Urania - Postępy Astronomii

B ib lio te k a
U. M . K.
T o ru ń
POSTĘPY
ASTRONOMII
CZASOPISM O
POŚWIĘCONE U P O W S Z E C H N IA N IU
WIEDZY ASTRONOMICZNEJ
PTA
T O M II —
1 9
PAŃSTWOWE
ZESZYT 1
5
4
WYDAWNICTWO
NAUKOWE
SPIS TREŚCI ZESZYTU 1
W. Z o n n, O stosunku do astronomii w Polsce . . .
3
W. I w a n o w s k a , Ewolucja g w i a z d ...........................9
Z LITERATURY NAUKOWEJ
K.
W.
A.
A.
K.
K o z i e ł , Problem czasu w astronomii . . . .
25
I w a n o w s k a , Źródła emisji radiowej . . . .
32
S t r z a ł k o w s k i , Średnice „radiogwiazd"
. 32
L i s i c k i , Radio-obiekty na półkuli północnej . . 34
R u d n i c k i , Badania promieniowania radiowego
a ucieczka g a l a k t y k ..................................................... , 3 5
W- I w a n o w s k a , Wpływ ośrodka międzygwiazdowego na prędkości g w i a z d ...............................................37
A. S t r z a ł k o w s k i , Świecenie nocnego nieba zwią­
zane z efektem C z e r e n k o w a ........................................37
K. R u d n i c k i , Rozkład jasności nowopowstających
gwiazd
......................................................................... . 3 9
A. L i s i c k i , Nowe potwierdzenie spiralnej struktury
G alaktyki
,
................................. ......
, , , 41
KRONIKA
Prof, d r Stefan Pieńkowski (Wspomnienie pośmiertne) . 42
Sprawozdanie z działalności Polskiego Towarzystwa
Astronomicznego za rok 1953 ........................................ 43
Całkowite zaćmienie Słońca dnia 30 czerwca 1954 r.
w północno-wschodniej P o l s c e ........................................45
Widok nieba w czasie całkowitego zaćmienia Słońca
30 czerwca 1954 .................................................................. 48
i
i
POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE
POSTĘPY
ASTRONOMII
K W A R T A L N I K
TOM
KRAKÓW
PAŃSTWOWE
II
—
ZESZYT
1
• S T Y C Z E Ń — MAR Z E C I 954
WYDAWNICTWO
NAUKOWE
Kolegium
Redakcyjne
R edaktor N a c z e ln y :
S T E F A N P I O T R O W S K I , W arszaw a
C z ło n k o w ie :
TADEUSZ
B A N A CH IEW ICZ ,
K ra k ó w
W ŁADYSŁAW
TĘCZA,
K ra k ó w
W Ł O D Z IM IE R Z
ZONN,
W arszaw a
Sekretarz R e d a k c ji:
K A Z IM IE R Z
KO RD YLEW SKI,
K ra k ó w
A dres R e d a k c ji: K ra k ó w 2 , plac N a Groblach 8 ni. 4
A dres Sekretariatu: K ra k ó w 2, ul. K o p e rn ika 27
;
m. 4
'
'
ł
i
P A Ń S T W O W E
W Y D A W N I C T W O
N A U K O W E
—
W ARSZAW A
ul . K ra k o w sk ie P r z e d m ie ś c ie 79
N a k ła d 4 0 0 - f - 10 0 egz.
P o d p is a n o do d r u k u 10. 111. 1S51
A r k . w y d . 4 ‘2 , a r k . d r u k . 8 - f - w k le jk a
D r u k u k o ń c zo n o 18. I I I . 1954
P a p ie r drulc. s a ł. 70 g k l. V, 7 ^ x 1 0 0 cm
N r z a m ó w ie n ia 6 * 1 2 /5 8
Do s k ła d a n ia 19. X I I . 1958
Cena z ł 5 . —
D l l U K A l l N I A
ZW IĄZKOWA,
K R A K Ó W ,
UL.
M -5 -1 6 5 7 1
M I K 0 Ł A J S K A 18
i
Postępy Astronomii, T. II, z. 1
O stosunku do astronom ii w Polsce
W ŁO D ZIM IER Z ZONN
O bserw atorium Astronom . Uniw. W arszaw skiego
(A rtyku ł dysku syjny)
Zarówno wśród szerokich mas naszego społeczeństwa, ja k i wśród
ludzi kierujących naszym życiem naukow ym panuje często przeko­
nanie o osobliwej roli astronomii wśród nauk, o jej jakoby specjalnym
charakterze i specjalnych zadaniach. Owo niesłuszne (jak to zaraz spró­
buję pokazać) przekonanie, będące, po części przynajm niej, pozostałością
czasów dawnych, przejaw ia się w różnych sytuacjach i na różnych szcze­
blach naszego życia. P rzejaw ia się m iędzy innym i w osobliwym trakto­
waniu astronomów przez szerokie masy; astronomów traktuje się często
jako ludzi różnych od adeptów innych nauk przyrodniczych, jako ludzi
upraw iających wiedzę bardzo imponującą zw ykłem u człowiekowi i w zbu­
dzającą jego podziw. Niem al że każdy wśród naszych astronomów nie­
jednokrotnie m iał możność spotkać się z tego rodzaju niezasłużonym
„uznaniem " ze strony czy to słuchaczy w ykład ów popularnych, czy też
czytelników popularno-naukowej literatury. W ielu zaś pośród astrono­
mów to uznanie cieszyło — tych oczywiście, którzy nie zdają sobie sprawy
z tego, że w yrasta ono z niew łaściw ego podłoża i dlatego jest niezasłu­
żone.
Innego rodzaju p rzejaw tego niew łaściw ego stosunku do astronomii
daje się zaobserwować również wśród niektórych władz kierowniczych;
tutaj w ystępuje często pewnego rodzaju niezaradność wobec tej nauki,
zarówno w sprawach jej organizacji, ja k też i dydaktyki i „pielęgnowania“ astronomii w Polsce. W czasie licznych konferencji i rozmów w spra­
w ie astronomii często się stwierdza, że ten, czy ów pośród ludzi kierują­
cych naszym życiem naukow ym nie ma w yrobionego stosunku do spraw
astronomii. Spraw a dydaktyki astronomii na naszych uniw ersytetach nie
jest dotychczas ustawiona w sposób w łaściw y; powodem tego również jest
n iew łaściw y stosunek do tej dyscypliny naukowej. Nowopowstała Polska
Akadem ia Nauk, om aw iając w jednym z pierw szych numerów „Życia
N auki“ spraw y dyscyplin naukow ych szczególnie w ażnych dla gospodarki
kraju i jego kultury, całkow icie pominęła astronomię. Tym czasem nie
4
W łodzim ierz Zonn
w yd aje się, aby ktokolw iek miał cień wątpliwości, co do dużego znacze­
nia astronomii w rozwoju kultury. To pominięcie astronomii jest prze­
jaw em nieporadności wobec spraw astronomii w Polsce.
Czynione tutaj zarzuty, nawet gdyby b y ły całkow icie słuszne, obar­
czają sumienie nie tyle tych, do których są bezpośrednio skierowane, ile
sumienie polskich astronomów, ich bowiem obowiązkiem było właściw e
naświetlenie spraw astronomii w obecnym życiu Polski, tak wobec sze­
rokiego społeczeństwa, ja k też i wobec czynników kierujących naszym
życiem . Jeśli chodzi o szerokie m asy społeczeństwa, bardzo w iele się już
zrobiło poprzez literaturę popularno-naukową, która, moim zdaniem,
w sposób w łaściw y przedstaw iała i przedstaw ia rolę i charakter w spół­
czesnej astronomii. Nasza powojenna literatura astronomiczna jest już
całkowicie w olna od niektórych przedwojennych tendencyj, usiłujących
przedstawić astronomię w jakim ś „korzystniejszym ", niż inne nauki
świetle, przez tanie imponowanie czytelnikom ogromem wszechświata,
bądź też przez w yciąganie z astronomii łatw ych a efektow nych wniosków
filozoficznych, sprzecznych często z charakterem tej w iedzy przyrodni­
czej.
W powojennej literaturze popularno-naukowej nie m ogły być jednak
poruszane spraw y stanu astronomii w Polsce współczesnej i jej aktual­
nych zadań w powiązaniu z rozwojem naszej gospodarki i kultury z tej
prostej p rzyczyn y, że zagadnienia te nie dają się łatw o popularyzować
i że poruszać je należało wobec innych czytelników i w innym miejscu.
Otóż tego, zdaje się, dotychczas nikt nie zrobił i może to jest jedną z p rzy­
czyn niew łaściwego stosunku do astronomii, o którym m ówiłem na po­
czątku artykułu. A że ten stan rzeczy jest oczyw iście niekorzystny tak
dla przyszłości naszej astronomii, ja k też i naszej kultury, uważałem za
konieczne poruszenie tej sprawy, mimo że w żadnym przypadku nie
czuję się do tego bardziej powołany, niż każdy inny „p ra k ty k u ją cy “
astronom w Polsce.
Zacznijm y może od spraw najprostszych; od charakteru współczesnej
astronomii, która w zasadzie niczym się nie różni od innych nauk p rzy­
rodniczych posługujących się szeroko w sw ych badaniach metodami ma­
tem atycznym i. Astronomia jest może najbardziej zbliżona do fizyk i
(zwłaszcza, jeśli w łączym y do tej ostatniej również i mechanikę); można
by w ięc astronomię traktow ać jako pewien dział fizyk i w tym samym
stopniu, ja k np. geofizykę można traktow ać również jako pewien dział
fizyki. Pew ne działy astronomii można i trzeba potraktować jako roz­
winięcie m echaniki — tzw. astronomię klasyczną, zwłaszcza mechanikę
nieba; inne znowu — jako rozwinięcie i zastosowanie innych działów
fizyki, w szczególności teorii prom ieniowania i term odynam iki (ostatnio
również i elektrodynam iki). Takim działem jest cała współczesna astro-
O sto su n k u do astron om ii w P o lsce
5
fizyk a i niektóre działy astronomii gw iazdow ej. Różni astronomię od
fizyk i jedna tylko, dość istotna z punktu widzenia metod pracy, oko­
liczność: to mianowicie, że astronomowie w części doświadczalnej swej
pracy praw ie całkow icie ograniczać się muszą do o b s e r w a c y j , w tedy
gdy fizykom dostępny jest również i eksperym ent. Okoliczność ta jednak
nie w iele zmienia zasadniczy charakter astronomii.
K ażd y zatem astronom jest przyrodnikiem posiadającym dość grun­
towne przygotow anie zarówno z fizyki, ja k i m atem atyki i tę okoliczność
bardzo sumiennie uw zględniły nasze program y studiów, ja k też i program y
studiów w e w szystkich innych krajach.
Przyszłość człowieka kończącego w Polsce studia astronomiczne n i e
m u s i o g r a n i c z a ć s i ę j e d y n i e do p r a c y w c h a r a k t e r z e
n a u k o w c a , w tym znaczeniu tego słowa, jakie ono ma w mowie
potocznej. Nie musi ograniczać się do pracy w jakim ś instytucie naukowobadawczym , tak ja k praca ludzi kończących w Polsce studia fizyczne
lub m atem atyczne, geofizyczne lub przyrodnicze, nie ogranicza się prze­
cież tylko do instytutów naukowo-badawczych. W prowadzenie tego ro­
dzaju ograniczenia ogromnie b y zubożyło i obniżyło całą kulturę naszego
kraju. W szak nauka musi rozw ijać się nie tylko na sw ym najw yższym
szczeblu w instytutach naukow o-badaw czych, lecz również i na
w szystkich niższych, kończąc na szkole podstawowej lub redakcji czaso­
pisma popularno-naukowego. Astronomia zaś nie powinna być bardziej
ekskluzyw nym kierunkiem studiów i pracy niż inne nauki o podobnym
charakterze, a w ięc fizyka, geofizyka lub chemia, jeśli oczywiście w spo­
sób w łaściw y ocenim y rolę astronomii w rozwoju kultury. Inne, specjalne
traktow anie jednej tylko z dyscyplin przyrodniczych — astronomii — nie
jest doprawdy niczym usprawiedliwione i może być w ytłum aczone jed y ­
nie jakim ś nieporozumieniem łub przesądam i ciążącym i na nas od czasów
bardzo dawnych.
W iele ludzi, godząc się z tym stanowiskiem w zasadzie, w ysuw a jednak
obiekcje co do istniejącego zapotrzebowania na astronomów twierdząc,
iż jest ono bardzo małe, i że to właśnie czyni z astronomii w iedzę spe­
cjalną. K rótko mówiąc, twierdzą, że to obecne życie czyni astronomię
„ekskluzyw ną". Otóż gd yb y to naw et było praw dą (a nie jest), odpo­
w iedziałbym na to, że „tym gorzej dla życia“ . Jeśli astronomia w ciągu
w ielu w ieków była w dość dużym stopniu „zrośnięta" z życiem i w ciągu
w ielu w ieków społeczeństwa odczuw ały dość duże zapotrzebowanie na
astronomię zarówno ze w zględu na jej znaczenie gospodarcze ja k i po­
znawcze, to obecny upadek zapotrzebowania na astronomię należałoby
ocenić niew ątpliw ie ujem nie. N a szczęście jednak tak nie jest. W iele
ludzi po prostu nie w idzi tego zapotrzebowania i nie docenia w ięzi po­
m iędzy astronomią a naszym obecnym życiem . K to w ie, czy główną p rzy-
6
W łodzimierz Zonn
czyną tej krótkowzroczności nie jest ta okoliczność, że Polska nigdy nie
była krajem morskim i Polacy nie byli narodem żeglarzy.
Nie jest przypadkiem, że najbujniejszy rozkw it astronomii obserwu­
jem y od wielu lat przede wszystkim w krajach morskich, w których tra ­
dycje astronomiczne są zawsze żywe i aktualne. Mała Holandia produkuje
więcej astronomów na swoich uczelniach niż Polska, naw et powojenna.
Nie czas jednak na zagłębianie się w te skądinąd bardzo interesujące,
lecz mniej aktualne w tej chwili spraw y źródeł osobliwego stosunku ludzi
w Polsce do astronomii. Ważniejsza jest sprawa obecnej sytuacji, która
wskazuje na to, że zapotrzebowanie społeczne na astronomię w Polsce
jest niewątpliw ie duże, znacznie większe, niż by się to wielu ludziom
nie mającym bezpośredniego z nią kontaktu wydawało. Świadczy o tym
choćby liczba członków Pol. Tow. Miłośników Astronomii, kilkanaście
razy wyższa niż w okresie międzywojennym i w tym samym stopniu
zwiększony nakład popularnego miesięcznika astronomicznego „U ranii“.
Zacznijmy może od spraw najbardziej bezpośrednich. Niemal że
wszyscy astronomowie w Polsce pracujący naukowo muszą wiele — po­
wiedziałbym: zbyt wiele — czasu poświęcać sprawom, w których mogliby
być z powodzeniem zastąpieni przez „średnią“ w arstw ę astronomów,
których w Polsce brak. Mam tu na myśli przede wszystkim działalność
wydawniczą i popularno-naukową. Daleki jestem od myśli, iż naukowiec
nie powinien się tym zajmować; przeciwnie jestem zdania, że każdy z nich
musi w mniejszym lub większym stopniu brać udział w upowszechnianiu
swojej nauki; jednak obciążenia z tego wynikające nie mogą obarczać
t y l k o naukowców, zajm ujących się jednocześnie pracam i badawczymi.
Tymczasem w Polsce jest właśnie tak. Przecież w naszych wydawnic­
twach, w redakcjach pism, słuchowisk i filmów popularno-naukowych
nie ma chyba ani jednego astronoma z prawdziwego zdarzenia! Tym­
czasem, jak to dobrze wiemy, wydaw nictw a te wypuszczają w świat b ar­
dzo wiele i dość wartościowej literatu ry popularno-naukowej, słuchowisk
i filmów. Astronomowie-naukowcy muszę więc zastępować i zastępują
zarówno redaktorów, jak i recenzentów broszur, artykułów, słuchowisk
i filmów; w dodatku są jeszcze autoram i niemal że wszystkich tych pozycyj. Autorami przeszło 50 większych pozycyj bibliograficznych i setek
mniejszych w naszej powojennej literaturze popularno-naukowej są nie­
mal w y ł ą c z n i e astronomowie zaangażowani czynnie w pracy nau­
kowo-badawczej. Świadczy to bardzo dobrze o ich poczuciu obowiązku
społecznego, lecz jednocześnie źle o organizacji całokształtu naszego życia
„astronomicznego", zaspakajanie bowiem odnośnych potrzeb w tak dużej
skali nie może nie odbić się ujem nie na pracy naukowo-badawczej nau­
kowców. Bezpośrednią zaś przyczyną tego stanu rzeczy jest właśnie owa
„ekskluzywność“ studiów astronomicznych w Polsce, w w yniku której
O stosunku do astronomii w Polsce
7
niemal każdy astronom w Polsce musi być „M adchen fiir A lles" wobec
kompletnego braku w arstw y „średniej" astronomów. Przez w arstw ę
„średnią" rozumiem tu ludzi w ykształconych, lecz nie m ających bądź
to zamiarów, bądź też w arunków na zajm owanie się pracą badawczą. Otóż
w e w szelkich innych dyscyplinach naukow ych w Polsce ta w arstw a
„średnia" jest dość liczna — z w yjątk iem właśnie astronomii.
Nie mam dostatecznie ścisłego kontaktu z innym i instytucjam i „po­
trzebującym i" astronomów, w iem jednak pośrednio o tym , że w w ielu
placów kach geodezyjnych, kartograficznych, m eteorologicznych, w urzę­
dach m iar i w ag, również mogą i powinni pracować astronomowie. Nie
mówię ju ż o różnych resortach M inisterstwa Żeglugi, które jakoś się
„obchodzą" bez astronomów, prawdopodobnie po prostu z powodu braku
„takow ych " w Polsce, trudno bowiem sobie w yobrazić rozsądne posta­
wienie całokształtu spraw morskich w jakim ś kraju bez licznego udziału
w nich mniej lub bardziej w ykształconych astronomów. Przecież jedno
z najsłynniejszych na świecie obserwatoriów, Obserwatorium Pułkowskie,
miało za cel w łaśnie kształcenie naw igatorów i podniesienie poziomu
m arynarki rosyjskiej. Ten sam cel przyśw iecał i przyśw ieca w ielu dużym
placówkom astronom icznym również i na zachodzie, które, oczywiście,
obok prac o charakterze użytkow ym , prowadzą prace badawcze, jedno
bowiem niepodzielnie w iąże się z drugim. Nie chcę dopuścić m yśli, by
Polska mogła być pod tym w zględem jakim ś niezrozum iałym w yjątkiem ...
