden 1949).
24. J. G a d o m s k i : Układ Planetarny Słońca (PZWS, 1949).
25. J. G a d o m s k i : Komety (Wiedza Powszechna, 1949).
26. J. G a d o m s k i : Meteory (Wiedza Powszechna, 1949).
27. J. P a g a c z e w s k i : Ruch planet (Wiedza Powszechna, 1950).
K ro n ika
103
Przyczynki naukow e :
28. J. G a d o m s k i , M. M a z u r , J. P a g a c z e w s k i : C om et E n cke 1947i (U. A. I.
Circ. 1115).
29. J. G a d o m s k i , M. M a z u r 1: C om et E n cke (U. A. I. Circ. 1118).
W czasie: 1945 V III — 1946 X II p o dpisan y w ygłosił przez a n te n ę w K rak o w ie
17 popu larn y ch odczytów astronom icznych, d r J. P agaczew ski 2.
29. VI. 1952.
J. G adom ski
Sprawozdanie z działalności
Obserwatorium Astronomicznego U niwersytetu M. Kopernika
w Toruniu
za okres 1950—1952
O rganizacja i personel.
Istn iejące przy UM K dw ie k ated ry : astronom ii i astro fizy k i u k o n sty tu o w ały się
od ro k u 1951 w zespół k ated r. N a początku ro k u 1950 o b sad a p erso n elu b y ła n a ­
stępująca:
Katedra
astronomii:
Katedra
astrofizyki:
k iero w n ik : prof, d r W. Iw an o w sk a;
kierow nik: prof, d r W. D ziew ulski;
asy sten t: m g r Cecylia Ł u b ień sk a
zastępcy asystentów :
(później Iw an iszew sk a);
H en ry k Iw aniszew ski
zastępca asy sten ta: M ieczysław F rą c ­
H alin a G adzikow ska (później H utokow iak.
rowicz)
W k w ietn iu 1950 r. n a m iejsce M. F rą c ­
W styczniu 1951 r. p rzybyła w c h a ra k ­
k o w iak a p rzy b y ł A ndrzej Lisicki.
terze zast. asyst. R egina P iątk o w sk a
(później Rum ińska).
W ciągu ro k u akadem ickiego 1951/1952 w szyscy zastępcy asy sten tó w po u zy sk a­
n iu stopnia m a g istra filozofii w zak resie astronom ii zostali m ian o w an i asy sten tam i.
Od g ru d n ia 1952 m gr. C. Iw aniszew ska u zysk ała as p ira n tu rę (k ieru n ek astrofizyki).
P rócz w ym ienionego personelu, p ra c u ją od ro k u 1952 w O b serw ato riu m stu d en ci:
S tefan ia G rudzińska, R om an A m pel i S tan isław G ąska.
W łaściw a siedziba O b serw atorium A stronom icznego z n a jd u je się w m a ją tk u u n i­
w ersyteckim Piw nice, odległym o 12 km od T orunia. T am się k o n ce n tru je p rac a
o b serw acyjna i naukow a. W T o ru n iu n ato m ia st z n a jd u ją się zakłady, w k tó ry ch
odbyw a się p ra c a dydaktyczna i ad m in istracy jn a. W szyscy pracow nicy O b serw a- _
torium , n ie w yłączając profesorów , dzielą swój czas p racy pom iędzy T o ru ń i P iw nice.
In stru m en ta riu m .
J a k w iadom o, za pośrednictw em d r H. S h a p l e y a wypożyczono 20 cm astro g ra f
D ra p era z H a rv a rd College O bservatory, k tó ry je st czynny o d połow y 1949 ro k u .
S ta ra n ia o w łasn e n arzędzie now oczesne, śred n ich rozm iarów (kam erę Schm idta)
zostały u znane przez M inisterstw o Szkolnictw a Wyższego za słuszne; uzyskano do­
k u m e n tac ję techniczną i u stalono szczegóły k o n stru k cy jn e z p rzed staw icielam i firm y
Zeiss.
W ro k u 1950 ud ało się nab y ć od w dow y po prof. K azim ierzu G raffie m ały
in stru m e n t u n iw ersaln y , używ any w czasie ćwiczeń, a m ający pod w zględem n a u ­
kow ym m ałą w artość. Rów nież w r. 1950 otrzym ano zam ów ioną w cześniej w Szw ecji
k am erę pryzm atyczną, o śred n icy 30 cm, do k tó rej sprow adzono od Irv in g a w L on­
dynie u k ła d osi. Poza tym w szystkie części składow e, zw iązane z k o n stru k c ją lu n ety ,
w ykonano n a m iejscu przy pom ocy m ech an ik a precyzyjnego Z ak ład u F izy k i UMK
B ro n isław a M arkow skiego, o raz m gr. H. Iw aniszew skiego. L u n eta je st gotowa, ja k
rów nież lu n e ta m n iejsza z lu stre m o średnicy 25 cm.
110
Kronika
Oprócz wypożyczonego od prof. F. Kępińskiego m ikrofotom etru Schilta, do któ­
rego należało dorobić pewne części składowe, w roku 1951 otrzymaliśmy m ikrofotom etr Hilgera, który jest czynny od chwili ustawienia.
Dodać jeszcze należy, że w styczniu 1950 r. otrzymaliśmy zakupione w r. 1949
tokarnię, w iertarkę i szlifierkę. Po zakupieniu pomocniczych narzędzi uruchomiono
w roku 1950 w arsztat, w którym pracuje głównie mgr. H. Iwaniszewski. W tw orzą­
cym się obserw atorium astronomicznym w arsztat taki jest niezbędny, zwłaszcza
gdy obserwatorium znajduje się na wsi.
B udynki.
Główną bolączką Obserwatorium w Piwnicach są braki lokalowe. Obserwatorium
posiada tylko jeden pawilon i lokal prowizoryczny w starym domu mieszkalnym.
Przeprowadzono drobne rem onty, ale braki w dalszym ciągu są dość znaczne.