Pozostaje w reszcie jeszcze jedno bardzo szerokie pole działania dla
astronomów : różnego rodzaju szkolnictwo. W program ach w szystkich
szkół ogólnokształcących m am y astronomię, którą muszą przecież w y ­
kładać ludzie znający się na niej. Astronom owie są kształceni tak, że
m ają prawo, obok astronomii, nauczać m atem atyki, a także fizyki. Nic
zatem nie przem aw ia przeciwko angażowaniu astronomów w szkolnictwie,
w iele natomiast przem awia za tym , jeśli oczyw iście zaliczym y astrono­
mię do dyscyplin o dużym znaczeniu dla rozw oju kultury. Z kontaktów
z nauczycielam i wiem, ja k źle oni sobie dają radę z nauczaniem astro­
nomii, i ja k ogromne trudności z tym mają. M ają i oczyw iście będą mieli,
dopóki ten przedm iot traktuje się u nas jako „sp ecjaln y" i dopóki studia
astronomiczne nie zostaną um asowione w sposób podobny do umasowienia u nas studiów fizycznych lub geograficznych — z zachowaniem oczy
w iście jakichś rozsądnych proporcji.
Na zakończenie w arto by poruszyć jeszcze jedną sprawę, tłum aczącą
w dużej m ierze krótkowzroczność w sprawach astronomii i związane
z cym jakoby małe zapotrzebowanie na tę naukę. Zapotrzebowanie nie
jest czym ś oderwanym od stopnia rozw oju danej nauki, lecz jest w p ew ­
nym stopniu funkcją rozw oju danej dyscypliny naukow ej: rośnie w miarę
rozw oju nauki i, niestety, m aleje w m iarę jej zaniedbywania. Społeczeń-
8
Włodzimierz Zonn
stwo o bardzo niskim poziomie w ykształcenia w dziedzinie np. matema­
tyk i nie będzie miało tak wszechstronnych żądań i zapotrzebowań pod
je j adresem, ja k społeczeństwo o w ysokim poziomie tej wiedzy. S k re­
ślenie astronomii z indeksu „w iedz ekskluzywnych*' niew ątpliw ie pod­
niesie stopień zapotrzebowania na astronomię w naszym społeczeństwie —
a przecież rozw ijanie zapotrzebowania na w iedzę i rozszerzanie hory­
zontów m yślow ych jest istotną cechą humanizm u socjalistycznego. Zdaje
się, że tę okoliczność dobrze zrozum iały w ładze kierujące w Polsce
oświatą, w prow adzając astronomię jako przedm iot obow iązkow y do ostat­
niej k lasy szkoły ogólnokształcącej. Zarządzenie to jednak tak długo po­
zostanie czym ś nastręczającym ogromne trudności w realizowaniu, do­
póki inne czynniki również nie zm ienią swego stanowiska w stosunku
do tej nauki i nie pomogą M inisterstwu O św iaty w jego niew ątpliw ie
słusznym i nowoczesnym dążeniu do traktowania astronomii na równi
z innym i naukami przyrodniczym i.
G im n a z ju m m ę sk ie w T o ru n iu , z a ło ż o n e w r. 1594, p o ­
sia d a ło p rz e z p a rę stu le c i p o r tr e t M ik o ła ja K o p e rn ik a w y so k o
cen io n y p rz e z h is to ry k ó w sz tu k i. W c z a sie o k u p a c ji h itle ­
ro w sk ie j z o sta ł on p rz e n ie sio n y d o M u z eu m w ta m te js z y m
ra tu s z u , a w r. 1943 w y w ie z io n y w o k o lice T o ru n ia . O d n a ­
lezion o go w r. 1945 w s ta n ie d u żeg o z n isz c z e n ia w W y­
rz y sk u . W la ta c h 1946—8 z o sta ł o d n o w io n y w P a ń s tw o w e j
P ra c o w n i K o n s e rw a c ji Z a b y tk ó w M a la rs tw a w W a rsz a w ie
p o d k ie r u n k ie m p ro f. B o h d a n a M a r c o n i e g o .
O to je g o o p in ia z a c z e rp n ię ta z B iu le ty n u H is to rii S z tu k i
r. 1953 n r 2. P o r t r e t n a m a lo w a n y n a d ę b o w e j d e sce fo r m a tu :
51X41,5 cm p rz e d s ta w ia M ik o ła ja K o p e rn ik a w w ie k u
35—40 la t. C zas p o w s ta n ia : la ta 1540—60. W w y k o n a n iu
cech y m a la rs tw a p ie rw sz e j p o ło w y X V I w . W b re w n ie k tó ry m
w y p o w ie d z io m n ie z o sta ł o n w y k o n a n y z n a tu r y , lecz z a ­
c z e rp n ię ty z n ie is tn ie ją c e g o d ziś p ie rw o w z o ru . W ięcej zb liż a
się d o m o d e lu n iż s tr a s b u r s k a k o p ia a u to p o r tr e tu w ie lo ­
k r o tn ie o d n a w ia n a . J e s t n a jle p s z y m z is tn ie ją c y c h p rz e d ­
s ta w ie ń K o p e rn ik a . K o p ię jego, s p a lo n ą w r. 1944 p rz e z
h itle ro w c ó w , p o sia d a ło O b s e rw a to riu m U n iw e rs y te tu w W a r­
szaw ie.
J. G.
Postępy Astronomii, T. II, z. 1
. Ewolucja
gwiazd
(R eferat w y g ło szo n y n a sym p ozjon ie astrofizyczn ym
P olsk iego T ow arzy stw a A stron om iczn ego w e W rocław iu, w sierp n iu 1953 r.).
W. IW A NO W SK A
O b s e rw a to riu m A stro n o m . U n iw . M. K o p e rn ik a w T o ru n iu
Przez ewolucję gwiazdy będziemy rozumieć zmiany czasowe jej stanu
fizyczno-chemicznego, dla danej gwiazdy nieodwracalne. Poznanie drogi
ewolucyjnej planet, gwiazd, galaktyk i samej m aterii jest właściwym
celem nauki o wszechświecie. Zagadnienie to jest obecnie dalekie od
rozwiązania; jednak nauka dzisiejsza może się poszczycić osiągnięciami,
rzucającymi światło na pewne fragm enty tego zagadnienia. Zadaniem ni­
niejszego referatu jest ogólne przedstawienie dzisiejszego stanu wiedzy
o ewolucji gwiazd. Ponieważ w tej dziedzinie astronom ia radziecka ma
bardzo poważne sukcesy, uznano za właściwe poświęcić im specjalny
re fe ra tJ).
Zacznijmy od przeglądu podstaw obserwacyjnych i zapytajm y, czy
obserwowano w okresie istnienia człowieka na Ziemi procesy ewolucyjne
w gwiazdach? — Niewątpliwie tak: podstawowa funkcja gwiazdy, w y­
syłanie promieniowania elektromagnetycznego, jest procesem dla danej
gwiazdy nieodwracalnym, a zatem ewolucyjnym. Poza tym obserwujemy
u niektórych gwiazd emisję korpuskularną: stwierdzono ją u gwiazd
masywnych na drodze spektroskopowej; Słońce w yrzuca strum ienie jo­
nów w erupcjach, wywołując zorze polarne w naszej atmosferze oraz
zakłócenia stanu jonosfery i pola magnetycznego Ziemi. Jednak zmiany
param etrów gwiazdy: masy (M), dzielności promieniowania (L), promie­
nia (R ), składu chemicznego (średni ciężar cząsteczkowy |i), wywołane
emisją promieniowania i m aterii, są tak powolne, że nie zdołano ich
stwierdzić w okresie czasu objętym przez obserwacje. Jedynie w gwiaz­
dach nowych i supernowych zmiany są bezpośrednio dostrzegalne. W tej
sytuacji jesteśm y zmuszeni odgadywać drogę ewolucyjną gwiazd na pod­
stawie ich chwilowego stanu obecnego, biorąc przy tym pod uwagę fakt
istnienia wielkiej różnorodności typów gwiazd, wśród których możemy
l ) R eferat prof, dr W. Z o n n a w n a stęp n y m num erze „P ostęp ów A stro n o m ii11.
10
W. Iw anow sk a
dom yślać się różnych stadiów ew olucyjnych; chodzi o w łaściw e „nani­
zanie" tych typów n a nici czasu. Nie zdołalibyśm y tego zadania ruszyć
z m iejsca bez znajom ości stan u i procesów m aterii w e w nętrzach gwiazd.
Toteż początek naukow ego badania ew olucji gw iazd jest rów noczesny
z narodzinam i teorii ich budow y w ew nętrznej, k tóre p rzy p ad ają n a po­
czątek bieżącego stulecia. P ierw szą teo rią ew olucji gw iazd była hipoteza
L o c k y e r a , u p a tru jąc a w liniach w ykresu H ertzsprunga—R ussell’a
drogę ew olucyjną gwiazd. W edług tej teorii zasadniczym procesem ewo­
lucyjnym gw iazdy byłaby ko n trak cja z zachow aniem niezm iennej m asy
i niezm iennego składu chem icznego. Z pierw otnej m gław icy pow stałby
w ty m procesie zim ny olbrzym , k tó ry w m iarę kurczenia się w ędrow ałby
w zdłuż gałęzi olbrzym ów w ykresu H— R ku olbrzym om gorącym ; w tym
czasie tem p e ra tu ra jego w w yniku k o n trak cji m usiałaby w zrastać, jasność
zaś absolutna pozostaw ałaby w przybliżeniu niezm ienna dzięki kom pen­
sow aniu się efektów w zrostu te m p e ra tu ry i m alejącej pow ierzchni. Po
osiągnięciu m aksim um te m p e ra tu ry w klasach w idm ow ych B — A , gw iazda
posuw ałaby się następnie w zdłuż ciągu głównego, kończąc żyw ot w po­
staci zim nego karła; spadek te m p e ra tu ry efektyw nej próbow ano tłu m a ­
czyć odstępstw em m ate rii od p raw gazu doskonałego przy ty ch w arto ­
ściach gęstości. T eoria L o c k y e r a cieszyła się początkow o dużym k re d y ­
tem , a n aw et początkow e zdobycze teorii budow y w ew nętrznej gwiazd
zdaw ały się ją podtrzym yw ać; sam R u s s e l l w rozpraw ie dotyczącej
jego w ykresu z r. 1913 sta ra ł się ją uzasadnić. Jednakże w ciągu następ­
nego dziesiątka la t m usiała ona upaść wobec now ych danych dotyczą­
cych m as gwiazd, skali długości ich życia i zachow ania się m aterii w e
w n ętrzach gwiazd. W ciągu następnych 30 la t grom adzono dane obser­
w acyjne odnoszące się do p aram etró w gwiazd, z drugiej stro n y krzepła
i rozw ijała się now a gałąź astrofizyki — teoria budow y w ew nętrznej
gwiazd, i dziś nau k a może sobie pozwolić n a now ą próbę postaw ienia
teo rii ew olucji gwiazd, przynajm niej w odniesieniu do n iektórych ich
grup J e st to zasługą w ielu badaczy współczesnych; re fe ra t niniejszy
opiera się głów nie na ostatnich pracach B. S t r ó m g r e n a i M. S c h w a r z s c h i 1 d a.
K luczem do w spółczesnych badań nad ew olucją gwiazd jest rów nież
w ykres H ertzsprunga— R ussell’a oraz zależność m asa—jasność absolutna.
K luczem tym jed n ak posługujem y się dziś inaczej niż w epoce odkrycia
tych związków.
N a podstaw ie danych obserw acyjnych w iem y dzisiaj, że zarów no na
w ykresie H— R, ja k i zależności m asa— jasność absolutna (M— L) d y sp er­
sja punktów nie je st w ynikiem jedynie błędów obserw acji: jeżeli spo­
rządzim y te w ykresy dla w szystkich gw iazd z osiągalnym i w artościam i
param etrów , poza błędam i obserw acyjnym i będzie istniała rea ln a dysper-
Ew olucja gw iazd
11
sja punktów , czyniąca z tych związków raczej korelacje niż zależności
funkcyjne.
Je d n a k dla o tw arty ch grom ad gw iazd otrzym ano, przy zachow aniu
najw yższej precyzji pom iarów fotom etrycznych, praw ie idealne linie,
różne dla różnych grom ad (patrz rys. 1).
Rys.
wiadają
(wg O.
lucyjne
1. Wykres Hertzsprunga—Russella gwiazd I populacji. Linie tłuste odpo­
gromadom otwartym: A. 12 Monocerotis, B. Plejady, C. Coma Berenices
S t r u v e , Stellar Evolution, 1950). Linie cienkie — teoretyczne tory ew o­
m odeli wg pracy M. S c h w a r z s c h i l d a ApJ 116, 317, 1952
T eoria budow y w ew nętrznej gw iazd stacjo n arn y ch przew iduje, że
spośród p aram etró w gw iazdy M, R, L, \x tylko dw a są niezależne, np.
M i |i, pozostałe zaś są ich funkcjam i (tw ierdzenie sform ułow ane n i e ­
zależnie przez V o g t a i R u s s e l l a w r. 1928). Tw ierdzenie to jest
w ynikiem nadw yżki w arunków brzegow ych ponad rozporządzalną ilością
stałych całkow ania w rozw iązaniu rów nań rów now agi gwiazd. W kon-
12
W. Iwanowska
sekw encji istnieją dwa związki (tyle bowiem wynosi owa nadwyżka)
pomiędzy param etram i gwiazdy
F i (L, M, |x, R) = 0,
F 2 (L , M, |i, R) = 0,
z których możemy wyznaczyć np. L i R jako funkcje M oraz | i :
L = f 1 (M, (i),
R = ft (M, |i).
Postać tych związków zależy od przyjętego modelu budowy gwiazd;
wyrazem „m odel“ obejm ujem y założenia określające środki transportu
energii w gwieździe (promieniowanie czy konwekcja), wyrażenia na
współczynnik nieprzezroczystości m aterii (x ) oraz produkcję energii (e),
jednorodność lub niejednorodność składu chemicznego m aterii gwiezdnej.
D ołączając do związków (1) równanie określające tem peraturę efektywną
gwiazdy
L — 4itl?2aT e4,
można otrzymać związek pomiędzy L, Te oraz [x
L ' = h ( T t , |i).
(2)
Funkcje f t , f2, f3 określają param etry gw iazdy: dzielność promienio­
wania, promień i tem peraturę efektyw ną przy pomocy dwóch niezależ­
nych param etrów : m asy i średniego ciężaru cząsteczkowego gwiazdy.
Z tych funkcji interesują nas szczególnie
i / 3, widzimy w nich
bowiem teoretyczne odpowiedniki znanych z obserw acyj związków, czy
raczej korelacyj: m asa— jasność absolutna, oraz jasność absolutna — typ
widmowy (wykres H— R). Ściśle biorąc, odpowiedniości tej realnie nie
możemy ustalić, ponieważ nie umiemy wyznaczać empirycznie wartości
średniego ciężaru cząsteczkowego dla gwiazd; na karb zmienności tego
param etru składam y istnienie realnej dyspersji punktów w empirycznych
związkach m asa—jasność absolutna i w ykres H— R.
Jeżeli zatem dla pewnej grupy gwiazd otrzym ujem y jednoparam etrowy związek L — M lub L — Te („ostra“ linia na wykresie), wnosimy
stąd, że gw iazdy tej grupy bądź posiadają jednakow y średni ciężar czą­
steczkowy, bądź też istnieje ścisła korelacja pomiędzy średnim ciężarem
cząsteczkowym i m asą (lub tem peraturą efektywną) gwiazdy. Tę ostatnią
interpretację przyjm ujem y np. dla ostrych wykresów H—R otrzym yw a­
nych dla grom ad otwartych.
Po przypomnieniu tych bardzo ważnych dla interpretacji wykresu
H— R wniosków z teorii budowy wewnętrznej gwiazd *), przechodzimy
*) Szczegółowe ich omówienie znajdzie czytelnik w referacie prof. dr S. P i ot r o w s k i e g o , „Postępy A stronom ii", T. I, z. 2, str. 69 (1953).
Ewolucja gwiazd
13
do postawienia zagadnienia ewolucji gwiazd przez wprowadzenie do na­
szych rozważań czasu (t) jako argumentu. Prawdopodobnie wszystkie
param etry gwiazdy zm ieniają się z czasem; zm ieniają się również związki
między nimi (model). Moglibyśmy dwa niezależne param etry M i p.
(a z ich pomocą wszystkie pozostałe) przedstawić jako funkcje ich w ar­
tości początkowych M0 i [i0 oraz wieku gwiazdy t0
M = M (M0, Ho, t0);
^=1* (Mo, H0, t0).
W ten sposób w aspekcie ewolucyjnym związki L—M i L—Te przybie­
rają charakter związków 3-param etrowych
L = L (M0,
t0),
Te = T\, (M0, |i0, t0),
L = L (Te, |iu, to)Stan obecny gwiazdy i jej położenie na w ykresach M—L i L— Tc są
zdeterminowane przez wartości początkowej masy i składu chemicznego
oraz przez wiek gwiazdy. Droga ewolucyjna poszczególnej gwiazdy prze­
biegała by na tych wykresach po Unii zmiennego t0 przy stałych M0 i IV
Gwiazdy jednej gromady, co do których możemy założyć jedność miejsca
i czasu powstania, ułożą się na naszych w ykresach wzdłuż linii jedna­
kowych Ho i t0 przy zmiennym param etrze M0. Gwiazdy jednej popu­
lacji, dla których w przybliżeniu moglibyśmy przyjąć jedność miejsca
powstania, tworzyłyby dw uparam etrow ą rodzinę o jednakowym ^.0
a różnych M0 i t0.
W niniejszym referacie ograniczymy się do przedstawienia tych prób
teoryj, w których głównym procesem ewolucyjnym są reakcje jądrowe
zachodzące we w nętrzu gwiazdy (przemiana wodoru w hel), w których
zatem tylko jeden z dwóch niezależnych param etrów gwiazdy, ciężar
cząsteczkowy, zmienia się z czasem, drugi zaś, masa gwiazdy, pozostaje
praktycznie niezmienny (drobny ubytek masy na rzecz promieniowania
zaniedbujemy),
M — const.,
H == |t (t).
Prace astronomów radzieckich, głównie A m b a r c u m i a n a i F i e s i e n k o w a , zryw ają z postulatem stałej masy, przyjm ując pewien
szczególny proces wyrzucania m aterii przez gwiazdy.
Jeżeli głównym źródłem energii w gwieździe jest przem iana wodoru
w hel, możemy łatwo wyrazić szybkość wzrostu średniego ciężaru czą­
steczkowego [i jako funkcję L i M. W yrażamy p, jak zwykle, przy
14
W. Iw anow ska
pom ocy zaw artości w 1 gram ie m aterii gw iezdnej: w odoru ( X gram ów),
h elu (Y gram ów ) i całej reszty pierw iastków ( Z — 1 — X — Y gram ów),
1
(3 )
2 X + s/4Y + V*Z
przy czym, w m yśl naszych założeń dX/ d t = — dY/ dt , Z — const. Dziel­
ność prom ieniow ania L jest proporcjonalna do szybkości „spalania" w o­
doru w gwieździe, czyli
dX
L
(4 )
dt
M
Założyliśm y przy tym , że skład chem iczny pozostaje jed n o stajn y w obrę­
bie gwiazdy, co może być osiągnięte, jeżeli fun k cjo n u je jakiś proces m ie­
szający m aterię w gwieździe. W spółczynnik proporcjonalności w w y ra ­
żeniu (4) m ożem y określić ze znanej w ydajności energetycznej procesu
H -> He, m ianow icie: przem iana 1 g w odoru w hel dostarcza 6.1018 ergów
energii. W odniesieniu do Słońca oznacza to, że przetw orzenie całej sło­
necznej m asy w odoru na hel pokryłoby em isję prom ieniow ania Słońca
na przeciąg 1011 lat, jeśliby dzielność prom ieniow ania Słońca była stała
i rów na obecnej. Zw iązek (4) m ożem y zatem napisać w postaci
= — 10 11 —' M/MO
/ro k .
(5)
Skoro w em pirycznym zw iązku m asa— jasność absolutna jest L ~ M 3"’,
w ynika z naszego w zoru, że tem po zużyw ania w odoru rośnie bardzo
szybko z m asą. O bliczając z tego w zoru zm iany składu chem icznego dla
gw iazd o różnych m asach i jasnościach absolutnych w ciągu um ownego
okresu 3.10® lat, otrzym am y dla Słońca A X = 0,0 3 — w artość nieznaczną,
dla gw iazdy ty p u F o m asie 1,5 M O i L = 6 LO , A X = 0,12. Gwiazda
o m asie 1,7 M O zużyłaby w tym czasie całkow icie swój wodór, a gwiazdy
m asyw niejsze m iałyby krótszy czas życia niż 3.109 lat: dla gw iazd ty p u B
byłby on rzędu zaledw ie 107 lat.
W dalszych przybliżeniach należy uw zględnić zm iany L w ciągu życia
gw iazdy, ja k rów nież rozpatrzyć w ypadek, gdy nie m a w gwieździe m e­
chanizm u m ieszającego. Szybkość przetw arzan ia w odoru w h el d X/ dt
m ożem y obliczyć na podstaw ie znanych przekrojów czynnych reakcyj
jądrow ych cyklu C— N lub H + H, jeżeli znam y tem p e ra tu rę i ciśnienie
ośrodka; dla Słońca (model E p s t e i n a) obliczono w ten sposób zm ianę
zaw artości w odoru w ciągu 3.109 la t jako funkcję odległości od środka;
zaw iera się ona pom iędzy 0,36 w środku i 0 u pow ierzchni.
Ju ż ten przykład w skazuje, jak w ażnym czynnikiem w zagadnieniu
ew olucji gwiazd je st spraw a m ieszania się m aterii w gwieździe. Przy
Ewolucja gwiazd
15
b ra k u procesów m ieszających dostatecznie szybko m aterię w gwieździe,
zużyw a ona szybko rozporządzalny w odór w jąd rze cen traln y m i staje
się, jeśli nie była tak ą z innych powodów, gw iazdą o niejednorodnym
składzie chem icznym ; ja k zobaczym y później jej rozwój ew olucyjny
pójdzie innym torem niż u gw iazd jednorodnych. J a k dotąd, przew idu­
jem y m ożliw y m echanizm m ieszający m aterię w gwieździe w postaci
cyrk u lacji południkow ej pow stającej w w yniku obrotu gw iazdy dookoła
osi. P rą d y południkow e tego ty p u znam y w atm osferze Ziemi. Próbow ano
je ująć teoretycznie, uzyskując zależność szybkości cyrkulacji od m asy,
rozm iarów i szybkości rotacji gw iazdy (v ). S w e e t , k tó ry ostatnio
podjął rew izję tego zagadnienia, doszedł do następującego w yrażenia na
czas w ędrów ki m aterii z ją d ra gw iazdy do pow ierzchni (tm)
U = 3,2.1013 (L/LO)-1 (M/MO)3 (R/RQy2v'2 lat.
Stosunek tej w ielkości do czasu w yczerpania w odoru w jądrze konw ek­
cyjnym (t e) je st m iarą skuteczności procesu m ieszania m aterii przez
p rąd y południkow e. P rzyjm ując, że ją d ra konw ekcyjne gw iazd ciągu
głów nego zaw ierają 10% całej m asy i że początkow a zaw artość w odoru
w nich w ynosi X = 0,8, S t r o m g r e n o trzym ał następujące w artości
stosunku tjtm dla gw iazd ciągu głównego, odpowiednio do znanych
średnich prędkości rotacji.
K lasa:
v (km/sek):
tjtm :
Oe-Be
O-B
A
F0-F2 F5-F8 dG
dK
dM
350
94
112
51
20
0
0
0
5
0,4
1,4
0,4
0,1
0
0
0
Z tab elk i tej w ynika, że podział na gw iazdy w ym ieszane i niew ym ieszane w w yniku działania prądów południkow ych przebiega około środka
klasy F z tym , że indyw idualne gw iazdy m ogą m ieć prędkości rotacji
różne od p rzy jęty ch średnich i m ogą w ym ykać się spod tego podziału.
W w y p adku Słońca efekt ro tacji nie w ystarcza do skutecznego m ieszania
m aterii. Z innych procesów m ieszania brano pod uw agę konw ekcję
w w arstw ie jonizacji wodoru, położonej w Słońcu tuż pod fotosferą. Do­
tychczasow e rozw ażania prow adzą do w niosku, że w karłach późniejszych
klas niż Słońce w arstw a ta może m ieć znaczną grubość i może m ieć zna­
czenie dla naszego zagadnienia. Poza tym u w szystkich gw iazd ciągu głów ­
nego m ożem y przyjąć dokładnie w ym ieszane jądro konw ekcyjne.
Po tych rozw ażaniach ogólnych m ożem y przejść do szczegółowego
przeglądu obszarów w ykresu H—R z p u n k tu w idzenia zagadnienia ew o­
lucji.
16
]. Ciąg główny, klasy O—B (M >5M 0)
Bardzo wysoka wartość stosunku L/M dla tych gwiazd, a zatem
i dX/dt, prowadzi do bardzo krótkiego czasu zużycia wodoru (rzędu 107
lat). Wypływa stąd wniosek, który znalazł szereg innych potwierdzeń,
że są to gwiazdy bardzo młode, powstałe z materii międzygwiazdowej
w obecnej epoce Galaktyki. Teoria budowy wewnętrznej gwiazd, nie­
stety, nie ma dla tych gwiazd zadawalającego modelu. Trudność tkwi
w zbilansowaniu energii: przyjm ując zwykłą zależność produkcji energii
cyklu węglowego od temperatury (T18—T20), nie otrzymuje się wystar­
czającego pokrycia emisji promieniowania. Nie znając budowy wewnętrz­
nej tych gwiazd, nie możemy też obecnie ująć teoretycznie ich drogi
ewolucyjnej. A m b a r c u m i a n i F i e s i e n k o w przewidują dla
gwiazd klas O—B szybkie obsuwanie się wzdłuż ciągu głównego w wy­
niku szybkiej utraty masy. Bliższe omówienie tej koncepcji znajdzie
czytelnik w referacie prof, dr W. Zonna 1).
2. Ciąg główny, klasy A—F 5 (l,2M O <M <5M O )
Możemy przyjąć, że u większości gwiazd tego przedziału materia jest
wymieszana dzięki rotacji, a zatem skład chemiczny jest jednorodny.
Przyjmując dla tych gwiazd: model Cowlinga (konwekcyjne jądro, otoczka
w równowadze promienistej, ciśnienie promieniowania zaniedbywalne);
produkcję energii przez cykl węglowy: e = const. Z X p T 20; współczynnik
------ p T'3'5, przy czym x = const.; hox
mologiczność przekształceń — możemy znaleźć przybliżone wyrażenia ana­
lityczne naszych związków (1), a z nich „teoretyczny związek masa—
jasność absolutna" i „teoretyczny wykres H—R “ . Będą one zawierały
jako parametr skład chemiczny (X i Z), co pozwoli nakreślić drogi ewo­
lucyjne tych gwiazd na gruncie przyjętego procesu przemiany wodoru
w hel przy niezmiennej masie.
Przyjęte założenia uprawniają do napisania pierwszego ze związków (1)
w postaci
nieprzezroczystości: x = const.
L = const.
^
Zj \
1 ! .X)
R"0,5 M5’5 |jl7'5.
(la)
IŁ
Drugi związek otrzymamy z bilansu energii L = J'4itr2 f edr przez podO
stawienie na s wyrażenia przyjętego w założeniu, oraz związków homo­
logicznych TC~ M K _1 (i , pc ~ MR'3 (poza jądrem konwekcyjnym t. jest
zerem). Dostajemy
L — const. ZXR 23M22|i20.
(Ib)
!) R eferat prof, dr W. Z o n n a w następnym num erze „Postępów A stronom ii".
Ewolucja gwiazd
17
Eliminując z tych związków R, otrzymujemy
masa— jasność absolutna"
L = const.
______1 ______ / _________I _______ \
„teoretyczny związek
1 /4 5 n 1 ,2 2 j^ 5 ,1 3
(2a)
Z (1 + X J I Z 2X ( 1 + X ) /
Dołączając do (la) i (lb) związek L = 4nR2a T e4 i eliminując R i M,
otrzymujemy „teoretyczny wykres H— R “ w postaci
L = const. T~ 8/15Z2/3X 2/ir>(l + X )“/15
—i,3Tc5’6.
(2b)
W znalezionych związkach wpływ składu chemicznego jest wyrażony
przez X, Z i |i. Tę ostatnią wielkość możemy wyrazić przez X i Z za
pomocą związku (3). S t r ó m g r e n obliczył tabele numerycznych war­
tości czynników składu chemicznego równań (2a) i (2b) jako funkcje
X i Z. Wynika z nich, że w interesującym nas zakresie czynnik równa­
nia (2a) może być przedstawiony z wystarczającym przybliżeniem jako
proporcjonalny do Z_1X 4, w równaniu (2b) — jako proporcjonalny do
Z2/3X. Ostatecznie napiszemy nasze związki
L at= const. X Z - ^ M 5'13,
(2c)
L = const. T-8/15Z2/3X T ,5'6,
(2d)
oraz wynikające z nich wyrażenia na Te
7 ^ 5,6^ , x 23/i5 Z "5/:!X "5M 5,13
(2e)
Ze związków tych odczytujemy zmiany ewolucyjne parametrów
gwiazdy L i Te, oraz tory gwiazd na wykresie H— R. Gdy X maleje przy
stałych M i Z, dzielność promieniowania gwiazdy i temperatura efek­
tywna wzrastają, na wykresie H—R gwiazda przesuwa się na lewo w górę,
odchylając się nieco poniżej pierwotnej linii ciągu głównego (rys. 1).
Tempo przesuwania się jest tym szybsze im większa jest masa gwiazdy.
Określa je równanie (5), w którym obecnie możemy uwzględnić ewo­
lucyjne zmiany L według równania (2c). Otrzymamy
lub
Li , Xi oznaczają wartości początkowe odpowiednich wielkości. Całku­
jąc otrzymane równanie w granicach od X = X f do X = 0, otrzymamy
czas (i,) całkowitego wyczerpania początkowej zawartości wodoru X,
lat.
2
18
Przyjm ując początkową zawartość wodoru X — 0,8, otrzym amy: a) dla
gwiazd klasy O— B (M — 15MO, L = 10 000 LO) t! = 2,4.107 lat (ekstrapolowaliśmy nieco nasze równanie poza zakres stosowalności); b) dla
gwiazd klasy F (M = l,5MO, L = 4.5L0), ^ = 4.10* lat.
3. Ciąg główny, klasy F5—M (M <1,2M 3)
Około klasy F5 ustaje mechanizm mieszania m aterii w gwiazdach
przez rotację; w tej też okolicy ciągu głównego produkcja energii prze­
staw ia się z cyklu węglowego na proces H + H, odpowiednio do niższych
wartości tem peratur centralnych. Niska wartość stosunku L/M w tych
klasach wskazuje na bardzo powolne tempo zmian ewolucyjnych:
w umownym okresie 3.109 lat, stanowiącym dolną granicę wieku Słońca,
jego zawartość wodoru zmieniła się zaledwie o 3%, przesunięcie na w y­
kresie H—R musi wypaść znikomo małe. Dzięki tem u też możemy
w pierwszym przybliżeniu założyć jednorodny skład chemiczny2) (aczkol­
wiek zdajemy sobie spraw ę z różnic, jakie w tym okresie mogłyby pow­
stać przy zupełnym braku procesów mieszających). W jeszcze silniejszym
stopniu dotyczy to gwiazd późniejszych klas.
Dla Słońca model budowy jest dokładniej rozpracowany niż dla ja ­
kiejkolwiek grupy gwiazd. Był on wielokrotnie poprawiany w miarę
postępu naszych wiadomości odnośnie wyrażeń na produkcję energii
i współczynnik nieprzezroczystości. Dla przykładu przytoczymy model
E p s t e i n a z r. 1951: T c = l,5 .1 0 7, X = 0,82, Y = 0,17, Z = 0,01. Uzy­
skujem y w nim skład chemiczny taki, jaki na podstawie analizy widma
słonecznego otrzymano dla atm osfery Słońca. Dla gwiazd leżących po­
niżej Słońca w ciągu głównym nie ma dotąd zadowalającego rozwiązania
modelu: odwrotnie niż w gwiazdach bardzo gorących, otrzym uje się zbyt
dużą produkcję energii w stosunku do emisji promieniowania.
4. Gałąź olbrzymów
Olbrzymy, a także nadolbrzymy i podolbrzymy, stanowiły oddawna
zagadkę teorii budowy gwiazd. Poświęcono jej kilka dziesiątków prac
z wynikiem, który można nazwać znalezieniem drogi do rozwiązania.
Problem polega na tym, że zwykłe modele ze związkiem TC~MR"1 |t dają
przy dużych wartościach promieni olbrzymów tak niskie wartości tem ­
peratur centralnych, że produkcja energii przez procesy jądrow e wypada
znikomo mała w porównaniu z emisją promieniowania. Wyjściem z tej
trudności, wskazanym jeszcze przez E d d i n g t o n a , jest przyjęcie mo­
delu o niejednorodnym składzie chemicznym : zakładając, że średni
2) S o r o k i n i M a s e w i c z opracowali m odel Słońca z uwzględnieniem róż­
nicy składu chemicznego w jądrze i otoczce.
Ewolucja gwiazd
19
ciężar cząsteczkow y [i rośnie ku środkow i gw iazdy — założenie zbieżne
z efektem przem iany w odoru w hel w gw iazdach niew ym ieszanych —
uzyskuje się wyższe w artości te m p e ra tu r cen traln y ch przy danej w a r­
tości prom ienia niż w m odelach jednorodnych. Zależnie od p rzy ­
jętego p raw a rozkładu [i z odległością od środka r otrzym ujem y m n ie j­
szą lub w iększą zw yżkę tem p eratu ry . Za praw dopodobny bylibyśm y
skłonni uw ażać tak i rozkład |i ( r ) , k tó ry 1° — je st fizycznie uzasadniony,
np. przez rozkład ośrodków produkcji energii w gwieździe oraz m echa­
nizm m ieszający częściowo m aterię, 2° — prow adzi do m odeli zgodnych
z rzeczyw istym i olbrzym am i. Spośród w ielu ro zpatryw anych m odeli dużo
uw agi poświęcono m odelom o bezw odorow ym izoterm icznym jądrze i bo­
gatej w w odór otoczce koncentrującej na swej w ew nętrznej pow ierzchni
produkcję energii. O graniczeniem tego m odelu jest okoliczność, że bezwodorow e jądro nie może przekroczyć określonego ułam ka m asy gwiazdy.
In teresu jący z p u n k tu w idzenia ew olucji ciąg m odeli obliczył ostatnio
M. S c h w a r z s c h i l d . Są to gw iazdy złożone z ubogiego w wodór
w n ętrza (X = 0,01, Y = 0,97, Z = 0,02) oraz bogatej w w odór otoczki
(X — 0,92, Y — 0,06, Z — 0,02). We w nętrzu zn ajduje się, nie w ypeł­
n iając go, jądro konw ekcyjne, reszta gw iazdy jest w rów now adze pro­
m ienistej. Skład chem iczny w nętrza, ja k rów nież otoczki, jest jednakow y
dla kolejnych m odeli ciągu, różnice polegają na postępującym stosunku
m as w n ętrza i otoczki. Za pom ocą ciągu siedm iu m odeli o m asach w nętrz
od 14% do 50% całej m asy i rozpiętości m as od 1 do 4 m as Słońca a u to r
pokryw a z nadw yżką cały obszar olbrzym ów i podolbrzym ów na w y ­
kresie H— R. Rozw iązania jego, zilustrow ane na rys. 1, są zgodne z rze­
czyw istym i olbrzym am i pod w zględem te m p e ra tu r efektyw nych i jasności
absolutnych, istnieje n atom iast pew na w ątpliw ość co do m as; niestety
w ątpliw ości tej w tej chw ili nie m ożna rozstrzygnąć z pow odu nie­
pew nych i szczupłych w yznaczeń m as olbrzym ów z gw iazd podw ójnych.