Poza tym dom jest odległy od parceli O bserwatorium o pół kilom etra. Toteż od
roku 1951 zabiegamy o budowę niedużego domu zakładowo-mieszkalnego na parceli
astronomicznej, oraz dwóch pawilonów w celu ustaw ienia lunet, już gotowych do
obserwacji. W roku 1951 nastąpiło zatw ierdzenie dokumentacji.
Prace naukowe.
Pomimo pewnych trudności, związanych z wspomnianymi brakam i lokalowymi
w Piwnicach, praca naukow a rozwija się. Uzyskuje się rocznie przeciętnie 150
do 200 klisz -— z końcem roku 1952 katalog klisz liczył już 628 numerów. Klisze
w ykonuje się astrografem D rapera; obejm ują one zdjęcia zarówno integralne, jak
i widmowe.
Od chwili swego pow stania w 1949 r. Obserw atorium UMK opracowało 6-letni
plan prac naukowo-badawczych, koncentrujący się dookoła 3 głównych zagadnień.
1. Zagadnienie podsystemów gwiezdnych opracowywane równolegle od strony
kinem atyki podsystemów (katedra astronomii), jak również cech fizycznych (katedra
astrofizyki).
2. S tru k tu ra Drogi Mlecznej w w ybranych polach, opracowywana zespołowo przez
cały młodszy personel Obserwatorium.
3. Gwiazdy zmienne, pulsujące — opracowania fotometryczne (przeważnie
w dwóch zakresach długości fali) w ybranych cefeid i gwiazd typu RR Lyrae.
Prace wykonane: Z pośród wykonanych prac zaledwie połowa została w ydruko­
w ana. Na wolne tempo druku w płynęła pośrednio uchw ała K om itetu Astronomicz­
nego P. A. N., zawieszająca Biuletyn Obserw atorium Astronomicznego UMK i cen­
tralizująca publikacje astronomiczne w dwóch seriach Acta Astronomica. W ciągu
przeszło pół roku prace spoczywały w m anuskryptach. Spraw a druku serii astro­
fizycznej nie została definitywnie ustalona.
W ykaz prac w ykonanych w latach 1950— 1952
Ogłoszone w B iuletynie Obserw atorium Astronomicznego UMK n r 9:
1. W. I w a n o w s k a — The Spectrophotometric Study of Some High Velocity
Stars. (Badania spektrofotometryczne gwiazd szybkich).
2. C. Ł u b i e ń s k a — On the Phase Difference between the Light Curves and
the Radial Velocity Curves of Cepheids. (O różnicy faz pomiędzy krzywą ja ­
sności a krzywą prędkości radialnych cefeid).
.3. H. G a d z i k o w s k a i H. I w a n i s z e w s k i — The Sun’s Motion relative
to the Double Stars. (Ruch Słońca w przestrzeni w odniesieniu do gwiazd podwójnych).
K ronika
111
Ogłoszone w Biuletynie Obserw atorium Astronomicznego UMK n r 10:
4. W ł. D z i e w u l s k i — The Motions of the High Velocity Stars, Part I. (Ruchy
; gwiazd szybkich, c z ę ś ć I).
.
5. W ł. D z i e w u l s k i and C. Ł u b i e ń s k a — Visual Observations of the LongPeriod Variable Star x Cygni (Wizualne obserwacje gwiazdy zmiennej długo­
okresowej x Cygni).
6. W ł. D z i e w u l s k i — Visual Observations of the Long-Period Variable Star
o Ceti. (Obserwacje wizualne gwiazdy zmiennej długookresowej o Ceti).
7. R. P i ą t k o w s k a — Visual Observations of the Variable Star TT Herculis
(Obserwacje wizualne gwiazdy zmiennej TT Herculis).
8. Wł. D z i e w u l s k i — Visual Observations of the Variable Star SU Draconis
(Obserwacje w izualne gwiazdy zmiennej SU Draconis).
9. Wł. D z i e w u l s k i — Visual Observations of the Variable Star SW Draconis
(Obserwacje w izualne gwiazdy zmiennej SW Draconis).
10. A. L i s i c k i — A New Variable Star in Pleiades (Nowa gwiazda zmienna
w Plejadach).
11. Obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc, Acta Astronomica 1951.
12. Obserwacje zakryć gwiazd przez Księżyc, Acta Astronomica 1952.
13. W. I w a n o w s k a and P. W a y m a n — A Study of Low-Dispersion Spectra
of M Stars in the Red Region, Astrophysical Journal Vol. 115, p. 129, 1952.
Przygotowane do druku:
14. W ł. D z i e w u l s k i — The Motions of High Velocity Stars, Part II. (Ruchy
gwiazd szybkich, Cz. II).
15. W ł. D z i e w u l s k i — On the Determination of the Vertices of the Subdwarfs.
(O wyznaczeniu kierunków w erteksów na podstawie ruchów swoistych podkarłów).
16. W ł. D z i e w t i l s k i — Photographic Observations of the Short-Period Variable
Star UZ Leonis (Obserwacje fotograficzne gwiazdy zmiennej krótko-okresowej
UZ Leonis).
17. W ł. D z i e w u 1 s k i — Photographic Observations of the Short-Period Variable
Star T V Leonis (Obserwacje fotograficzne gwiazdy zmiennej krótko-okresowej
TV Leonis).
18. W ł. D z i e w u l s k i — Photographic Observations of the Short-Period Variable
Star R Y Comae (Obserwacje fotograficzne gwiazdy zmiennej krótko-okresowej
RY Comae).
19. Wł. D z i e w u l s k i — Photographic Observations of the Variable Star SV
Vulpeculae (Obserwacje fotograficzne gwiazdy zmiennej SV Vulpeculae).
20. Wł. D z i e w u l s k i — Visual Observations of the Variable Star X Z Draconis.
(Obserwacje wizualne gwiazdy zmiennej XZ Draconis).