Poza tym p rzy ję ty przez Schw arzschilda rozkład n(r) w ym agałby fi­
zycznego uzasadnienia. Tym nie m niej, jako próba rozw iązania zagad­
nienia budow y i ew olucji olbrzym ów , ciąg m odeli Schw arzschilda zasłu­
g u je na uw agę: przedstaw ia on drogi rozw ojow e gw iazd ciągu głównego
klas A — G o m ałej prędkości rotacji. Tem po ew olucji, ja k zawsze, rośnie
z m asą gwiazd. Na przykładzie tego rozw iązania w idzim y w yraźnie, jak
decydujące znaczenie dla ew olucji gw iazdy m a kw estia istnienia lub
b ra k u m echanizm u m ieszającego m aterię: dw ie identyczne gw iazdy, s ta r­
tu jące z tego samego p u n k tu ciągu głównego, z n ajd u ją się u schyłku
drogi ew olucyjnej n a przeciw nych k rańcach zakresu te m p e ra tu r i roz­
m iarów , jeśli jed n a z nich m iała szybką rotację, druga — nie.
Z dyskusji, jak ą Schw arzschild przeprow adził, w y n ik a rów nież do-
20
niosła rola w zagadnieniu budowy olbrzymów postaci wyrażenia na
współczynnik nieprzeżroczystości. W cytowanym rozwiązaniu autor przy­
jął stały czynnik gilotyny w otoczce i rosnący proporcjonalnie do p 0'25 —
we w nętrzu 3).
5. Białe karły
Ten rodzaj gwiazd o bardzo gęstych, częściowo lub całkowicie zdegenerowanych, praw ie izotermicznych wnętrzach, bardzo ubogich w wo­
dór, uważa się powszechnie za końcowy etap rozwojowy gwiazdy. Do­
chodzą do niego gwiazdy bądź drogą stopniowej ewolucji, bądź drogą
kataklizmów zwanych gwiazdami nowymi, polegających na zapadnięciu
się w nętrza gwiazdy przy jednoczesnym odrzuceniu w arstw wyższych.
C h a n d r a s e k h a r wykazał, że istnieje górna granica masy gwiazdy,
poniżej której może nastąpić częściowa lub całkowita degeneracja m a­
terii w gwieździe. Granica ta zależy od średniego ciężaru cząsteczko­
wego; przy [i = 2 wynosi dla określonego modelu 1,7 mas Słońca. Jeżeli
niektóre białe karły są produktam i gwiazd o większych masach, musiały
one w przeszłości pozbyć się części swej masy.
6. Zagadnienie populacyj
Pojęcie populacji w sensie, jaki jej nadał B a a d e, lub pokrewne
pojęcie kinematyczne podsystemu, wprowadzone przez L i n d b l a d a
a rozbudowane przez P a r e n a g o i K u k a r k i n a , odniesiemy w sche­
macie naszych rozważań do zespołu gwiazd o wspólnym (makroskopowo)
m iejscu urodzenia. P aram etry fizyczne gwiazd są prawdopodobnie cią­
głymi funkcjam i miejsca i czasu ich powstania. Jeżeli znajdujem y w na­
szej Galaktyce oddzielne populacje, jest to wynikiem nieciągłej stru k ­
tu ry Drogi Mlecznej, charakterystycznej również dla innych galaktyk.
Mówiąc o dwóch populacjach, mówimy o gwiazdach pochodzących z jądra
lub z ramion spiralnych Galaktyki: jest to pierwszy, gruby podział. Sto­
sując kryteria subtelniejsze, możemy wyróżnić większą liczbę populacyj,
aż dojdziemy w procesie podziału do pojęcia asocjacji lub gromady gwiazd.
Materia, z której powstawały i pow stają gwiazdy, może mieć różny
skład chemiczny w różnych regionach Galaktyki, stąd gwiazdy różnych
populacyj mogą mieć różny początkowy skład chemiczny. Różnice lokalne
gęstości, tem peratury i ruchu turbulencyjnego tworzywa mogły spowodo­
wać ukształtow anie się różnych rozkładów mas gwiazd. Średni wiek gwiazd
różnych populacyj może być różny zależnie od tego, w których miejscach
G alaktyki m ateria wcześniej „dojrzała“ do procesu formowania gwiazd.
3) E. J. S u s z k i n a opracowała niedawno model ewolucyjny olbrzyma,
w którym jądro konwekcyjne, po w yczerpaniu wodoru, ulega stopniowej degeneracji.
Ewolucja gwiazd
21
Wreszcie, przy tym samym średnim czasie istnienia, mogą być gwiazdy
różnych populacyj więcej lub mniej posunięte w procesie rozwojowym,
zależnie od rozkładu mas i składu chemicznego materii. Pytanie, które
z tych czynników i w jaki sposób oddziałały na ukształtowanie odrębno­
ści populacyj, jest właściwym zagadnieniem populacyj w aspekcie
ewolucji. Zagadnienie to znajduje się obecnie na warsztacie astrofizyki.
Rys. 2. W ykres H ertzsprunga— R ussella grom ad k ulistych i tory ew olucyjne
o lb rzym ów w g pracy S a n d a g e ’a i S c h w a r z s c h i l d a , A pJ 116, 463, 1952
Podstawą do jego rozwiązania powinny być dane obserwacyjne odnośnie
parametrów gwiazd różnych populacyj. Tutaj napotykamy od razu na
trudność, jeśli chodzi o znajomość mas gwiazd II populacji: znamy bardzo
niewiele gwiazd podwójnych wśród gwiazd szybkich, dla których można
z zadowalającym przybliżeniem wyznaczyć masy. Zdają się one wska­
zywać na to, że empiryczna krzywa M— L II populacji przebiega ponad
krzywą I populacji, to znaczy, przy tej samej wartości masy, gwiazdy
II populacji promieniują intensywniej. Jeżeli na wykresie H—R przyj­
miemy za ciąg główny II populacji gałąź podkarłów (ciąg gwiazd szyb-
22
W. Iwanowska
kich leżący w klasach A —M poniżej ciągu głównego I populacji, w odle­
głości około 2m), jeżeli dalej dla obu ciągów wolno przyjąć ten sam model,
który rozpatryw aliśm y poprzednio — wówczas możemy otrzymać układ
linij L—M i L—T e dla dwóch populacyj zgodny (przynajmniej jako­
ściowo) z obserwowanym, przy założeniu dla II populacji bądź mniejszej
zawartości pierw iastków ciężkich (mniejsze Z), bądź mniejszej zawartości
wodoru (mniejsze X) bądź też obu tych warunków. Cóż mówią badania
spektroskopowe o ew entualnych różnicach składu chemicznego gwiazd
obu populacyj? M. S c h w a r z s c h i l d doszedł do wniosku, że osobli­
wości spektralne gwiazd szybkich dadzą się wytłumaczyć na gruncie
założenia mniejszej wartości Z (i większej wartości X) dla tych gwiazd.
Z prac wykonanych w Toruniu nad widmami gwiazd szybkich klas F— K
oraz zmiennych typu RR Lyrae wynika, że łączne założenie mniejszych
wartości X i Z w II populacji pokryw a największą ilość obserwowanych
efektów. D efinitywną konkluzję utrudnia brak ustalonej skali tem peratur
efektywnych dla gwiazd II populacji. Z tego względu pilną potrzebą jest
badanie rozkładu natężeń w widmach ciągłych tych gwiazd, lub cho­
ciażby wskaźników barw y, by można było określić dla nich przynajm niej
tem peratury barwne.
Gałąź olbrzymów II populacji, której schematyczny przebieg dla gro­
mady kulistej przedstawia kreskow any obszar na rys. 2, nasuwa przede
wszystkim zagadnienie modelu, ponieważ tutaj, podobnie jak dla olbrzy­
mów I populacji, istnieje trudność uzyskania wystarczająco wysokich
wartości tem peratury centralnej przy dużych rozmiarach gwiazdy. I tu
również zwracamy się do modeli o niejednostajnym składzie chemicznym
(niejednorodnych), które tę trudność pokonywują. Przytoczymy znowu
dla przykładu inną pracę M. S c h w a r z s c h i l d a, w której autor osiąga
dla pewnego rodzaju modeli niejednorodnych tory ewolucyjne podobne
do linii olbrzymów II populacji. Punktem wyjścia jest gwiazda ciągu
głównego pozbawiona mechanizmu mieszającego m aterię, a więc nierotująca. Gwiazda taka zużywa wodór w centralnym jądrze, przesuwając
się w tym okresie bardzo nieznacznie ponad ciąg główny. Z chwilą gdy
bez wodorowe jądro osiągnie granicę przewidzianą przez C h a n d r a s e k ­
h a r a (około 12% masy gwiazdy), Schwarzschild wprowadza swój ciąg
modeli, w których źródłami energii są: przem iana wodoru w hel w w ar­
stw ie otaczającej bezwodorowe jądro, oraz rozpoczynająca się kontrakcja
jądra. Energia graw itacyjna kurczącego się jądra częściowo zużywa się
na pokrycie em isji promieniowania, częściowo zaś na podnoszenie tem ­
peratury jądra i otoczki. W tym okresie następuje silna ekspansja otoczki
i spadek tem peratury efektywnej, gwiazda szybko odsuwa się od ciągu
głównego na prawo. Gdyby nie wchodziły w grę nowe źródła energii,
gwiazda posuwałaby się po torze poziomym aż do krańców wykresu H—R.
Ew olucja gwiazd
23
Zakręt gałęzi olbrzymów gromad kulistych ku górze, Schwarzschild tłu-,
maczy (rachunków odnośnie tej części krzywej nie przeprowadził) możli­
wym wejściem w grę nowych reakcyj jądrowych, w szczególności prze­
widzianej przez S a l p e t e r a przemiany helu w cięższe pierwiastki,
Proces ten wymaga temperatury ok. 2.108 stopni; tego rzędu temperatury
osiąga wnętrze modelu Schwarzschilda w punkcie zwrotnym. Schwarz­
schild liczył swoje modele dla składu chemicznego otoczki: X = 0,60,
y = 0,38, Z = 0,02, oraz jądra: X = 0, Y = 0,98, Z = 0,02. Wobec dużej
niepewności co do modeli olbrzymów, trudno jest w tej chwili dyskuto­
wać nad różnicą składu chemicznego tych gwiazd w różnych populacjach.
W ogólnej konkluzji wydaje się słusznym przypuszczenie, że gwiazdy
różnych populacyj powstały z materii o różnym początkowym składzie
chemicznym i posuwają się po różnych torach ewolucyjnych na wykresie
H— R. Jeśli chodzi o średni wiek podkreśla się, że gwiazdy II populacji
są zespołami starszymi niż gwiazdy I populacji. Nie brano jednak do­
tychczas pod uwagę przy szacowaniu wieku tej okoliczności, że stosunek
L/M jest dla gwiazd II populacji większy — o jaki czynnik, dokładnie
obecnie> nie wiemy. Również możliwa początkowa mniejsza zawartość
wodoru w tych gwiazdach działałaby w kierunku skrócenia skali ich
wieku.
Podsumowanie
wyników
Omówiliśmy pokrótce dzisiejszy stan zagadnienia ewolucji pojedyn­
czych gwiazd „normalnych14, rozpatrując w tym referacie możliwości jego
rozwiązania na gruncie założenia niezmienności masy. Reasumując wy­
niki, możemy przedstawić krótko dzieje przeciętnej gwiazdy ciągu głów­
nego w następujący sposób. Gwiazdy powstawały i powstają obecnie
z kondensacyj materii międzygwiazdowej. Zasadniczymi procesami ewo­
lucyjnymi pokrywającymi emisję promieniowania są: kontrakcja i pro­
cesy jądrowe, głównie przemiana wodoru w hel. Tempo ewolucji jest
szybsze dla gwiazd absolutnie jaśniejszych. Końcowym etapem gwiazdy
jest stan białego karła — bezwodorowej masy zdegenerowanego gazu.
Schemat ten odpowiada gwiazdom ciągu głównego na prawo od klasy A.
Teoria budowy i ewolucji tych gwiazd jest najbardziej zaawansowana. Na­
tomiast teoria młodych gwiazd górnej części ciągu głównego znajduje się
jeszcze in statu nascendi; obiecującą drogę do rozwiązania zagadnienia
ewolucji tych gwiazd wskazuje koncepcja emisji materii, rozpracowana
przez astronomów radzieckich. Gałąź olbrzymów zdaje się przedstawiać
drogę ewolucyjną gwiazd ciągu głównego nie posiadających szybkiej ro­
tacji, niejednorodnych pod względem składu chemicznego. W tym krót­
kim przeglądzie nie zostały uwzględnione gwiazdy podwójne i osobliwe,
jak zmienne, lub gwiazdy o wyjątkowym składzie chemicznym. Zagad-
24
W. Iw anow ska
nienia specjalne, jakie nasuw ają te rodzaje gwiazd (zagadnienie pow sta­
wania i trwałości gwiazd podwójnych, zagadnienie stabilności gwiazd),
mogą rzucić wiele światła na interesujący nas problem ewolucji. Również
ważnym z tego punktu widzenia jest problem wzajemnego oddzia­
ływ ania gwiazd i m aterii międzygwiazdowej — zagadnienie pewnego
rodzaju równowagi między fazą rozproszoną i gwiazdową materii. Teoria
akrecji, chociaż zapewne posunięta do zbyt daleko idących wniosków
w pracach H o y 1 e’a, B o n d i’ego i ich współpracowników, staw ia to
zagadnienie w ogniu dyskusji. Bez przesady można powiedzieć ogólnie,
że nie ma w astrofizyce współczesnej zagadnień, które by bezpośrednio
lub pośrednio nie wiązały się z zagadnieniem ewolucji gwiazd, ogólniej —
ewolucji m aterii we Wszechświecie.
LITERATURA
B. S t r o m g r e n , E volution of S tars, A stro n o m ica l Journal 57, 65, (Tamże szcze­
gółow y w ykaz lite ra tu ry ) 1952.
M. S c h w a r z s c h i l d , Inhom ogeneous S tellar M odels I, A stro p h ysica l Journal,
116, 317, 1952.
A. S. S a n d a g e , M. S c h w a r z s c h i l d , Inhom ogeneous S tellar M odels II, A stroph.
Journal 116, 463, 1952.
Sym posium on S te lla r Evolution, VI I I A sse m b ly o f th e IAU , 1952.
B. C. C o p o K H H h A . r . M a c e B M H , K B o n p o c y 06 3 b o j i i o l (m m 3Be3fl w ia B H O ii
n o c jie flO B aT ejiB H O C T M , A c t p o h . JKypHaji X X V III, 21, 1951.
E , M. C y u i K H H a , K Bonpocy 06 s b o j i i o h m h KpacHtix rm'airroB, A c t p . J K y p n a ji X XX,
274, 1953.
Z LITERATURY NAUKOWEJ
Problem czasu w astronom ii
K. KOZIEŁ
Ostatnio ukazała się w Publikacjach Astronomicznego Instytutu Rachunkowego
w Heidelbergu praca F. G o n d o l a t s c h a pt. „Erdrotation, Mondbewegung und
das Zeitproblem der Astronomie" [1], która zasługuje na uwagę ze względu na
podstawowe znaczenie dla astronom ii problemów jakie porusza. W ydaje się bowiem,
że rzeczywiście nadeszła obecnie chwila, aby podsumować osiągnięcia ostatnich
dziesięcioleci w zakresie zagadnień związanych z problemem czasu w astronomii.
Powszechnie wiadomo, że definicja jednostki czasu, a zwłaszcza praktyczne w y­
znaczanie czasu w astronomii, były dotychczas oparte na założeniu, że ruch obrotowy
Ziemi dokoła jej osi odbywa się jednostajnie. Tymczasem dyskusja astronomicznego
m ateriału obserwacyjnego doprowadziła w ostatnich czasach do nieuniknionego
wniosku, że szybkość obrotowa Ziiemi nie jest stała i ulega zmianom wiekowym,
periodycznym oraz nieregularnym . W tym stanie rzeczy doba średnia słoneczna uży­
w ana dotąd jako astronomiczna jednostka czasu okazuje się niestałą. Wiadomo bowiem,
że czas średni słoneczny otrzym uje się w sposób ściśle określony z czasu gwiazdo­
wego, którego z kolei dostarczają odczyty na „zegarze-Ziemi". Toteż niejednostajność ruchu zegara-Zdemi ujaw nić się musi jako nierównomierność czasu średniego
słonecznego, co oczywiście powoduje powstanie wielkiego problem u czasu w astro­
nomii.
W rów naniach ruchu ciał system u słonecznego w ystępuje w postaci zmiennej
niezależnej czas upływ ający jednostajnie, zwany inercjalnym albo newtonowskim.
Ten czas jest też argum entem efem eryd ciał niebieskich podawanych w rocznikach
astronomicznych. N atom iast obserwowane współrzędne tych ciał podaje się w niezu­
pełnie jednostajnym czasie średnim słonecznym, zwanym też niekiedy „czasem em pi­
rycznym” albo „czasem astronomicznym". Aby więc nawiązać teorię do obserwacyj,
konieczne jest wprowadzenie czasu możliwie bliskiego do wspomnianego czasu iner­
cjalnego i równocześnie takiego, k tó ry dałby się liczbowo nawiązać do czasu śred­
niego słonecznego. Czas taki nazwano „czasem efem eryd11. W arto przy tym zazna­
czyć, że praktyka astronomiczna nie zrezygnuje z używania zegara-Ziemi jako
pierwotnego źródła czasu, a naw iązyw anie czasu efemeryd do czasu średniego sło­
necznego odbywać się musi, ze względu na nieregularny charakter nierówności
ruchu obrotowego Ziemi, zawsze dopiero ex post, tj. dla minionych okresów czasu.
Omawiany problem czasu w astronom ii zjawił się równocześnie ze stwierdzeniem
nierównom iem ości ruchu obrotowego Ziemi. Jest więc rzeczą n aturalną zastanowić
się nad tym, czy istnieją sposoby badania tej nierównomiemości przy pomocy środ­
ków ziemskich. Wielki postęp w dziedzinie techniki i dokładności m ierzenia czasu
uzyskany w ostatnich dziesiątkach lat dzięki zastosowaniu zegarów kwarcowych
pozwolił w latach 1934 do 1937 na stwierdzenie, przez kilku obserwatorów niezależnie,
zmienności szybkości obrotowej Ziemi o okresie przede wszystkim rocznym. Po
uwzględnieniu efektu instrum entalnego zwanego starzeniem się zegarów kw arco­
wych znaleziono, że w ahania długości doby zaw ierają się w granicach od + 0 S,0010
w m arcu do —0S,0011 w sierpniu, na skutek czego m aksym alne popraw ki zegara-Ziemi
26
Z litera tu ry n a u ko w ej
w ynoszą v.' czerw cu +0s,06, a w listopadzie —0S,05 [2], [3], P oniew aż je d n a k błędy
w m ierzeniu czasu o w arto ści 0S,06 w yw ołują odchylenia w śred n iej długości K siężyca
jed y n ie o 0",03, a Słońca o 0",002, co na razie n aw e t d la K siężyca pozostaje poniżej osią­
g alnej dokładności obserw acyj, zatem periodyczne zm iany ru ch u obrotow ego Ziem i od­
k ry te przy pom ocy zegarów kw arcow ych, k tó ry ch pow odem m a ją być zjaw isk a m eteo­
rologiczne, nie zostały dotychczas potw ierdzone n a drodze astronom icznej. Z drugiej
stro n y obu w spom nianych n a p o czątku nierów ności ru ch u obrotow ego Ziem i, tj.
zm ian w iekow ych i n ie reg u larn y ch , nie udało się w y k ry ć p rzy pom ocy dzisiejszych
środków technicznych m ierzenia czasu, a w ięc n a p rzy k ła d p rzy pom ocy zegarów
kw arcow ych, gdyż w ym agałoby to jed n o stajn eg o chodu ty ch zegarów w ciągu d łu ­
gich okresów czasu, czego n a razie nie zdołano zrealizow ać. P ew n e n ad zieje n a
postęp w tej dziedzinie zd a ją się rokow ać now e śro d k i techniczne do m ierzen ia
czasu zw ane „zegaram i atom ow ym i11.
M ożna jed n ak że próbow ać podejść p rzy n ajm n iej do zag ad n ien ia zm ian w iek o ­
w ych ru c h u obrotow ego Ziem i, k tó ry ch przyczyną je st ta rc ie p rzypływ ow o-odpływ ow e, od stro n y ilościowego u ję cia zjaw isk a p rzypływ ów i odpływ ów . P roblem em
ty m zajm ow ali się ju ż astronom ow ie w 18 stuleciu, k ła d ąc w iek o w e przyśpieszenie
ru c h u K siężyca n a k a rb ta rc ia przypływ ow o-odpływ ow ego. D alsze b a d a n ia w ty m
k ie ru n k u zostały zaham ow ane n a pew ien czas przez L a p l a c e ’a, k tó ry sprow adził
jakoby w iekow e przyśpieszenie ru c h u K siężyca do w iekow ego zm n iejszan ia się
ekscentryczności o rb ity ziem skiej. D opiero A d a m s p okazał 100 la t tem u, że teo ­
rety czn a w artość przyśpieszenia w iekow ego, p o d an a przez L ap lace’a, sp ad a przy
ściślejszym ra c h u n k u do połow y. O dtąd też p rzed staw ian o śred n ią długość K się­
życa L przy pom ocy w zoru:
L =
L/0 + t i ^ T +
T2,
(1)
gdzie L 0 i n z oznaczają śre d n ią długość i śred n i ru ch d la pew nej określonej epoki,
T czas liczony w stuleciach juliańskich, a (n (C1 + n j 2 ) w spółczynnik w iekow ego
p rzyśpieszenia K siężyca w długości; n £I oznacza p rzy ty m tę część tego w spółczyn­
n ika, k tó rą d aje m ech an ik a niebios, a n C2 tę część) za k tó rą odpow iedzialne je st
ta rc ie przypływ ow o-odpływ ow e poprzez w iekow e zm iany ru ch u obrotow ego Z iem i;
n £9 w ynosi około 5". G dyby to przyśpieszenie m iało być odzw ierciedleniem w ieko­
wego o p aźniania ru ch u obrotow ego Ziem i n a sk u te k ta rc ia p rzypływ ow o-odpływ o­
wego, w ów czas zużycie energii przez ta rc ie m usiałoby być rzęd u w ielkości 1019 erg/sek.
G eofizycy J e f f r e y s [4] i H e i s k a n e n [5] p o tw ierd zili tę w arto ść n a podstaw ie
b ad a ń oceanograficznych, o b ja śn ia jąc w ten sposób ham o w an ie ru ch u obrotow ego
Z iem i przez ta rc ie przypływ ow o-odpływ ow e.
Z tego co pow iedziano w yżej w ynika, że n a drodze p oszukiw ań ziem skich <n,ie
udało się dotychczas stw ierdzić w szystkich anom alii ru c h u obrotow ego Ziem i. K o­
nieczne je st w ięc odw ołanie się do obserw acyj astronom icznych. I tu n a p ierw szy
p la n w ysuw a się oczyw iście Księżyc. A naliza anom alii jego ru c h u doprow adziła
bow iem do odkrycia nierów ności ru ch u obrotow ego Ziemi. R e zu ltaty osiągnięte za
p ośrednictw em K siężyca w y m ag ają je d n a k potw ierd zen ia ze stro n y innych ciał n ie­
bieskich, co zostało ostatnio dokonane przez b ad a n ia n ad biegiem Słońca, M erkurego
i W enus.
N ajp ierw zajm iem y się pokrótce K siężycem . N a p o d staw ie obserw acyj trzech
o statn ich stuleci okazuje się, że śred n ia długość K siężyca L n ie może być w w*yjsta rc za ją cy sposób p rzedstaw iona n a w e t przy pom ocy w zo ru (1), w k tó ry m w p ro w a-
Z literatury naukow ej
27
dzono empiryczny wyraz n t2 T'-'. S. N e w c o m b [6], który rozpoczął intensywne
badania w tym kierunku, był zmuszony przyjąć na średnią długość Księżyca w y­
rażenie:
L ■= L 0+ ne T + (n s i + n S2 ) T 2+ B
(2)
i nazwał reszty B, jakie pozostają w średniej długości po przyjęciu na nią w y ra­
żenia (l)i fluktuacjam i. I tu okazało sięj że co praw da fluktuacje B wykazują
zmiany o charakterze długookresowym, ale przebieg ich nie daje się przedstawić
analitycznie dostatecznie zadowalająco oraz — co dla problem u czasu m a znaczenie
podstawowe, — że w artości fluktuacyj B nie mogą być ekstrapolowane. Dalszym
etapem na drodze do pokonania omawianych trudności było ukazanie się w roku 1919
wydanych przez E. W. B r o w n ’a [7] w New H aven nowych tablic ruchu naszego
satelity, które stanow ią od roku 1923 podstawę efem eryd Księżyca publikowanych
w rocznikach astronomicznych. Istotne dla teorii Księżyca podanej przez Brow n’a
jest to, że rozwinięcia jej zaw ierają wszystkie wymagane przez prawo powszechnego
ciążenia w yrazy i to z dokładnością znacznie przewyższającą współczesną dokład­
ność obserwacyj, tak że odstępstw a tej teorii od obserwacyj stanowią szeroką
i pew ną podstaw ę do badania interesujących nas problemów. Co praw da Brown
wprowadził do w yrażenia na średnią długość Księżyca dla uzyskania możliwie zu­
pełnej zgody także i z dawniejszymi obserwacjam i duży periodyczny wyraz em pi­
ryczny kom plikując przez to nasze zagadnienie, ale wyraz ten może być łatwo
usunięty. Uchwałę w tym kierunku podjął na propozycję S p e n c e r J o n e s a
z roku 1950 [8] Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej odbyty w Rzymie
w roku 1952 postanaw iając, że od roku 1960 efemerydy Księżyca będą obliczane
co praw da na podstawie teorii B row n’a, ale bez wspomnianego wyrazu periodycznego
w średniej długości Księżyca, czyli nie na podstawie tablic Brow n’a, aby efekty
wywołane w pływ am i niegraw itacyjnym i, takim i jak niejednostajny obrót Ziemi,
nie zostały zaciemnione. W roku 1927 podał de S i t t e r [9] nową w artość na em pi­
ryczne przyśpieszenie wiekowe Księżyca, czyli na współczynnik n 2 = +5",22+0",30,
k tórą to w artość cytujem y obecnie ze względu na znaczenie, jakie przypadło jej
w problem ie czasu. W artość de Sittera, uzyskana z dyskusji obserwacyj Księżyca
dokonanych od czasów starożytnych (zaćmienia) aż do współczesnych, została bowiem
użyta przez Spencer Jones’a do ścisłej liczbowej definicji fluktuacyj B, jako reszt
pozostałych w obserwowanej średniej długości Księżyca po usunięciu z wartości
tej długości podanej w tablicach B row n’a periodycznego w yrazu empirycznego
B row n’a oraz empirycznego przyśpieszenia wiekowego Księżyca ze współczynnikiem
de Sittera 5",22. W roku 1932 opracował Spencer Jones [10] na nowo dysku­
tow ane już przez Newcomba zakrycia gwiazd przez Księżyc na przestrzeni lat
od 1672 do 1908 i wprowadziwszy wspom nianą co dopiero definicję fluktua­
cyj B, wyznaczył te fluktuacje na przestrzeni ostatnich 250 lat. (p. rys. 1). Wyszło przy
tej sposobności wyraźnie na jaw, że wszelka ekstrapolacja fluktuacyj B jest zupeł­
nie iluzoryczna, tak iż dokładne w artości B mogą być dla jakiegoś m om entu u sta­
lone jedynie ex post z obserwacyj.
Obecnie postawim y sobie pytanie zasadnicze z punktu widzenia teorii czasu:
czy mianowicie stwierdzone w ruchach Księżyca anomalie, tj. empiryczne przyśpie­
szenie wiekowe oraz fluktuacje mogą być interpretow ane jako skutki nierównom ierności ruchu obrotowego Ziemi. Odpowiedzi n a to pytanie szukać należy jedy­
nie w analizie obserwacyj ruchów innych ciał system u słonecznego. Z góry oczy­
wiście trzeba tu być przygotowanym na duże trudności ze względu na to, iż ruchy
geocentryczne wszystkich innych ciał systemu słonecznego są znacznie mniejsze niż
28
Z literatury naukowej
u Księżyca i o ile wspom niane efekty nie łatwo było odkryć u naszego satelity)
to tym większych trudności należy się spodziewać u innych ciał niebieskich. Nic
więc dziwnego, że konkretne rezultaty odnośnie om awianych efektów uzyskano dla
Słońca, M erkurego i Wenus dopiero w 20 stuleciu. W swej pracy pod tytułem „The
Rotation of the Earth, and the Secular Accelerations of the Sun, Moon and Planets'1 [11]
Rys. 1. Fluktuacje w średniej długości Księżyca
Skala z, lewej strony : w artości B w sekundach łuku; z praw ej strony : 1,82144B
[p. wzór (5)] w sekundach czasu
dokonał Spencer Jones próby, uwieńczonej pozytywnymi rezultatam i, przedstaw ienia po­
praw ek średnich długości Słońca A L® , M erkurego
i W enus A L., w postaci:
A L ® = a + 62' +
A
i,
A Ls
cT-
+
B
= a, + b j + ~ c T 2 +
n ®
- a, +
cTn®
B
(3)
7Z(C
+
~ B
n <s
Popraw ki A L®, A ^ ‘ A
uzyskano z różnic pomiędzy obserwacjam i a teorią
Newcomba odnośnych ciał niebieskich. W w yrażeniach (3) oznaczają pierwsze dwa
w yrazy o współczynnikach a, au a.,, b, b„ b.,, popraw ki długości w epoce i popraw ki
średnich ruchów Słońca, M erkurego i Wenus. Trzecie wyrazy, tj. w yrazy z T- przed­
staw iają spodziewane przyśpieszenia wiekowe. Charakterystyczny jest tu fakt, iż współ­
czynnik odpowiedniego w yrazu dla Słońca oznaczony przez e nie wzięto równy
5",22
. Współczynnik bowiem 5",22 dla przyśpieszenia wiekowego Księżyca odn<c
zw ierciedla nie tylko ham owanie ruchu obrotowego Ziemi, ale zawiera również nie­
znanej wielkości efekt pochodzący ze zmian elementów orbity Księżyca wywoła­
nych tarciem przypływowo-odpływowym. Natom iast przyśpieszenie wiekowe Słońca
c może być uważane za czyste odzwierciedlenie zjaw iska ziemskiego. To samo odnosi
Z literatury naukowej
się do M erkurego i Wenus, czemu dano w yraz przyjm ując odpowiednie współczyn­
niki za równe
n®
c oraz n‘ c. Wreszcie czwarte wyrazy w układzie (3) charakteryn®
żują hipotezę, sprawdzoną przez Spencer Jones’a ex post, że fluktuacje B rozumiane
zgodnie z definicją de S itter’a — Spencer Jones’a, jako m ające swe źródło w nie­
równościach ruchu obrotowego Ziemi, muszą zaakcentować swój zmniejszony propor­
cjonalnie do odpowiednich średnich ruchów n @, n, i n 2 w pływ w długościach Słońca,
M erkurego i Wenus. Dla wyznaczenia niewiadomych, a w śród nich przede w szyst­
kim wiekowego przyśpieszenia Słońca c, oparł się Spencer Jones na bardzo obfitym
m ateriale obserwacyjnym. Dla Słońca mianowicie uwzględnił deklinacje od roku
1760 do 1936 i rektascenzje od 1837 do 1936, dla M erkurego listopadowe przejścia
przed tarczą słoneczną od 1677 do 1927 oraz majowe przejścia od 1753 do 192*1,
a dip Wenus obserwacje południkowe z la t od 1836 do 1936. Z całokształtu wy­
mienionych obserwacyj otrzym ał po w yrów naniu metodą najm niejszych kw adratów
na wiekowe przyśpieszenie Słońca w artość c = +1",23±0",04 (bł. prawd.) oraz
stwierdził, że znane z badań nad ruchem Księżyca fluktuacje B w ystępują rzeczy­
wiście również i w ruchach Słońca, M erkurego oraz Wenus. W ten sposób należy
uważać pochodzenie ziemskie fluktuacyj B za udowodnione. Jako uzupełnienie tych
badań wypowiedział Spencer Jones [12J w roku 1949 pogląd, że omawiane fluktua­
cje stanow ią scalony efekt w ielu drobnych nieregularnych w ahań szybkości obro­
towej Ziemi.
Dla dalszej analizy zagadnienia czasu trzeba jeszcze przytoczyć uzyskaną przez
Spencer Jones’a [11] w roku 1939 wartość popraw ki średniej długości Słońca A L®
w stosunku do tablic Newcomba:
AL® = + l",00 + 2",97T-r 1",23T= + 0,074 8040 B,
(4)
gdzie T oznacza czas liczony w stuleciach juliańskich od 1900, styczeń 0d,5 czasu
uniwersalnego. Z tego, co powiedziano wyżej, wynika, że A-Ł® nie oznacza żadnej
realnej zmiany teorii Słońca podanej przez Newcomba. Konieczność zaś uwzględnia­
nia popraw ek A^® przy korzystaniu z tablic Newcomba pochodzi stąd, że momenty
obserwacyj wyrażone w czasie średnim słonecznym nie są podane w tym czasie,
którego użyto w tablicach i który w ystępuje też we wszystkich teoriach planet jako
zm ienna niezależna, to jest w czasie upływ ającym ściśle jednostajnie.
P rak ty k a astronomiczna, jak to już stwierdzono wyżej, nie zrezygnuje, pomimo
zmiennej szybkości obrotowej Ziemi, z używ ania czasu średniego słonecznego jako
czasu obserwacyjnego. W takim razie konieczne jest jednak posiadanie środka po­
zwalającego na zam ianę dowolnego m om entu wyrażonego w czasie średnim słonecz­
nym na m om ent w yrażony w czasie upływ ającym jednostajnie, jakim ma być czas
efem eryd i na odwrót. Otóż takim środkiem jest wyrażenie (4) na poprawkę A L®
średniej długości Słońca w stosunku do tablic Newcomba. Jeśli bowiem jakiś mo­
m ent wyrażony jest w czasie efemeryd, wówczas odpowiednia średnia długość Słońca
rów na się jej w artości otrzym anej z tablic Newcomba, a jeśli moment jest w yra­
żony w czasie średnim słonecznymj wówczas trzeba dla otrzym ania odpowiedniej
średniej długości Słońca dodać do wartości tablicowej korekcję Spencer Jones’a,
tj- AL®. Uwzględniając więc, że średnia długość Słpńca w zrasta o 1" w czasie
24s,349 480, zamienimy A-L® na czas, uzyskując w ten sposób wyrażenie A t tra n s­
form ujące czas średni słoneczny na czas efem eryd w postaci:
A t= +24S,349-F72S,318 T 4 29^,950 T2+ l,821 44 B
(5)
Na paryskiej K onferencji Stałych Astronomicznych [8] postanowiono w roku 1950
Z literatury naukowej
uważać A t za korekcję, która dodana do czasu średniego słonecznego definiuje czas
efemeryd. Dwa pierwsze w yrazy w A t ustalają jedynie początek i długość doby
mierzonej w czasie efem eryd i to w ten sposób, aby dla epoki współczesnej istniała
wysoka zgodność pomiędzy dobą średnią słoneczną i dobą czasu efemeryd. Nato­
m iast dwa ostatnie w yrazy w A t stanow ią kom pensację nieregulam ości ruchu
obrotowego Ziemi w tym sensie, aby uczynić czas efem eryd możliwie bliskim do
czasu inercjalnego m echaniki niebios. Tak zdefiniowany czas efem eryd budzi jednak
pewne zastrzeżenia. Dokładność z jaką będzie on reprezentow ał czas upływ ający
jednostajnie będzie bowiem zależna od dokładności wyznaczenia wiekowego przy­
śpieszenia Słońca oraz od dokładności wziętych tu za podstawę tablic Słońca Newccmba.