21. Wł. D z i e w u l s k i — Visual Observations of the Variable Star /_ Cygni
(Obserwacje w izualne gwiazdy zmiennej x Cygni).
22. W. I w a n o w s k a — A Spectrophotom etric Study of the RR Lyrae Type
Variables (Badania Spektrofotom etryczne gwiazd typu RR Lyrae).
23. H. T o m a s i k (Warszawa) — A n A ttem p t of Determination of the Colour
Tem perature of Some High Velocity Stars (G radienty fotograficzne gwiazd
szybkich).
24. C. Ł u b i e ń s k a —' I w a n i s z e w s k a — Som e Physical and Kinem atical
Properties of the RR Lyrae Type Variables (Cechy fizyczne i kinem atyczne
gwiazd typu RR Lyrae).
Prace dydaktyczne.
W okresie sprawozdawczym odbywały się co roku następujące wykłady:
A stronom ia ogólna,
A stronom ia elem entarna (matematyczna) dla stud, geografii,
M atem atyka dla stud, geografii (w r. 1952),
112
Kronika
Astronomia sferyczna,
Astrofizyka.
Poza tym odbyły się wykłady:
Wyznaczanie orbit,
Astronomia gwiazdowa,
Astrofizyka teoretyczna.
Co roku odbywa się seminarium, na którym są referowane prace z bieżącej
literatury naukowej. W ciągu r. 1952 ponadto odbywało się seminarium specjalne
poświęcone teorii gwiazd pulsujących.
Prace popularyzacyjne.
a) Odczyty i artykuły.
Pracownicy Obserwatorium wygłaszali odczyty w Toruniu i w innych miastach,
w pierwszym rzędzie pomorskich, ale nieraz i innych bardzo odległych. Odbywały
się one w ramach powszechnych wykładów uniwersyteckich, Towarzystwa Wiedzy
Powszechnej, Studium Doskonalenia K adr Oświatowych, Tow. Miłośników Astro­
nomii, którego Oddział powstał w Toruniu na jesieni 1952 r. Liczba wygłaszanych
odczytów wynosiła przeciętnie około 12 rocznie. Wygłaszali je głównie prof. Wł.
Dziewulski i prof. W. Iwanowska, chociaż i nasi młodzi magistrowie rozpoczęli tę.
działalność.
Artykuły popularno-naukowe:
Wł. D z i e w u l s k i — Wstęp do Księgi Pamiątkowej Tow. Naukowego w To­
runiu, 1952.
Wł. D z i e w u l s k i — Feliks Rogoziński (wspomnienie pośmiertne), Księga Pam.
Tow. Nauk. w Toruniu, 1952.
W. I w a n o w s k a — Astronomia radiowa, Urania, 1952.
W. I w a n o w s k a — Fluorescencja w astronomii, Postępy Fizyki, 1952.
W. I w a n o w s k a — Zagadnienie podsystemów gwiezdnych, K sięga Pam. Tow.
Nauk. w Toruniu, 1952.
A. L i s i c k i — Cykl artykułów o gwiazdach zmiennych, Urania, 1950.
A. L i s i c k i — Hipotezy Kanta i Laplace’a, Fizyka i Chemia, 1951.
A. L i s i c k i — Zaćmienia i ich przewidywanie, (książka), Wiedza Powszechna, 1952.
Poza tym A. Lisicki współpracuje stale z czasopismami popularno-naukowymi
Urania i Fizyka i Chemia, umieszczając wiadomości do kroniki naukowej, recenzje itd.
W czasopiśmie Fizyka i Chemia podaje stały kalendarzyk astronomiczny.
b) Wycieczki.
Do Obserwatorium w Piwnicach przyjeżdżają wycieczki zakładów pracy i mło­
dzieży szkolnej, głównie z okręgu Pomorza. Napływ ich stale wzrasta, lokalizujemy
je w okresach księżycowych nocy, gdy nie ma obserwacyj i można używać lunety
do pokazów nieba.
W r. 1952 przyjęto 25 wycieczek, przeciętnie po 30 osób.
Inne prace.
W Obserwatorium odbywają się regularnie posiedzenia naukowe zarówno w ra ­
mach zespołu katedr, jak i Tow. Naukowego w Toruniu, przy którym istnieje Kom isja
Astronomiczna. Uczestniczą w nich pracownicy naukowi Obserwatorium. Tematem
posiedzeń naukowych są zagadnienia związane z pracami naukowymi, wykonywanym*
w Obserwatorium.
W czerwcu 1950 r. przybyła do Torunia grupa 12 astronomów radzieckich, którzy
spędzili tutaj 2 dni, odwiedzając również Piwnice. Dyskusje i rozmowy z gośćmi
radzieckimi podczas posiedzeń naukowych i spotkań towarzyskich ułatwiły nam
nawiązanie bliskiego kontaktu naukowego, szczególnie z grupą moskiewską, która
Kronika
118
pracuje n ad zagadnieniem podsystemów gwiezdnych, stanowiących główny problem
w naszym planie prac naukowo-badawczych.
W listopadzie 1951 r. odbył się w T oruniu III zjazd naukowy Polskiego Towa­
rzystw a Astronomicznego, na którym pracownicy Obserwatorium wygłosili 3 refe­
raty z prac własnych (Wł. Dziewulski, W. Iwanowska, A. Lisicki) oraz wstępny
odczyt przeglądowy pt. „Rozkład pierw iastków chemicznych we Wszechświecie"
(W. Iwanowska).
We w rześniu 1952 r. odbył się w Rzymie VIII Kongres Międzynarodowej Unii
Astronomicznej. Na wspólnym posiedzeniu komisyj, poświęconym widmom gwiazd
zmiennych, była referow ana praca W. Iwanowskiej pt. „Badania spektrofotometryczne gwiazd typu RR L yrae“.