Uważając Ziemię za zegar, możemy traktow ać korekcję A t jako poprawkę tego
zegara. U jem ne A t oznacza wówczas, że Ziemia śpieszy: na przykład w roku 1710
o 12s, p w roku 1885 o 8S; dodatnie zaś A t oznacza, że Ziemia spaźnia: na przykład
w roku 1785 o 8s, a w roku 1942 o 25s. Jeśli chodzi o zm ianę długości doby, to
tarcie przypływowo-odpływowe powoduje stały w zrost tej długości. Zgodnie z w y­
razem 29s,950 T2 w e wzorze (5) na A t długość dwóch po sobie następujących dni
różni się o 4,5.10-8 sek. Stąd w ynika, że w ciągu jednego stulecia przyrost długości
doby wynosi Os,00164. Fluktuacje natom iast w pływ ają na długość doby raz w jednym,
a innym razem w przeciwnym kierunku. W ciągu ostatnich 250 lat maksym alne
odchyłki długości doby od w artości średniej na skutek fluktuacyj wynosiły: —0S,0047
w roku 1871 oraz "+'0S,0017 w latach 1901 i 1910.
Gondolatsch nie w spom ina w swej pracy o próbach innego podejścia do pro­
blemu czasu w astronom ii poza podanym wyżej. Tymczasem na przykład prof. T.
B a n a c h i e w i c z [13] w ykorzystuje w tym celu zjawiska zachodzące poza naszym
systemem słonecznym i rozważa możliwość wprowadzenia „czasu kosmicznego" opar­
tego na ruchach w ew nątrz układów gwiazd zmiennych zaćmieniowych. G. T i e r c y [14] zaś proponuje użyć gwiazd spektroskopowo podwójnych oraz cefeid dla
w skazań czasu jednostajnie upływającego.
Na zakończenie pragniem y razem z Gondolatsch’em podkreślić znaczenie dla
astronomicznego problem u czasu: obserwacyj i redukcyj zakryć gwiazd przez Księ­
życ. O bserwacje zakryć pozw alają bowiem przy pomocy prostych środków instru­
m entalnych uzyskiwać bardzo dokładne pozycje Księżyca, co z kolei umożliwia
wyznaczanie ta k dla zagadnienia czasu ważnych fluktuacyj B. Chociaż Gondolatsch
nie wspomina o tym, że d la pełnego w ykorzystania zakryć potrzebna jest także
dobra znajomość nierówności brzegu księżycowego, to w arto tu stwierdzić, iż pro­
blem ten, razem ze związanym z nim zagadnieniem wyznaczenia stałych libracji
fizycznej Księżyca, jest jeszcze odległy od zadowalającego rozwiązania [15].
W związku z zakryciam i cytuje Gondolatsch E. W. Browna [16], który opublikował
w roku 1927 „Wezwanie do wzmożenia obserwacyj zakryć gwiazd przez Księżyc“.
My ze swej strony pragniem y podkreślić, że astronom ia polska poszczycić się może
przeszło 50-letnim dorobkiem w tej dziedzinie nauki. Obecny dyrektor Obserwa­
torium Krakowskiego prof. T. B a n a c h i e w i c z zainaugurował już w styczniu
1901 r. w W arszawie system atyczne obserwacje zakryć gwiazd przez Ksiqżycj a od
roku 1918 rozpoczęto z jego inicjatyw y takie same systematyczne obserw acje w K ra­
kowie, po czym zaczęto w K rakow ie obliczać i publikować od roku 1920 przepo­
w iednie zakryć najp ierw dla K rakow a, W arszawy i Lwowa, później od roku 1923
także dla Poznania i Wilna, a od roku 1947 również dla Torunia i Wrocławia [17].
Przy podaw aniu szczegółowego opisu metody obliczania zakryć gwiazd przez Księ­
życ i literatu ry tego przedm iotu nie zwrócił Gondolatsch uwagi na doskonałą, czysto
Z literatury naukow ej
.
31
liczbową metodę podaną w ro k u 1934 w A cta Ąstronomica przez prof. T. Banachiewicza [18]. Metoda ta stosowana od w ielu lat z powodzeniem w Krakowie zo­
stała w roku 1937 zalecona i wyłożona w raz z przykładam i liczbowymi w pracy
M a r i o A. F e r r e r o [19]. Od roku 1951 zastosowano ponadto przy obliczeniach
zakryć w Krakowie tablice wielkości paralaktycznych dla okrągłych wartości kątów
godzinowych w Greenwich w nowym układzie podanym przez prof. T. Banachiewicza [20]. W końcu pragniem y jeszcze podkreślić, że te tak ważne, już nie tylko
dla teorii Księżyca, ale obecnie i dla astronomicznego problem u czasu, obserwacje
zakryć gwiazd przez Księżyc stanowić mogą program pracy dla ludowych obser­
watoriów astronomicznych oraz dla zaawansowanych miłośników astronomii, gdyż
przy pomocy stosunkowo skrom nych środków instrum entalnych można w tej dzie­
dzinie uzyskać w yniki m ające poważne znaczenie naukowe.
LITERATURA
[1] F. G o n d o 1 a t s c h, Erdrotation, Mondbewegung und das Zeitproblem der
Astronomie, Veroffentl. des Astronom. R echen-Instituts zu Heidelberg, Nr. 5,
K arlsruhe 1953.
[2] N. S t o y k o, L ’irregularite de la rotation de la Terre et les horloges astronom iques, Bull. Acad. Roy. Belgique, Cl. Sci. (5) 35, 669—670, 1949.
[3] A. S c h e i b e , U. A d e l s b e r g e r , Die Gangleistungen der PTR-Q uarzuhren
und die jahrliche Schwankung der astronomischen Tageslange, Z. f. Physik
127, 416—428, 1950.
[4] H. J e f f r e y s , The Chief Cause of L u n ar Secular Acceleration, MN 80, 309—317,
1920.
[5] W. H e i s k a n e n, Ober den Einfluss der Gezeiten auf die sakulare Accele­
ration des Mondes, Annal. Acad. Scient. Fennicae, Ser. A. Band 18, N r 2, 1—84,
1921.
[6] S. N e w c o m b, Researches on the Motion of the Moon, P art II, Astr. Pap.
Americ. Ephem. Vol. 9, P a rt I, W ashington 1912.
[7] E. W. B r o w n , Tables of the Motion of the Moon, New Haven 1919.
[8] Colloques Internationaux du Centre National de la Recherche Scientifique,
XXV: Constantes Fondam entales de 1’Astronomie, P aris 1950, str. 100—101
oraz 127—128.
[9] W. de S i 11 e r, On the secular accelerations and the fluctuations of the
longitudes of the moon, the sun, M ercury and Venus, B A N 4, 2i—38, 1927.
[10] H. S p e n c e r J o n e s , Discussion of observations of occultations of stars
by the Moon 1672—1908, being a revision of Newcombs „Researches...", Ann.
Cape Obs., Vol. 13, P art. 3, 1932.
[11] H. S p e n c e r J o n e s , The R otation of the Earth, and the Secular Accele­
rations of the Sun, Moon and Planets, MN 99, 541—558,, 1939.
[12] H. S p e n c e r J o n e s , The determ ination of precise time, Sm ithsonian Report
1949, str. 189—202.
[13] T. B a n a c h i e w i c z, Protokoły z Zebrań Naukowych Obserwat. Krakowsk.
rękopis.
[14] G. T i e r c y, Reflexions sur la question des unites de temps, Annales Franęaises de Chronometrie, Ser. 2, T. 6, 183—191, 1951.
32
Z lite r a tu r y n a u k o w e j
[15]
K. K o z i e ł , T he M oon’s L ib ration and Figure..., A. A. a, 4, 191, 1949.
[16]
E. W. B r o w n ,
99— 100, 1927.
[17]
T. B a n a c h i e w i c z , R o czn ik A s tr o n o m ic z n y O b s e r w a to r iu m K ra k o w s k ie g o ,
D o d a te k m i ę d z y n a r o d o w y , N u m ery 1—24, K raków .
[18]
T. B a n a c h i e w i c z , On the P red ictio n o f O ccu ltation s b y th e M oon, A. A.
a 3, 67— 76, 1934.
[19]
M a r i o A. F e r r e r o , 11 p roblem a del calcolo di p rev isio n e d elle occu ltazion i
lunari, R. O sserva to rio A str o n o m ic o d i Torino, N. 31, 1937.
[20]
T. B a n a c h i e w i c z , R o czn ik A stro n . O b s e r w a t.
m ię d z y n a r ., N r 22, str. V II, K rak ów 1951.
R eq u est for m ore
O b servation s o f
O ccultations,
K r a k o w s k ie g o ,
AJ
37,
D o d a te k
Źródła em isji radiow ej
W. IW A N O W SK A
O dd zielne źródła e m isji rad iow ej, zw a n e p ierw o tn ie rad iogw iazd am i, w coraz
w ięk szej liczb ie w y p a d k ó w są d em a sk o w a n e jak o m g ław ice. B a a d e i M i n k o w s k i zd ołali ostatn io u tożsam ić szereg radioźródeł z m g ła w ica m i w łó k n isty m i. P ie r w ­
szą m g ła w icą zid en ty fik o w a n ą z jed n y m z siln iejszy ch radioźródeł, T au ru s A, b y ła
m g ła w ica Krab — p rod u k t Su p ern ow ej z r. 1054. G r e e n s t e i n i M i n k o w ­
s k i p rzep row ad zili osta tn io p on ow n ą d y sk u sję n a d zagad n ien iem , czy o b serw ow an e
p rom ien iow an ie rad io w e źródła T aurus A m oże b yć p rzed łu żen iem optyczn ego w id m a
cią g łeg o m g ła w ic y K rab p rzy założeniu jed n a k o w eg o m ech an izm u e m isji w obu
w yp ad kach, m ia n o w icie p rzejść sw ob od n ych elek tro n ó w w p olu jo n ó w (free -fr ee
tra nsition s) i ew en t. rek om b in acji jo n ó w z elek tron am i. D o p orów n an ia tak iego
zach ęca fa k t słabej zależności od d łu gości fa li w id m a rad iow ego źródła T aurus A
w p rzeciw ień stw ie do in n y ch radioźródeł, u k tó ry ch n a tężen ie w w id m ie rad iow ym
siln ie w zra sta z d łu gością fa li (proporcjonalnie do Xn, l < n < 2 ) . W ynik d ysk u sji
je st n egatyw n y : przyjm u jąc n a jw y ższą tem p eratu rę elek tro n o w ą m g ła w icy , d op u ­
szczaln ą dla w id m a op tyczn ego (rzędu 10“ st.), autorzy otrzym u ją n a tężen ie pro­
m ien io w a n ia rad io w eg o n iższe od o b serw o w a n ego o czy n n ik rzędu 100. W obec tego
G reenstein i M in k ow sk i p roponują in n y m ech an izm em isji rad iow ej m g ła w icy
K rab: szereg źród eł em isji n ieterm iczn ej o rozk ład zie n a tężeń p od ob n ym do in n ych
radioźródeł, zan u rzon ych w ośrodku absorbującym p ro m ien io w a n ie radiow e. P rzy
od p ow ied n im rozm ieszczen iu źródeł w o b ręb ie m g ła w icy m ożna u zy sk a ć rozkład
n atężeń w w id m ie rad iow ym zb liżon y do ob serw ow an ego.
W edług J. L. G r e e n s t e i n , R. M i n k o w s k i ,
Source, A s tr o p h y s . Journal, 118, 1, 1953.
T he Crab N eb u la as a R adio
Średnice ,,radiogw iazd“
A. STRZA ŁK O W SK I
Z agad n ien ie pom iaru śred n ic p u n k to w y ch źródeł p ro m ien io w a n ia rad iow ego jest
zagad n ien iem n ie zw y k le trudnym . P ro b lem je s t tu jeszcze zp aczn ie tru d n iejszy niż
przy p om iarze śred n ic g w iazd w izu a ln y ch . Z dolność rozdzielcza tele sk o p ó w zw ie r ­
ciadlanych , zarów n o o p tyczn ych jak i rad iow ych , zależy od sto su n k u d łu gości fa li
Z literatury naukow ej
33
odbieranego prom ieniow ania do średnicy zwierciadła. Ze względu na to, że długość
fali prom ieniowania radiowego jest około 107 razy większa od długości fali prom ie­
niow ania świetlnego, zdolność rozdzielcza teleskopów radiowych, naw et przy bardzo
dużej średnicy zwierciadeł, będzie znacznie mniejsza niż dla teleskopów optycznych.
Tak np. dla największego na świecie teleskopu radiowego, o średnicy zwierciadła
67 m, zdolność rozdzielcza jest zaledwie rzędu kilku stopni. Stosując metody in ter­
ferencyjne (użycie dwu szeroko rozstawionych anten) oparte na zasadzlie podobnej
do interferom etru Michelsona, można było, powiększając odległość anten do 500 m,
uzyskać zdolność rozdzielczą rzędu kilku m inut. Stosując takie właśnie metody,
określono górną granicę średnic „radiogwiazd". Stwierdzono, że nie są one większe
od kilku m inut. Przyjm ując, że średnice „radiogwiazd" są rzędu średnic gwiazd
w izualnych postawiono hipotezę, że mamy tu do czynienia ze szczególnym typem
gwiazd o zimnych stosunkowo fotosferach (wypromieniowujących bardzo słabo w za­
kresie widma widzialnego), a o bardzo gorących atmosferach, których tem peratury
są rzędu setek milionów stopni. W trzech tylko wypadkach udało się punktow e źródła
radio-prom ieniow ania identyfikować ze znanymi obiektami na niebie, mianowicie
z mgławicą Krab, Supernową Tychona de Brahe i z mgławicą Andromedy.
Dopiero ostatnio dzięki ogromnemu rozwojowi techniki obserwacyjnej udało się
uzyskać znaczniejsze postępy w opracowaniu zagadnienia pom iaru średnic „radio­
gwiazd". Zagadnieniem tym zajęły się. głównie trzy ośrodki: obserw atorium radio­
astronomiczne U niw ersytetu M anchester w Jodrell Bank [1] obserwatorium w Syd­
ney [2] i w Cambridge [3], [4]. W metodzie interferencyjnej uzyskać możemy po­
większenie zdolności rozdzielczej zwiększając odległość anten interferom etru od sie­
bie. Przy nierównej odległości tych anten od odbiornika powstają jednak tutaj
różnice fazy między obydwoma odbieranym i sygnałami, poważnie zakłócające po­
m iar. Aby usunąć tę trudność zastosowano w obwodzie anteny bliższej specjalne
układy opóźniające, w yrów nujące fazę. Jeżeli przy pomocy takiego układu wykonamy
obserwacje, zm ieniając odległości anten od siebie (dochodząc do odległości rzędu
10 km ); możemy otrzym ać rozkład natężeń w źródle, a zatem i średnicę „radiogwiazdy“. Pom iary takie wykonano dla jaśniejszych obiektów w Cygnus [1], [2], [3],
w Cassiopei [1], [3], w Taurus [2], Virgo [2] i w Centaurze [2], W e w s z y s t k i c h
w y p a d k a c h o t r z y m a n o ś r e d n i c e r z ę d u k i l k u m i n u t . Dla źródła
w Cygnus udało się naw et stwierdzić asym etrię kształtu [1]. Okazało siię przy tym
z ostatnio w ykonanych obserwacyj B a a d e g o i M i n k o w s k i e g o , że w m iej­
scach położenia niektórych „radiogwiazd“ w ystępują mgławice pozagalaktyczne
o takich samych w przybliżeniu rozmiarach, przy czym mgławica w Cygnus w y­
kazuje naw et podobną asym etrię, jak ą można zauważyć w kształcie źródła radio­
wego. Czy wszystkie „radiogwiazdy" będziemy mogli zidentyfikować z pewnymi
mgławicami, pozostaje na razie kw estią otw artą, wydaje się jednakże, że h i p ot e z a r a d i o g w i a z d jako zupełnie nowego typu ciał niebieskich z o s t a ł a
poważnie zachwiana.
W związku z tym pozostaje jedno jeszcze zagadnienie. Okazało się mianowicie,
że w w ypadku źródła w Cygnus m am y do czynienia ze zderzeniem dwu galaktyk
poruszających się względem siebie z prędkościami około 2000 km/sek. Przy zde­
rzeniu takim wystąpić muszą poważne zaburzenia w m aterii międzygwiezdnej oby­
dwu galaktyk. W ydaje się, że fak t ten może mieć duże znaczenie dla em isji prom ie­
niow ania radiowego. Również w w ypadku źródła promieniowania radiowego w Cas­
siopei mamy do czynienia, jak wykazały obserwacje, z ruchem w ew nątrz naszej
G alaktyki pasm gazowych z ogromnymi -t- jak na stosunki wewnątrzgalaktyczne —
3
34
Z litera tu ry n a u ko w ej
prędkościam i rzęd u 3000 km /sek, a w m gław icy K rab , po w stałej z ek sp an zji S u p er­
now ej, w y stę p u ją też prędkości rzęd u 1000 km /sek. T ru d n o je st jeszcze pow iedzieć,
czy p rom ieniow anie radiow e m a tu sw e źródło bezpośrednio w ru ch u dużych m as,
czy też je st to prom ieniow anie term iczne w y stęp u jące sk u tk iem w ytw orzonych przy
ty m dużych te m p e ra tu r kinetycznych. W ykonane p rzy p rzy jęciu tej d ru g iej hipotezy
ra c h u n k i dobrze n a ogół zgadzają się z obserw acją [5], O statn ie od k ry cia sta w iają
w każdym razie bardzo w iele in te resu jący ch p roblem ów teoretycznych p rzed rad io ­
astronom ią.
LITERATURA
[1]
R. H a n b u r y B r o w n , R. C. J e n n i s o n , M. K. D a s G u p t a, N a tu re 170,
1061 (1952).
[2]
E. Y. M i l l s , N ature 170, 1063 (1952).
[3]
P. G. S m i t h , N ature 170, 1065 (1952).
[4]
F. G. S m i t h , Proc. P hys. Soc. B65, 971 (1952).
[5]
F. H o y l e , N ature 172, 296 (1953).
R adio-obiekty na półkuli północnej
A. L IS IC K I
W ro k u 1953 u k az ała się praca, om aw iająca w y n ik i bad ań , prow adzonych n a
D ośw iadczalnej S tacji R adioastronom icznej Jo d rell-B an k w A nglii. P od k ie ru n k iem
au to ró w p rac y ( H a n b u r y B r o w n i C. H a z a r d ) n a S tacji czynny je s t reflek to r
.radiow y o śred n icy 218 stóp, o ogniskow ej 126 stóp, p ra c u ją c y n a fa li 1,89 m tr.
P rzy pom ocy tego re fle k to ra m ożna obserw ow ać niebo w d ek lin acjach od + 38 do
+ 68 stopni.
W pierw szym okresie p racy re fle k to ra w y k ry to 23 źródła p ro m ien io w an ia r a ­
diowego, z czego 60% posiada n atężen ie silniejsze, od 2 0 . 10-26 W att/m 2. Słabe źró­
dła, o m ocy ok. 5 . 10-26 W att/m 2 są tru d n e do o b serw o w an ia z pow odu szum ów tła
nieba.
O kazuje się, że s i l n e źródła radioem isji (ponad 20.10-26 W att/m 2, sk u p ia ją się
b. m ocno w płaszczyźnie D rogi M lecznej, tw o rząc p odsystem płaski, analogiczny do
podsystem u gw iazd ty p ó w O i B. Ich śre d n ia odległość od płaszczyzny D rogi M lecz­
nej w ynosi do 50 parseków , stą d przeciętn a odległość od n as — 1000 p arseków . P o ­
niew aż natężenie radioźródeł je st z a w a rte przeciętn ie w g ran icach 50.10-26 do 200.10-26
W att/m 2, w ięc n atężen ie absolutne rad io ź ró d ła w ynosi około 1015 W a tt/stere o ra d ian ,
a śre d n ia gęstość — 5.10-8 źró d e ł/p arse k 3. W ynik te n odpow iada śred n im odległo­
ściom 300 parseków .
P o rów nanie obserw acji, za w arty ch w om aw ianej pracy, z ob serw acjam i tych
sam ych obiektów , przeprow adzonych w innej długości fali, p row adzi do em pirycz­
nego w zoru n a ro zk ła d energii w „w idm ie rad io w y m 11 :
I = AA1’3
M ożna pokusić się o p rzeprow adzenie id e n ty fik ac ji radioźródeł z w idzialnym i
obiek tam i w drodze M lecznej. Silne źród ła m ogą być zapew ne łączone je d y ­
nie z rzad k im i obiektam i w D rodze M lecznej, lecz tu ta j siln a k o n cen tracja obiektów
Z literatury naukow ej
35
w połączeniu z wielkim i ilościami ciemnej m aterii utrudnia nam identyfikację. Jest
prawdopodobne, że co najm niej 2 radioźródła można łączyć z gwiazdami superno­
wymi (z la t 1054 i 1572), niektóre inne z chm uram i świecącego wodoru.
Rozkład s ł a b y c h źródeł radioem isji wydaje się być izotropowy. Nie mogą
być one utożsamione z ciałami należącymi do naszej G alaktyki; z obserwowanych
przez autorów słabych radioźródeł, 4 mogą być utożsamione z mgławicami spiral­
nymi (galaktykam i spiralnymi), przy czym ich radioprom ieniow anie zgadza się
z szacowanym łącznym prom ieniowaniem Galaktyki. Okazuje się jednocześnie, że
stosunek prom ieniow ania radiowego do prom ieniowania świetlnego jest stały dla
spirali p ó ź n y c h t y p ó w i wynosi dla jasności fotograficznej + 10m około
5.10-28 W att/m 2, przy fali 1,89 m.
Nie jest jednak rzeczą łatw ą podać związek między w ydajnością radiową
i świetlną, a t y p e m m g ł a w i c y (galaktyki). Np. niektóre radioźródła pokry­
w ają się z grom adami mgławic pozagalaktycznych (galaktyk), jednak natężenia
radioprom ieniow ania radioźródeł są większe, niż by można było tego oczekiwać
z typów poszczególnych mgławic, przypuściwszy, że całość prom ieniowania j.est sumą
poszczególnych źródeł — mgławic. W ydaje się możliwe, że „nadwyżka 11 radio­
prom ieniow ania może być spowodowana obecnością szczególnego rodzaju mgławic
„radiowych11.
Odpowiedź na te pytania nie jest możliwa obecnie; rozwiązanie problem u za­
leży od szeregu dalszych prac z różnych dziedzin astronomii.
Według M. N. Vol. 113, 123 (1953).
Badania promieniowania radiowego a ucieczka galaktyk
K. RUDNICKI
W dziedzinie prom ieniow ania widzialnego istnieje tzw. paradoks fotometryczny
O l b e r s a , polegający na tym, że jeśli Wszechświat jest nieskończony, to przy
przyjęciu dowolnej średniej liczby gwiazd w jednostce objętości, całe niebo powinno
świecić z jasnością powierzchniową rów ną średniej jasności powierzchniowej po­
jedynczej gwiazdy. W ynika to bezpośrednio stąd, że w każdym kierunku w w ięk­
szej lub m niejszej odległości prom ień widzenia m usiałby napotkać jakąś gwiazdę,
a jasność powierzchniowa — jak wiadomo — nie zależy od odległości. Ponieważ
obserwacje całkowicie przeczą temu, podawano m. in. następujące wyjaśnienia.
1 ) Światło odległych gwiazd zostaje silnie osłabione przez m aterię międzygwiazdową.
2) Gęstość przestrzenna gwiazd zgrupowanych w galaktyki m aleje w m iarę odda­
lania się od naszej Galaktyki. 3) Rozmieszczenie gwiazd w przestrzeni posiada
stru k tu rę hierarchiczną, to znaczy galaktyki grupują się w grupy galaktyk, te
z kolei w m etagalaktyki i ta k dalej do nieskończoności, przy czym średnia gęstość
gwiazd w układzie wyższego rzędu jest zawsze mniejsza od gęstości układów rzędów
niższych, pomiędzy którym i istnieją duże obszary praw ie puste. Średnia gęstość
gwiazd w przestrzeni dla obszaru, którego prom ień dąży do nieskończoności, jest
w tedy rów na zeru.
Pierw szy sposób tłum aczenia jest możliwy tylko dla obszarów W szechświata
leżących w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, gdyż tych rzeczywiście nie widzimy
w skutek silnej absorpcji międzygwiazdowej w Galaktyce. Jednak dla obszarów
Z literatury naukow ej
leżących w kierunkach biegunów galaktycznych takie tłumaczenie wymagałoby
przyjęcia silnej absorpcji w przestrzeni między galaktycznej, sprzecznej z bezpośred­
nimi danymi o niej. Drugi sposób tłum aczenia wymaga założenia uprzywilejowa­
nego położenia G alaktyki we Wszechświecie i jest trudny do przyjęcia ze wzglę­
dów filozoficznych. Pozostawał trzeci.
Przy przyjęciu hierarchicznej budowy Wszechświata, znając średnią gęstość
gwiazd w układzie któregoś rzędu oraz średnią jasność powierzchniową nieba po­
chodzącą od układu badanego, można wyznaczyć rozm iary układu. Odpowiednie
rozumowanie zastosował w 1937 r. do m etagalaktyki W. G. F i e s j e n k o w. Zało­
żywszy, że w całej m etagalaktyce gęstość gwiazd skupionych w galaktyki jest
średnio tak a sama jak w obszarach dostępnych dla bezpośrednich badań statystycz­
nych, Fiesjenkow otrzym ał n a prom ień m etagalaktyki wartość 20 razy większą
niż najw iększa odległość, w jakiej jeszcze można dojrzeć galaktyki przez najsilniejsze
narzędzia. Przyjm ow ał on, że średnia jasność powierzchniowa nieba, pochodząca
od obiektów pozagalaktycznych, jest równoważna jednej gwieździe 5-tej wielkości
na 3—10 stopni kw adratow ych. W skutek trudnych do ilościowego uwzględnienia
efektów atmosferycznych (świecenie nocnego nieba) i ekliptykalnych (światło zo­
diakalne) były to dane niepewne.
Ostatnio podobne rachunki, lecz dla prom ieniowania radiowego o długości fal
rzędu m etra, przeprowadził I. S. S z k ł o w s k i j . Ponieważ w tej częstości drgań
„szum atmosferyczny*4 jest zaniedbyw alnie mały, a zjaw iska analogicznego do św iatła
zodiakalnego w dziedzinie fal radiowych nie ma, można było obliczyć bardziej
dokładnie składową m etagalaktyczną promieniowania. Otrzymano w ten sposób
jako jej tem peraturę równoważną około 150°. Wyznaczony promień „fotometryczny“
m etagalaktyki wynosi 200 mps. Zm ienia się on nieznacznie w zależności od przyjęcia
takiego, czy innego rozkładu radioobiektów należących do Galaktyki, ale zawsze
jest m niejszy od prom ienia części m etagalaktyki dostępnej dla obserwacji. Można by
to wyjaśnić spadkiem gęstości ku brzegom m etagalaktyki obiektów wysyłających
prom ieniowanie radiowe. Bezpośrednie ocenienie odległości pojedynczych „radiogalaktyk“ oraz stosunki ilości obserwowanych „radiogalaktyk" o różnych jasnościach
widomych przeczą takiem u spadkowi. W ynika stąd, że hierarchiczne w yjaśnienie
paradoksu fotometrycznego zawodzi; p rzy n ajm n iej. dla długofalowego prom ienio­
wania.
Szkłowskij rozpatrzył możliwość w yjaśnienia sprzeczności przesunięciem „ku
czerwieni" radiowego w idm a odległych galaktyk, co powinno zmniejszyć ogólną
ilość energii przypływ ającej od nich. W zakresie widm a widzialnego do dziś nie
zostało definityw nie wyjaśnione, czy przesunięcie ku czerwieni jest wywołane rze­
czywistym oddalaniem się galaktyk (efekt Dopplera) czy też jakim iś nieznanymi
procesami, którym podlegają promienie, przechodząc przez wielkie obszary p rz e­
strzeni. W przypadku efektu Dopplera można podać określone praw o zmniejszenia
się energii w różnych częściach w idm a obowiązujące dla w szystkich długości fal
elektrom agnetycznych, w ynikające z relatywistycznego wzoru:
v, =
v ]/ 1— ya/c‘J
----------------- •
1+V/C
W drugim przypadku praw o to może być dowolnie inne. Dokładniejsze stw ierdze­
nie ścisłej zgodności z praw em Dopplera w zakresie fal świetlnych, wynoszącym
Z literatury naukow ej
37
niecałą oktawę, jest bardzo trudne. Prom ienie radiow e pozwalają przedłużyć badany
interw ał n a 23 oktawy. Okazuje się, że zm iana energii fal radiowych, jaką można by
w ytłumaczyć paradoks fotometryczny jest całkowicie zgodna z praw em Dopplera.
Szkłowskij przyjm uje więc, że „przesunięcie ku czerwieni" jest wynikiem rzeczy­
w istej ekspansji galaktyk należących do m etagalaktyki.
W szystkie rozważania zostały przeprowadzone przy założeniu euklidesowości prze­
strzeni, co jest dopuszczalne w pierwszym przybliżeniu. Po zdobyciu dokładniej­
szych danych o średniej gęstości m aterii w metagalaktyce, Szkłowskij proponuje
powtórzenie rcchunków z uwzględnieniem relatyw istycznej krzywizny przestrzeni.
Obliczenia zostały przeprowadzone przy przyjęciu dotychczasowych danych o odle­
głościach obiektów pozagalaktycznych. W skutek w ykrycia błędu punktu zerowego
cefeid (patrz „Postępy Astronomii", Tom I, str. 40) skala wszystkich odległości po­
w inna ulec zwiększeniu, nie zmieni to jednak ogólnego w yniku pracy.
Według Astronom iczeskij Zurnał XXX, 495 (1953).
W pływ ośrodka m iędzygwiazdowego na prędkości gwiazd
W. IWANOWSKA
L. S p i t z e r i M . , S c h w a r z s c h i l d opracowali zagadnienie możliwego w pły­
wu kondensacyj m aterii międzygwiazdowej na dyspersję prędkości gwiazd. Z roz­
w ażań ich wynika, że m ałe chm ury m aterii międzygwiazdowej, o rozm iarach rzędu
lOps i m asach rzędu 100MQ nie mogły wywołać znacznych zmian w dyspersji pręd­
kości gwiazd w okęesie czasu 3.10‘J lat. Natom iast kompleksy chm ur o m asach i ro z­
m iarach rzędu mgławicy Oriona mogły w tym okresie spowodować u spotykanych
gwiazd dyspersję prędkości około 20 km/sek. W ten sposób autorzy tłum aczą znany
z kinem atyki gwiazdowej fak t w zrostu dyspersji prędkości swoistych gwiazd wzdłuż
ciągu głównego, od 10 km /sek w klasie B do 20 i więcej poniżej klasy F. Gwiazdy
pow stają wciąż z kondensacyj m aterii międzygwiazdowej z początkową prędkością
lów ną prędkości danej kondensacji. W obrocie dokoła środka G alaktyki m ijają
kompleksy chm ur o różnych prędkościach rotacyjnych, co w ywołuje w zrost dyspersji
prędkości tym większy im starsza jest dana grupa gwiazd. Wzdłuż ciągu głównego
średni wiek gwiazd w zrasta od B do M.
(Według L. S p i t z e r and M. S c h w a r z s c h i l d , The Possible Influence of
In terstellar Clouds on Stellar Velocities, Astroph. Journal 118, 106, 1953).
Świecenie nocnego nieba związane z efektem Czerenkowa
A. STRZAŁKOWSKI
W roku 1934 fizyk radziecki P. A. C z e r e n k o w, pracując w laboratorium S. I.
W awiłowa nad luminiscencją cieczy pod wpływem naśw ietlania promieniami gamma,
odkrył nowy typ emisji prom ieniowania elektromagnetycznego, związany z przej­
ściem naładow anych cząstek o bardzo dużej energii przez m aterię. Naładowana
cżąstka, np. elektron, nie może, jak wiadomo, posiadać prędkości przekraczających
prędkość św iatła w próżni. Ponieważ jednak w ośrodku o współczynniku załamania
38
Z literatury naukowej
n prędkość fazowa św iatła wynosi v — c/n, a zatem jest niższa od prędkości światła
w próżni, elektron o dostatecznie wysokiej energii może mieć prędkość większą
od prędkości fazowej św iatła w danym ośrodku. Jeżeli elektron będzie z tak dużą
prędkością przechodził przez ośrodek, to będzie on jakgdyby „prześcigał" swe pole
elektrom agnetyczne, które będzie się od niego „odrywać11 czyli zostanie wypromieniowane. Zjawisko jest tu podobne do fali hydrodynamicznej powstającej przy ruchu
przez ośrodek ciała, np. pocisku, z prędkością większą od prędkości głosu w tym
ośrodku.
W latach późniejszych zostały dokładnie przebadane zjaw iska związane z emisją
prom ieniowania Czerenkowa i własności tego prom ieniowania ii to zarówno na drodze
doświadczalnej jak i teoretycznej [1]. Okazało się przy tym, że:
1) w efekcie Czerenkowa emitowane jest promieniowanie o widmiie ciągłym;
2) natężenie prom ieniow ania na 1 elektron jest proporcjonalne do przebytej przez
niego drogi w ośrodku;
3) prom ieniowanie to jest w ysyłane pod określonym kątem B do kierunku ru ­
chu elektronu, przy czym k ąt ten w yraża się przez prędkość elektronu u i współ­
czynnik załam ania ośrodka n wzorem cos B = l/(p.n), gdzie (i = u /c ;
4) prom ieniowanie jest spolaryzowane, przy czym w ektor elektryczny leży
w płaszczyźnie określonej przez kierunek ruchu cząstki i kierunek emitowanego
promieniowania.
Ponieważ w prom ieniow aniu kosmicznym spotykamy cząstki o bardzo dużych
energiach, których prędkości przewyższają znacznie prędkość fazową św iatła w atm o­
sferze należy się spodziewać, że cząstki te, przy przejściu przez atmosferę, w ytw a­
rzają prom ieniowanie Czerenkowa. W roku 1948 P. M. S. B l a c k e t t w ysunął hipo­
tezę, że około 1/10000 część świecenia nocnego nieba pochodzi od promieniowania
Czerenkowa powstającego przy przejściu cząstek kosmicznych przez atmosferę. Do­
świadczalne zbadanie tego efektu winno polegać na stw ierdzeniu impulsów św ietl­
nych w prom ieniow aniu nieba nocnego i na znalezieniu koincydencji między tymi
im pulsam i a zarejestrow anym i przez liczniki Geigera—M ullera cząstkami prom ie­
niow ania kosmicznego. B adania takie zostały podjęte w ostatnim czasie [2], [3].
R ejestrację impulsów św ietlnych przeprowadzano przy pomocy fotopowielacza um ie­
szczonego w ognisku 10-calowego zwierciadła, odbierającego promieniowanie ze
stożka o rozwartości 24° dokoła zenitu. Zwierciadło to ustawione było w środku
układu 16 liczników Geigera—M ullera, rozmieszczonych w kw adracie o boku 180 m
i przeznaczonych do obserwacji wielkich pęków prom ieniow ania kosmicznego. Ba­
dano przy tym koincydencję między im pulsami świetlnymi rejestrow anym i przez
fotopowielacz a impulsam i pochodzącymi od cząstek kosmicznych rejestrowanym i
przez którykolw iek z 16 liczników, w ten sposób, że impulsy z fotopowielacza u ru ­
cham iały podstawę czasu oscyloskopu katodowego, na którego płyty odchylające
plam kę w kierunku pionowym załączone były impulsy z liczników.
Stwierdzono, że w świeceniu nieba nocnego można rzeczywiście zaobserwować
im pulsy św ietlne w ilości około 1 na m inutę, których am plituda przekracza trzy­
krotnie w ahania statystyczne tła. Zauważono również w yraźną koincydencję im pul­
sów tych ze zliczeniami liczników Geigera—M ullera, tak że nie ulega wątpliwości
pochodzenie tych impulsów od cząstek prom ieniowania kosmicznego. Nie jest jeszcze
pewne, czy impulsy św ietlne rejestrow ane przez fotopowielacz są rzeczywiście pro­
mieniowaniem Czerenkowa związanym z przejściem cząstek kosmicznych przez atm o­
sferę, czy też światłem pochodzącym z jonizacji wywoływanej przez te cząstki
Z literatury naukow ej
39
w atmosferze. Problem ten będzie mógł być rozstrzygnięty przez podjęte w ostatnich
miesiącach obserwacje polaryzacji tego prom ieniowania przy użyciu dwu fotopowielaczy, których katody przysłonięte są polaroidami. W ykorzystanie kierunkowości
promieniowania Czerenkowa mogłoby oddać duże usługi przy poszukiwaniach punk­
towych źródeł promieniowania kosmicznego.