1953, styczeń
W. Iwanowska
Wł. Dziewulski
Zakład Astronomii Praktycznej Politechniki W arszawskiej
w latach 1950—1952
W składzie osobowym Z akładu zachodziły w okresie sprawozdawczym następujące
zmiany. W czasie od 1 lutego 1950 do 31 października 1950 starszym asystentem był
m gr inż. Klażyński Witold, od 1 kw ietnia 1951 do 30 września 1951 m gr inż. Dulian
Paweł, zaś od 1 stycznia 1952 starszym asystentem Zakładu jest m gr inż. Cichowicz
Ludosław. Prócz tego w związku z nową ustaw ą o pracow nikach naukowych z dniem
1 kw ietnia 1951 inż. m gr Szpunar W alenty został adiunktem awansowanym, zaś
dr Opalski Wiesław adiunktem Zakładu. W czerwcu 1952 st. asystent L. Cichowicz
uzyskał po odbyciu egzaminu dyplomowego stopień m agistra inżyniera. — Woźną Za­
kładu jest (w dalszym ciągu) M aria Maczek.
S tarania o przyznanie Zakładowi jeszcze jednej asystentury były dotychczas
darem ne mimo okoliczności, które przem awiały za wnioskiem K ierow nika Zakładu
(zwiększenie się liczby studentów, studium astronomii na dwu poziomach: inży­
nierskim i magisterskim , długotrw ała choroba inż. W. Szpunara). Również bezo­
wocnymi okazały się próby uzyskania etatu administracyjnego, mimo argum entu,
że pracownik adm inistracyjny zwolniłby siły fachowe od prac nie wymagających
wysokich kw alifikacyj (sprawy gospodarcze, inwentaryzacyjne, spraw y budżetu
i inwestycyj, spraw y biblioteki, pisanie n a maszynie itp.).
Wyposażenie instrum entalne Zakładu wzbogaciło się w okresie sprawozdawczym
0 kilka pozycyj. Przede wszystkim cennym i podstawowym nabytkiem dla Z. A. P.
jest instrum ent przejściowy firm y Zeiss-Jena (obiektyw 100 mm, ogniskowa 1000 mm),
który nadszedł w czerwcu 1951 roku. Z subwencji Komisji Popierania Twórczości
Naukowej i Artystycznej Zakład nabył odbiornik radiowy kom unikacyjny (DanskRadio-Elektromekano), za co tejże Komisji składam y wyrazy wdzięczności. Prócz
tego Zakład zakupił 2 chronometry morskie Nardin z kontaktam i elektrycznymi,
1 chronom etr m orski Lange (bez kont.), 1 chronom etr kieszonkowy Lange. Nabyto
także probierz libel (Freiberger Prdzisions-Feinmechanik), oraz elektryczną maszynę
do rachow ania Rheinmetall.
Na tymże miejscu wyrażam y uprzejm e podziękowanie odnośnym władzom
Głównego Urzędu Pom iarów K raju — obecnie Centralnego Urzędu Geodezji i K ar­
tografii — za stanowisko pełne zrozumienia dla potrzeb Zakładu i przekazanie mu
n a własność wypożyczanego dotychczas' instrum entarium , składającego się z 2
teodolitów f. Breithaupt (2cc/25cc), 1 teodolitu f. Fennel (5cc/20cc), 1 teodolitu f. Hil­
debrand (4"), 2 maszyn do rachow ania f. Brunsviga, 1 aneroidu.
W toku są starania o nabycie w firm ie Zeiss-Jena teleskopu zenitalnego, zegara
114
Kronika
wahadłowego f. C. Riefler (z subwencji P. A. N.-u), oraz chronometrów morskich
i kieszonkowych (do ćwiczeń studenckich).
Ponieważ jest mowa o nabytkach, więc parą słów poświęcamy również bibliotece
Zakładu. Liczy ona obecnie około 2600 pozycyj, a więc wykazuje przyrost o około
500 pozycyj w stosunku do poprzedniego sprawozdania. Znaczna część przyrostu
pochodzi z wym iany za publikacje własne oraz z darów obserwatoriów zagranicznych,
za które także na tym m iejscu składam y serdeczne podziękowanie. Pragniem y jednak
wyrazić pewne zaniepokojenie z powodu trudności w nabyw aniu niektórych książek
i czasopism m. i. również w ydaw nictw radzieckich; w ydaje się, że służba
inform acyjna o nowościach zagranicznych jest przez odnośne biura kolportażowe
słabo zorganizowana.
W okresie sprawozdawczym, a w ogóle od r. 1945, były kontynuowane starania
0 wybudowanie pawilonów obserwacyjnych, jednego dla instrum entu przejściowego
a drugiego dla instrum entu uniwersalnego Wild T4. Wysiłki dotychczasowe czynione
u władz Politechniki nie dały dotąd pozytywnego rezultatu. Główne przeszkody to
trudności budżetowe oraz brak definityw nych planów co do struktury organizacyjnej
1 rozbudowy Politechniki, a właśnie w planach rozbudowy ogólnej uczelni m iała być
wzięta pod uwagę i rozbudowa Obserw atorium Zakł. Astronomii P rakt. Mimo iż roz­
budow a ta jest ciągle jeszcze odsuwana na dalszy plan, mamy nadzieję, że palące po­
trzeby dokonywania badań w związku z zagadnieniami triangulacji państwowej
skłonią władze naczelne do wzniesienia w bieżącym lub przyszłym roku kilku
pawilonów obserwacyjnych w bliskości Warszawy.
Przechodząc do działalności naukowej Zakładu, należy zarejestrow ać co następuje.
Z druku wyszły dalsze publikacje ZAP, a mianowicie:
26) F. K ę p i ń s k i , The motion of the periodic comet 1906 IV (Kopff) and its
apparition in 1951, part V.
F. K ę p i ń s k i , La comete periodique 1906 IV (Kopff) a son apparition en
1939 et 1945.
27) W. O p a 1 s k i, Finding the azim uth of a terrestrial object by the transits
of stars over the object’s vertical circle.
28) F. K ę p i ń s k i , Barycentric reductions of the Sun coordinates for the years
1947—1949.
W druku ukazały się również następujące publikacje:
F. K ę p i ń s k i i W. S z p u n a r , Rocznik Astronom iczny 1951 i 1952.
F. K ę p i ń s k i i W. S z p u n a r , E fem erydy Nautyczne 1949, 1950, 1951, 1952.
F. K ę p i ń s k i , Rocznik Astronom iczny 1953.
H. L e ś n i o k, W yznaczenie azym utu z obserwacji par gwiazd na tej samej
wysokości i w tym sam ym kole godzinnym.
J. S. R a d e c k i , W yznaczenie azym utu z obserwacji par gwiazd na tej samej
wysokości, w w ertykale przedm iotu leżącego w pobliżu 1 w ertykalu.
W form ie skryptu ukazała się w druku: F. K ę p i ń s k i , Astronomia Praktyczna
Qz. I., 1951, oraz jest w przygotowaniu nowe rozszerzone w ydanie Astronom ii S f e ­
rycznej.
D r W. O p a l s k i podjął w r. 1950 w porozumieniu z Komisją Gwiazd Podwójnych
M. U. A. mikrom etryczne obserwacje gwiazd w izualnie podwójnych na 15 cm refraktorze Cooke’a; prace obserw acyjne i obliczeniowe są w toku.
Dr W. O p a l s k i opracował i przekazał do druku popularną książkę pt. Orien­
tacja na lądzie i morzu.
Inż. L. C i c h o w i c z oddał do druku artykuły: 1) Teoria figury Ziem i na
marginesie prac W awre’a i Subbotina, 2) Radioastronomia, 3) kilka recenzyj publikacyj treści astronomicznej i geodezyjnej.
Pracow nicy Z akładu prof. F. Kępiński, inż. W. Szpunar i częściowo inż. L. Ci-
115
Kronika
chowicz brali udział w opracowaniu działu astronomicznego dla Słow nika Geode­
zyjnego Zw. M ierniczych R. P., zaś inż. W. Szpunar dokonał opracowania i przygo­
tow ania do druku (w Przeglądzie Geodezyjnym) materiałów, pozostałych po śp.
prof. L. Grabowskim, dotyczących słownictwa technicznego (astronomia).
Prof. Kępiński brał czynny udział w Komitecie Redakcyjnym wydawnictwa
dzieła Galileo Galilei „Dialog o dwóch najważniejszych układach świata".
Do zaplanowanych prac obserwacyjnych z zakresu metod dokładnego wyzna­
czania współrzędnych geograficznych i azymutu nie można było przystąpić z przy­
toczonego wyżej powodu braku pawilonów obserwacyjnych. Wykonano jedynie
próbne badania i obserwacje instrum entem Wiła T4 (w lecie 1951, inż. P. Dulian)
n a niezbyt stabilnym słupku Obserwatorium. Natom iast z prac teoretycznych oma­
wianego zakresu prof. F. Kępiński przystąpił w r. 1952 do rozwinięcia własnej metody
wyznaczania azym utu z obserwacyj p ar gwiazd na tej samej wysokości, symetrycznie
do południka. Zarys tej metody podany został przez niego już w 1938 r. (Publ.
ZAP N r 21). Prócz tego prof. Kępiński podjął również prace m ające na celu opra­
cowanie katalogu p ar gwiazd do tejże metody. W pracy tej biorą udział pracownicy
naukow i Zakładu oraz pracownicy z poza ZAP na podstawie zleceń, finansow a­
nych z dotacji Komisji Popierania Twórczości Naukowej.
Znaczną przeszkodę w działalności naukowej Zakładu stanowi stałe przeciążanie
pracowników pracam i dydaktycznymi i adm inistracyjnym i, specjalnie odczuwane
w okresie sprawozdawczym z powodu dekompletowania się składu pracowników,
częściowo w skutek chwilowych wakansów na stanow isku s t asystenta, częściowo
w skutek choroby aw. adiunkta. Pracę dydaktyczną Zakładu ilustrują następujące
dane liczbowe.
Rok
semestr
1949/50
letni
1950/51
Przedmiot
Poziom
kursu
Liczba
stud.
W ykład
A stronom ia praktyczna
magisterski
20
F. K.
W . S.
Ćwiczenia
A stronom ia praktyczna
magisterski
15
F. K.
W. S., W . O.
P. D.
A stronom ia praktyczna
inżynierski
52
W. S.
W . S.
zimowy i let.
A stronom ia sferyczna
i praktyczna
inżynierski
46
W . S.
W . S.
1951/52
A stronom ia sferyczna
inżynierski
61
F. K.
F. K.
A stronom ia praktyczna
inżynierski
61
F. K.
A stronom ia praktyczna
inżynierski
53
F. K.
A stronom ia geodezyjna
magisterski
6
F. K.
zimowy i let.
1949,50
letni
1950/51
zimowy
1951/52
letni
1952/53
zimowy
1952/53
zimowy
W. O.,
W.
W . O.,
W.
L. C.
s.
L. C.
S.
F. K. L .C .
Prócz tego w sezonie letnim 1951 r. prof. F. Kępiński, z w ydatną pomocą inż.
P. Duliana, prowadził przeszkolenie teoretyczne i praktyczne 2 obserwatorów, p ra ­
cowników P. P. G., w astronom ii geodezyjnej.
Należy jeszcze wspomnieć o udziale Kierownika Zakładu w pracach organiza­
cyjnych i planow aniu w K om itetach Astronomicznym i Geodezyjnym P. A. N.
Pracownicy Zakładu brali udział (również jako prelegenci) w posiedzeniach nau
kowych Oddziału Warszawskiego P. T. A. oraz w sem inarium astronomicznym,
116
Kronika
które, podobnie jak i w poprzednim okresie, odbywały się w naszym Zakładzie
co tydzień.
W Zakładzie wykonano 1 pracę dyplomową m agisterską (mgr inż. W. Mellerowicz).
Miłym wydarzeniem do zapisania w kronice Zakładu była w izyta 12 astronomów
radzieckich, udających się latem 1950 na Zjazd naukowy P. T. A. w e Wrocławiu.
Dn. 9. VI. 50 Zakład podejm ował u siebie gości herbatką towarzyską, w której
w zięli udział Rektor Politechniki prof. E. Warchałowski, Prezes P. T. A. prof, dr
E. Rybka oraz w szyscy astronomowie U niw ersytetu W arszawskiego i Politechniki
W arszawskiej.
F. Kępiński
Prof, dr CZESŁAW BIAŁOBRZESKI
(Wspomnienie pośmiertne)
Dnia 12 października 1953 r. zmarł w W arszawie prof. dr Czeslaw B i a ł o b r 2 e s k i , profesor Fizyki Teoretycznej U niwersytetu Warszawskiego, członek ty ­
tularny Polskiej Akadem ii Nauk.
Czesław Białobrzeski urodził się 31 sierpnia 1878 r. Po ukończeniu studiów fizyki
w U niw ersytecie K ijowskim pracuje do r. 1914 w tym U niwersytecie. W tym czasie
zajm uje się głów nie fizyką doświadczalną, ogłasza prace o jonizacji dielektrycznych
cieczy i ciał stałych. W roku 1919 obejmuje II Katedrę Fizyki Doświadczalnej
w U niw ersytecie Jagiellońskim w Krakowie. N ie bawi tutaj długo. Już w r. 1921
zostaje zaproszony do Warszawy, gdzie obejmuje Katedrę Fizyki Teoretycznej. Od
tego czasu poświęca się wyłącznie pracom teoretycznym , głów nie w dziedzinie ter­
modynamiki.
Należy tu szczególnie podkreślić znaczenie prac Cz. Białobrzeskiego dla rozwoju
astrofizyki teoretycznej. W roku 1913 ogłasza on pracę pt. „Sur l ’equilibre thermor
dynam ique d’une sphere gazeuse libre“, która otwiera nowy okres w rozwoju teorii
budowy wnętrza gwiazd. W pracy tej po raz pierw szy została w yśw ietlona doniosła
rola jaką gra ciśnienie prom ieniowania w teorii równowagi Słońca i gwiazd. Prof.
Białobrzeski pozostawił w rękopisie podręcznik termodynamiki teoretycznej, zaw ie­
rający osobny rozdział poświęcony zagadnieniom wew nętrznej budowy gwiazd.
A. Strzałkowski
NOTATKI
Polskie Towarzystwo Astronomiczne rozpoczęło przygotowania do obserwacji
całkowitego zaćm ienia Słońca w r. 1954. W okresie od 16. VI. do 15. VII. 1953 r.
zorganizowane zostały obserwacje pogody na 50 stacjach w pow. Suwalskim i Augu­
stowskim w obrębie pasa całkowitości zaćmienia. Z tych obserwacji dokonywanych
codziennie o godz. 14-tej wyznaczono tereny o m niejszym zachmurzeniu. Objazd
terenu w dniach od 16. do 21. VI. 1953, pozwolił wybrać 15 m iejsc nadających się
na urządzenie stacyj obserwacyjnych.
N adesłano k sią żk i:
J ó z e f W i t k o w s k i , „Astronomia Sferyczna", PWN, Warszawa 1953, str. 175,
cena 12 zł. Autor stosuje rachunek krakowianowy w niektórych rozdziałach tego
podręcznika dla szkół w yższych,
J ó z e f W i t k o w s k i i K a z i m i e r z K o r d y l e w s k i , „Pokłosie 50-letniej
działalności naukowej Tadeusza Banachiewicza". Kraków 1953, str. 38 (nie jest
w sprzedaży). Broszura wydana w związku z jubileuszem prof. dr T. B a n a c h i e w i c z a , dyrektora Obserwatorium Krakowskiego, przez jego uczniów, zawiera
głów nie w yciągi z literatury św iatow ej, charakteryzujące znaczenie osiągnięć nauko­
w ych Jubilata.
Postępy Astronomii
S K O R O W I D Z
Adams, W. S. 22, 30-32, 39
Aller, L. H. 95
Ampel, R. 109
Apolloniusz 6
Arystoteles 5, 6
Baade, W. 37, 39, 40
Banachiewicz, T. 2, 50, 116
Banfi, A. 104
Bassalik, K. 107
Becker, W. 20, 22
Behr, A. 98, 99
Bernewitz, E. 57, 68
Berthod-Zaborowska, H. 41
Bessel, F. W. 27
Białobrzeski, C. 116
Birkenmajer, A. 104
Boltzmann, L. 73, 87
Brayton, A. M. 32, 39
Breithaupt, 113
Brożek, M. 104
Buchar, E. 54
Bureau, R. 97-99
Butler, H. E. 101
Chandrasekhar, S. 95, 96
Charcot 98
Cichowicz, L. 113-115
Cohn, F. 27, 39
Cooke, 104, 114
Couderc, P. 41
McCuskey, S. W. 35, 36, 39
Cytling, L. 106
Draper, H. 13, 22, 109, 110
Dulian, P. 113, 115
Dziewulski, W. 109-113
Eddington, A. S. 27, 35, 39, 43, 61, 71,
82, 90, 95
Einstein, A. 103
Encke 109
Epstein, I. 95
117
N A Z W I S K
Eudoksos 5
Euklides 11
Fedtke 108
Fennel 113
Fiesjenkow, W. G. 100
Fock, W. A. 103
Fourier 9
Frąckowiak, M. 109
Gadomski, J. 104-109
Gadzikowska-Hutorowicz, H. 109, 111
Galileusz 115
Gansiniec, R. 104
Gąska, S. 109
Giovanelli, R. G. 99
Girod 106
Grabowski, L. 115
Graff, K. 106, 109
Grubb 104, 105
Grudkowski, J. 104
Grudzińska, S. 109
Guth, V. 54
Haffner, H. 37, 39
Hale, G. E. 52
Hamann 106
Harrison, M. H. 96
Heckmann, O. 37, 39
Hefner 19
Heinrich, V. V. 54
Helmholtz, H. 75, 94
Henderson 27
Hertzsprung, E. 23, 24, 30, 32, 36, 42, 43,
63, 69, 70, 77, 88, 93
Hess, R. 37, 38
Heyde, G. 105
Hildebrandt 113
Hilger 110
Hipparch 6, 7
Horn d’Arturo, G. 102
Humason, M. L. 22, 32, 39
Hynek, J. A. 22
118
P ostępy Astronom ii
Irv in g 109
Iw aniszew ski, H. 109-111
Iw anow ska, W. 34, 39, 44, 47, 48, 108113
Jenkins, L. F. 29, 39
Joos, G. 95
Joy, A. H. 22, 31, 32, 39
K am ieński, M. 48, 104, 105, 108
v an de K am p, P . 68
K a n t 112
K apteyn, J. C. 28
K arpow icz, M. 46-48
K eenan, P. C. 21, 22
K ellm an 21, 22
K elvin 75, 94
K epler 12, 30, 55, 95
K ępiński, F. 110, 113-116
K lażyński, W. 113
K linkerfues, W. 29, 39
K oebcke, F. 105
K ohlschiitter, A. 30, 39
K opernik, M. 6, 9—12, 44, 103, 104, 109
K opff, A. 114
K ordylew ski, K. 2, 50, 116
K ostinsky 27, 39
K ra m e rs 84
K uiper, G. P . 17, 18, 20-22, 60, 63, 68
K u k ark in , B. W. 37
K w iek, A. 48
L ange 113
L aplace 112
L eav itt, H. S. 40
Leśniok, H. 114
L eśnodorski, B. 104
Levis 57, 68
L indblad, B. 34, 39
Link, F. 53
Lis, W. 105
Lisicki, A. 105-109, 111-113
L u n d m ark , K. 41, 56, 68
Lw ów, N. 62, 68
Ł u bieńska-Iw aniszew ska, C. 44, 109, 111
v an M aanen, A. 28, 39
M aczek, M. 113
M agellan 40
M arkow ski, B. 109
M asewicz, A. 43, 63, 66, 68, 96
M azur, M. 106, 108, 109
M ellerow icz, W. 116
M ergentaler, J. 23-39, 97-99, 105, 108
M estel, L. 95
M ielników , O. 41
M ierzw a, S. 106
M ineur, H. 41
M innaert, M. 103
M ohr, J. 53
Moore, C. E. 61, 62, 68
M organ, W. W. 21, 22
M orse, P . M. 95
M ustel, E. 22
N ard in 113
N assau, J. J. 35, 36, 39
N ew all, H. F. 106
N ew ton, J. 12
N icholson, S. B. 18, 22
Oke, J.
O palski,
O polski,
O hm an,
B. 96
W. 113, 114
A. 13-22, 40-41, 55-68
Y. 34, 39
Pagaczew ski, J. 105, 106, 108, 109
P annek o ek , A. 18
P aren ag o , P. P. 37, 39, 42, 43, 62, 63, 66,
68, 96
P a u li 92
P e ttit, E. 18, 22
P iątk o w sk a-R u m iń sk a, R. 109, 111
P ieńkow ski, S. 48, 107
P ilow ski, K. 22
P iotro w sk i, S. 2, 48, 50, 69-86
P lan c k 14. 15, 92
P la to n 5
P roch azk a, J. 54
P ro clu s 11
P tolem eu sz 6-12, 103
P u ła sk i 106
Radecki, J. S. 114
R adzijeW skij, W. W. 100
R ayet, G. 18, 64
R ey 106
v an R h ijn , P. 28, 39
R iefler, C. 114
P ostępy A stronom ii
Rogoziński, F. 112
R udnicki, K. 42-43, 44 ,100 ,102 ,103 ,104
Russel, H. N. 23, 24, 32, 36, 42, 43, 01-63,
66, 68-70, 77, 87-89, 93, 95
R u th erfo rd 78
R u th e rfu rd 27, 39
R ybka, E. 116
S alpeter, E. E. 95, 96
Sandage, A. R. 39, 96
S chiaparelli, G. 5
Schilt, J . 110
Schlesinger, F. 24, 28
Schm idt, B. 47, 54, 109
S chw arzschild, K. 15
S chw arzschild, M. 96
Serkow ski, K. 43-44, 107
S hapley, H. 37, 39, 40, 109
Siedentopf, H. 98, 99
S ierpiński, W. 105
Skrzeszew ski, S. 105
S ław ski, J. 48
Sołow iew , A. W. 45
Stebbins, J . 22
S tefan, J. 14, 16, 62, 87
S tenquist, E. 34, 39
Stenz, E. 45-46
S te m b e rg 68
S tern berk, B. 54
S terne, T. E. 28, 39, 95
S tro m g ren E. 68
S truve, O. 27
S tru v e, W. 45
Strzałkow ski, A. 116
Subbotin, M. F. 114
Szaniaw ski, W. 105
Szpunar, W. 105, 113-115
Szczygolew 64
Szyszko-Bohusz 106
Tevzadze 108
Tęcza, W. 2, 50
Tom asik, H. 44, 111
T ru m p ler 62
Unsold, A. 17, 22
Vogt, H. 66, 87, 95
Waldmeder, M. 95
W archałow ski, E. 45, 46, 116
W aw re 114
W aym an, P. 111
W hipple 108
W hitford 22
Wien, W. 14
W ild 114, 115
Wilk, A. 105
W itkow ski, J. 5-18, 47, 103, 105, 116
Wolf, A. 97, 98
Wolf, C. 18, 64
W olf 48, 108
W olfram , E. 105
W oroncow-W eliamtinow, B. A. 38, 39
Zeiss, C. 48, 105, 109, 113
Zonn, W. 2, 48, 50, 51-54, 101
Zonnow a, R. 105
Ż ew akin, S. A. 43, 44.
Żółkiew ski, S. 104
119
Postępy Astronomii
120
SPIS TREŚCI tomu I :
ZESZYT 1.
Od R e d a k c j i ........................................................................................................................ 3
J. W i t k o w s k i — K opem ikańska teoria ruchu planet na tle antycznych
s y s t e m ó w ....................................................................................................................... 5
A. O p o l s k i — Skale typów widmowych i tem peratur g w ia z d ...........................13
J. M e r g e n t a l e r — Jasności absolutne g w i a z d .............................................. 23
A.
K.
K.
K.
Z literatu ry n au k o w ej:
O p o l s k i — Możliwy błąd wielkości absolutnych cefeid i jego konsekwencje 40
R u d n i c k i — O gwiazdach mgławicy O r i o n a .............................................. 42
S e r k o w s k i — Z zagadnień teorii c e f e i d ..................................................... 43
R u d n i c k i — Toruńskie badania dwu populacji g w i a z d ...........................44
K ro n ik a :
Prof, dr inż. Edw ard W archałowski (wspomnienie p o ś m ie r tn e )...........................45
Spraw a budowy Centralnego Obserw atorium Astronomicznego w Polsce . . 46
Notatki
..........................................................................................................
. . .
48
ZESZYT 2
W. Z o n n — Astronomia w C z e c h o s ło w a c ji............................................................51
A. O p o l s k i — Masy g w i a z d ...................................................................................... 55
S. P i o t r o w s k i — Teoretyczna interpretacja zależności widmo—jasność
i m asa—j a s n o ś ć ...................................................................................................., 6 9
Z literatury n au k o w ej:
J. M e r g e n t a l e r — Niespodzianki geoaktywności S ł o ń c a ...........................97
♦ K . R u d n i c k i — Pew ne rozwiązania ograniczonego zagadnienia trzech ciał
z uwzględnieniem ciśnienia p r o m i e n i o w a n i a ..................................................... 100
W. Z o n n — Pomysł przyrządu do dokonywania zliczeń gwiazd . . . . 1 0 1
K. R u d n i c k i — Teleskop t a f e l k o w y .................................................................. 102
K ro nik a:
Sesja K opem ikańska Polskiej Akademii N a u k ..................................................... 103
Uzupełnienie do „Sprawozdania z działalności Obserwatorium Astronomicznego
U niwersytetu Warszawskiego w okresie 1945—1950 r-“
................................. 104
Sprawozdanie z działalności Obserwatorium Astronomicznego U niw ersytetu M.
K opernika w Toruniu za okres 1950—1952
..................................................... 109
Zakład Astronomii Praktycznej Politechniki Warszawskiej w latach 1950—1952 113
Prof, d r Czesław Białobrzeski (wspomnienie p o ś m i e r t n e ) ................................. 116
N otatki
.............................................................................................................................. 116
Skorowidz nazwisk
...........................................................................................................117
Koniec tomu I.
B ib lio te k a G łó w n a U M K
lllllllllllllllllllllllllllllllllllllllll
300048428818
F . / ™
SPIS
TREŚCI:
W. Z o n n — Astronomia w C z e c h o sło w a c ji...............................................„
51
A. O p o l s k i — Masy g w i a z d ..................................................... .................................
55
S. P i o t r o w s k i — Teoretyczna interpretacja zależności widmo^-jasność
i masa—j a s n o ś ć ..................................................... ...... ..............................................
69
Z literatury naukowej:
.7. M e r g e n t a l . e r — Niespodzianki geoaktywności S ł o ń c a ...........................
K. R u d n i c k i — Pewne rozwiązania ograniczonego zagadnienia trzech ciał
z uwzględnieniem ciśnienia p r o m i e n i o w a n i a .....................................................
W. Z o n n — Pomysł przyrządu do dokonywania zliczeń gwiazd
. . . .
K. R u d n i c k i — Teleskop t a f e l k o w y ..................................................................
97
100
101
102
Kronika:
Sesja K opernikańska Polskiej Akademii N a u k .....................................................
Uzupełnienie do „Sprawozdania z działalności Obserwatorium Astronomicznego
Uniw ersytetu Warszawskiego w okresie 1945—1950 r.“ .................................
Sprawozdanie z działalności O bserw atorium Astronomicznego U niw ersytetu M.
K opernika w Toruniu za okres 1950—1952 ............................................................
Zakład Astronomii Praktycznej Politechniki Warszawskiej w latach 1950—1952
Prof, d r Czesław Białobrzeski (wspomnienie p o ś m i e r t n e ) .................................
N otatki
......................................................................... ...... ..............................................
Koniec tomu I.
103
104
109
113
116
116
O ena
5 * — zł.
NOWE WYDAWNICTWO
POLSKIEGO TOWARZYSTWA ASTRONOMICZNEGO
„ROCZNIK ASTRONOMICZNY"
NA ROK 1954
W YDANY W WARSZAWIE
POD R E D A K C JĄ PROF. Dr F. K Ę P I Ń S K I E G O
(stron 85)
podaje:
\
dane kalendarzowe, daty świąt i pór roku
współrzędne, promienie i paralaksy ciał nie­
bieskich
czasy wschodów i zachodów Słońca, Księżyca
i planet
fazy Księżyca
zaćmienia Księżyca i Słońca
szczegółowe dane odnośnie widzialności w Polsce
całkowitego zaćmienia Słońca w dniu 30.
VI. 1954.
konfiguracje planet
liczne tablice pomocnicze
wykaz stacji radiowych nadających sygnały
czasu
objaśnienia do tablic i przykłady.
Do nabycia w składzie głównym Polskiego Towarzystwa Astronomicz­
nego w Krakowie, ul. Kopernika 27 m. 4
Dostawa pocztą pod wskazany adres po dokonaniu wpłaty 30-— zł
przekazem pocztowym na adres w yżej w y m i e n i o n y lub na konto
Polskiego Towarzystwa Astronomicznego P. K.O. Kraków Nr 4-113-15.
Cena 30*— zł.