LITERATURA
[1] Probl. sowr. fizik i 5, N r 7 (1953).
12] W. G a l b r a i t h , J. V. J e l l e y , N ature 171, 350 (1953).
[3] J. V. J e l l e y , W. G a l b r a i t h , Phil. Mag. 44, 619 (1953).
Rozkład jasności nowopowstających gwiazd
K. RUDNICKI
W zagadnieniach astronom ii gwiazdowej rozpatruje się często tak zwaną „funkcję
jasności" <p(M), któ ra przedstaw ia liczbę gwiazd o danej wielkości absolutnej M,
znajdujących się przeciętnie w jednostce objętości w Galaktyce, lub inaczej —
prawdopodobieństwo, że w ybrana przypadkowo gwiazda będzie m iała daną abso­
lutną wielkość gwiazdową. Można przyjąć, zgodnie z hipotezą przedyskutow aną na
moskiewskiej konferencji kosmogonicznej, że gwiazdy górnej części ciągu głównego
pow stają jako białe olbrzymy, a następnie w skutek ewolucji, a W szczególności
prom ieniow ania korpuskularnego, tracą m asę i przesuw ają się w dół ciągu głównego.
Przyjm ując, że gwiazdy tracą m asę proporcjonalnie do jasności absolutnej bolom etrycznej, że w Galaktyce stale pow staje jednakow a liczba gwiazd, oraz że pow sta­
jące gwiazdy m ają z początku tę samą jasność P. P a r e n a g o skonstruował teore­
tycznie kształt funkcji jasności. Zgadzała się ona z funkcją wyznaczoną obserwa­
cyjnie tylko w zakresie gwiazd ciemniejszych, od —4 do + 5 wielkości gwiazdowej
absolutnej. N atom iast w zakresie gwiazd jaśniejszych (—4 do —8) wykazywała znacz­
ne odchylenia. Ta niezgodność — jak wskazał A m b a r c u m i a n — wywołana jest
najpraw dopodobniej tym, że nowopowstające gwiazdy w ykazują już od razu pewne
różnice w jasności absolutnej.
Ostatnio lwowski astronom S. A. K a p ł a n zauważył, że opierając się na kształ­
cie obserwowanym funkcji jasności cp (M), można wyznaczyć rozkład jasności wśród
gwiazd nowopowstających — <|> (M). Jeśli bowiem przyjąć, że stale pow staje taka
sam a liczba gwiazd w Galaktyce, to liczba gwiazd przechodzących w jednostce
czasu w trakcie ewolucji przez „przekrój poprzeczny11 ciągu głównego n a diagramie
H ertzsprunga—Russella m usi być rów na liczbie wszystkich gwiazd powstających
w jednostce czasu od najjaśniejszych aż do wielkości absolutnej odpowiadającej
m iejscu na diagramie, w którym rozpatrujem y „przekrój11. Z drugiej strony liczba
ta w yraża się ilością gwiazd posiadających rozpatryw aną jasność, mnożoną przez
pochodną jasności względem czasu. Można więc wypisać równanie
- oo
40
Z literatury naukowej
Uwzględniając ponadto ogólnie przyjęte zależności
dM
---- ~ - L
at
a
g
; Stf ~ Lp.,
gdzie
oznacza masę gwiazdy, L — jasność wyrażoną w jednostkach natężenia
promieniowania, a a i (3 — wykładniki, które należy wyznaczyć empirycznie, Kapłan
doszedł do wzoru
\
4>(M) — K . 10 0,4 (“-P) M 9
l0S
— °.4
(a ~ P ) ] •
Przyjmując najbardziej prawdopodobne wartości a = 1, $ — % oraz funkcję jasności
wg Parenagi, otrzymał on postać krzywej
(M) podaną na rys. 1.
w idm ow y
Rys. 1.
Rozkład jasności wśród gwiazd nowopowstających
w zależności od wielkości absolutnej M lub od typu widmowego
Skala wykresu zależy od nieznanego współczynnika K, charakteryzującego nie­
znaną, choć dającą się oszacować, skalę czasową rozgrywających się zjawisk.
Z wykresu wynika, że najwięcej nowopowstających białych olbrzymów posiada typ
widmowy BI. Przedstawiona krzywa silnie zależy od wykładnika a, którego wartość
znamy tylko w przybliżeniu. Jeśli na podstawie obserwacji asocjacji gwiazdowych
uda się wykreślić krzywą Ą (M) obserwacyjnie, to będzie można odwrócić zagadnienie
i ze znanej krzywej wyznaczyć ów wykładnik.
Według Astronomiczeskij Żurnał X X X , 391 (1953).
Z literatury naukow ej
41
N ow e p otw ierdzenie spiralnej struktury G alaktyki
A. LISICKI
W roku 1950 B a a d e opublikował (Probl. of the Cosmical Aerodynamics) wy­
niki swych badań nad W ieiką Mgławicą w Andromedzie. W szczególności badał on
rozkład m aterii gazowej w stosunku do ram ion spiralnych. Okazało się, że we
wspom nianej mgławicy m ateria gazowa w ystępuje wyraźnie w związku z ram io­
nam i spirali. Na podstawie tej pracy można było się spodziewać — jeżeli nasza
G alaktyka m a także spiralną stru k tu rę — że badanie rozkładu gazu międzygwiazdowego w naszej Galaktyce, powinno dać nam wiadomości o istnieniu lub braku
ram ion spiralnych.
Latem 1952 roku przy pomocy 200-calowego reflektora na Mt Palom ar wykonano
szereg zdjęć widm jasnych, dalekich gwiazd, stosując możliwie najw iększą dyspersję
(ok. 5 A/mm). Dla gwiazd o typie widmowym wcześniejszym od J33 obserwowano
prążki H i K zjonizowanego wapnia, zaś dla gwiazd pozostałych — prążki D, i D.,
sodu. Okazało się, że te interstellarne prążki m ają złożoną budowę, w szczególności
w yraźne były dwie składowe pochodzące od dwóch źródeł o różnej prędkości radialnej.
Otóż wspomniane dwie składowe, a raczej wyznaczone z nich prędkości radialne
źródeł prążków, uderzająco dobrze zgadzają się ze wzorem
AVr = A r sin 2 (Z—10),
wyprowadzonym na podstawie teorii rotacji Galaktyki. Obserwacje były wykonane
jedynie dla długości galaktycznych, zaw artych w granicach od ok. 60° do ok. 140°.
D la tego zakresu długości galaktycznych wyznaczono odległości mas gazowych,
em itujących obserwowane promieniowanie, otrzym ując odpowiednio 400 i 3000 p a r­
seków, co wskazywałoby na istnienie w tych w łaśnie odległościach dwóch spiralnych
ram ion naszej Galaktyki.
O m awiana praca, której autorem jest G. M ii n c h, potwierdza słuszność teorii
rotacji G alaktyki oraz wskazuje wyraźnie na spiralną strukturę gazu międzygwiazdowego w szczególności, a G alaktyki w ogólności.
Według PASP, 65, 179 (1953).
KRONIKA
Profesor dr S tefan P ieńkow ski
(Wspomnienie pośmiertne)
Nie upłynęły dwa miesiące od śmierci prof, d r Czesława Białobrzeskiego, gdy
fizyka, a z nią nauka polska, poniosła niezlwykle ciężką stratę: dnia 20 lisftopada
1953 r. zmarł prof, dr Stefan P i e ń k o w s k i po kilkumiesięcznej chorobie, która
Go zaatakow ała w pełni sił i aktywności.
Urodzony 28 lipca 1883 r. w Młynowie w pow. Łęczyckimj studia wyższe odby­
wał w U niw ersytetach w Liege, Brukseli i Heidelbergu, uzyskując stopnie kan­
dydata inżynierii, kandydata i doktora nauk fizycznych i matematycznych, wszyst­
kie z najwyższym odznaczeniem. Od r. 1910 jest asystentem U niw ersytetu w Liege,
w latach następnych obejm uje w ykłady fizyki w Wyższej Szkole Politechnicznej
oraz w Uniwersytecie w Liege.
W r. 1919 obejm uje katedrę fizyki doświadczalnej w Uniwersytecie W arszawskim
i przystępuje natychm iast do organizowania Zakładu Fizyki. W roku następnym
doprowadza do końca budowę gmachu fizyki przy ul. Hożej, wyposaża pracownie,
gromadzi dokoła siebie liczne grono uczniów, organizuje pracę naukową. Pod kie­
runkiem prof. Pieńkowskiego Zakład Fizyki Doświadczalnej U niw ersytetu W ar­
szawskiego staje się poważną placówką naukow ą w skali światowej. Główne kie­
ru n k i pracy naukowo-badawczej stanowią: optyka m olekularna i promienie R oent­
gena.
D w ukrotnie przed wojną obejm uje prof. Pieńkowski stanowisko rektora Uni­
w ersytetu Warszawskiego. W czasie okupacji kieruje podziemnym szkolnictwem
wyższym w Warszawie. Po wojnie jeden z pierwszych powraca do zamienionej
w gruzy stolicy i zabiega z całą Mu właściwą energią o restytuow anie i odbudowę
U niw ersytetu w Warszawie, na czele którego znowu staje jako rektor.
Organizuje ponownie zdewastowany Zakład Fizyki, dobudowuje dwa nowe
skrzydła gmachu, w których znajdują pomieszczenie hala atomowa i Zakład Fizyki
Teoretycznej. Ściąga licznych pracowników naukowych i Zakład w stępuje w nową
fazę rozwoju, wzbogacony o nowy, bardzo ważny dział fizyki jądrowej.
Prof. Pieńkowski wychował całe pokolenie pracowników naukowych — fizyków,
w śród nich — w ielu obecnych profesorów wyższych uczelni. Do Jego pracowni
chętnie przybyw ali goście zagraniczni z Belgii, Francji, St. Zjednoczonych i Łotwy,
aby pracować pod Jego kierunkiem . Wśród nich wymienić należy wybitnego astro­
fizyka belgijskiego P. S w i n g s a, obecnie profesora w Liege, który swą pracę
habilitacyjną wykonał w pracowni prof. Pieńkowskiego i do końca pozostawał
w bliskim kontakcie ze Zmarłym.
Wielkie zasługi prof. Pieńkowskiego dla nauki polskiej i światowej spotkały się
z właściwą oceną w postaci szeregu doktoratów honorowych i odznaczeń polskich
i zagranicznych. Był członkiem Polskiej Akademii Umiejętności, Towarzystwa N au­
kowego Warszawskiego, Królewskiego Towarzystwa Nauk w Liege, a ostatnio —
członkiem Prezydium Polskiej A kadem ii Nauk.
K om petentna ocena całości bogatego dorobku naukowego prof. Pieńkowskiego
i jego ogromnych zasług jako organizatora i kierow nika badań naukowych w dzie­
dzinie fizyki nastąpi z pewnością we właściwym miejscu i czasie. Tutaj pragniem y
specjalnie wspomnieć o Jego żywym i czynnym udziale w pracach aad organizacją
Kronika
43
astronom ii polskiej, na które, pomimo swych licznych obowiązków, znajdował czas
i do których odnosił się zawsze z żywym zainteresowaniem. W Jego to Zakładzie
przy ul. Hożej odbywały się w ykłady i sem inaria astronomiczne po wojnie, zanim
został odbudowany z ruin gmach Obserwatorium Warszawskiego. Prof. Pieńkowski
brał czynny udział w pracach programowej Komisji Astronomicznej jako przedsta­
wiciel fizyki. Z chwilą pow stania Kom itetu Astronomicznego PAN został jego człon­
kiem i brał czynny udział w posiedzeniach tego Komitetu, wnosząc swymi rzeczo­
wymi i konstruktyw nym i uw agam i cenny wkład. Był członkiem Komisji Centralnego
Obserw atorium i wreszcie, w kw ietniu 1953 r., stanął na czele Zespołu Budowy
Obserw atorium Centralnego PAN z ram ienia Prezydium Akademii. Ci, którzy mieli
sposobność współpracować z Nim w tym zespole w ciągu krótkiego okresu czasu
przed Jego śmiercią, mieli możność poznać i ocenić w Nim głębokie poczucie odpo­
wiedzialności za naukę polską i serdeczną troskę o nią, oraz niepospolity talent
organizacyjny: um iejętność zespalania ludzi i scalania rzeczy w skutecznym dążeniu
do wytkniętego celu.
Te cenne przymioty osobowości prof. Pieńkowskiego ujął trafnie w słowach
wypowiedzianych przy trum nie Zmarłego M inister Rapacki: Prof. Pieńkowski był
przeciwieństwem uczonego zapatrzonego we w łasną pracę naukową. Podnosił wszyst­
kich dokoła siebie i spraw iał, że przy Nim w zrastali i rozwijali się Jego współ­
pracownicy.
W. Iwanowska
Spraw ozdanie z działalności P olskiego T ow arzystw a A stronom icznego
za rok 1953
Polskie Towarzystwo Astronomiczne liczy obecnie 56 członków. Żarząd P. T. A.
wybrany na Walnym Zebraniu w listopadzie 1952 r. składa się z następujących osób:
Prof, dr Włodzimierz Zonn — prezes
Prof, d r Stefan Piotrow ski — wiceprezes
D r Kazimierz Kordylewski j
Prof, d r Ja n M ergentaler
' członkowie Zarządu
Doc. dr Antoni Opolski
D r Wiesław Opalski
|
I zastępcy członków Zarządu
Prof, dr Józef W itkowski
i
Prof, d r Tadeusz Banachiewicz
Prof, d r W ładysław Dziewulski
Komisja Rewizyjna
Prof, d r Eugeniusz Rybka
Działalność naukowa i naukowo-popularyzacyjna
W dniach 26—30 sierpnia br. odbył się sympozjon we W rocławiu poświęcony
zagadnieniom: „Diagram H ertzsprunga—Russella" oraz „zależność m asa—jasność11.
Prof, dr Eugeniusz Rybka Wygłosił referat w prowadzający pt. „Rozwój myśli
m aterialistycznej w astronomii do czasów obecnych z uwypukleniem znaczenia prac
K opernika".
Następnie wygłoszono i przedyskutowano następujące referaty:
1. Jasności absolutne gwiazd — prof, dr Ja n M ergentaler
2- Tem peratury gwiazd — doc. d r Antoni Opolski
44
Kronika
3. M asy g w ia z d — doc. d r A n to n i O p o lsk i
4. T e o re ty c z n a in te r p r e ta c ja w y k re s u H e rtz s p ru n g a — R u sse lla i z a le żn o ści m a s a —
ja s n o ść — p ro f, d r S te f a n P io tro w s k i
5. E w o lu c ja g w ia z d — p ro f, d r W ilh e lm in a Iw a n o w s k a
6. E w o lu c ja g w ia z d — p ro f, d r W ło d z im ie rz Z onn.
N a z a k o ń c z e n ie p ro f, d r W ilh e lm in a Iw a n o w s k a d o k o n a ła p o d su m o w a n ia o b ra d
1 sy m p o z ju m P . T. A. p o d k re ś la ją c n a jw a ż n ie js z e m o m e n ty w ro z p a trz o n y c h z a g a d ­
n ie n ia c h .
/
R e fe ra ty w y w o ła ły o b sz e rn ą d y sk u s ję . N a o s ta tn im z e b ra n iu o b e cn i c z ło n k o w ie
P. T. A. w y ra z ili ży czen ie, b y sy m p o z ja n a u k o w e o d b y w a ły się p rz y n a jm n ie j r a z
do ro k u . T e m a te m n a s tę p n e g o sy m p o z ju m m a b y ć z a g a d n ie n ie m a te r ii m ię d z y g w ia z d o w e j.
O p ró cz z e b ra ń p o św ię c o n y c h r e f e r a to m p ro g ra m o w y m o d b y ło się je d n o z e b ra n ie
p o św ię c o n e p ie rw s z e m u w y d a n iu „D e R e v o lu tio n ib u s “ z re f e r a te m d r J a n a G a ­
d o m sk ieg o i p o k a z e m film u .
W s y m p o z ju m b ra ło u d z ia ł 40 osób sp o śró d c z ło n k ó w P . T. A. o ra z k ilk u s t u ­
d e n tó w , słu c h a c z ó w s ta rs z y c h la t a stro n o m ii.
W ra m a c h a k c ji p o p u la ry z a c y jn e j, P . T. A. z o rg a n iz o w a ło c y k l o d c zy tó w p o p u la r n o ­
n a u k o w y c h , k tó r e z o sta ły w y g ło sz o n e w W a rs z a w ie i S ta lin o g ro d z ie :
1. „ P rz y ro d a p la n e t" — d r K o n ra d R u d n ic k i (23 lis to p a d a w W arsz a w ie )
2. „W sp ó łczesn e p ro b le m y m e c h a n ik i n ie b ie s k ie j" — p ro f,
(30 lis to p a d a w W a rsz a w ie , 6 g ru d n ia w S ta lin o g ro d z ie ).
dr
Józef
W itk o w sk i
3. „ R a d io -a s tro n o m ia “ — p ro f, d r J a n M e r g e n ta le r (7 g ru d n ia w W a rsz a w ie , 13 g r u d ­
n ia w S ta lin o g ro d z ie ).
4. ,.M a te ria m ię d z y g w ia z d o w a " — p ro f, d r W ło d zim ie rz Z o n n (14 g ru d n ia w W a r­
sz a w ie , 20 g ru d n ia w S ta lin o g ro d z ie ).
5. „N ow oczesne te le s k o p y i in s tr u m e n ty a stro n o m ic z n e "
d y le w sk i (27 g r u d n ia w S ta lin o g ro d z ie ).
—
d r K a z im ie rz
[Kor-
O d czy ty b y ły b o g a to ilu s tro w a n e p rz e z ro c z a m i. F re k w e n c ja n a o d c z y ta c h w W a r­
sz a w ie p rz e c ię tn ie 80 osób, w S ta lin o g ro d z ie około 120 osób.
*
W o d d z ia le w a rs z a w s k im P . T. A. o d b y w a ły się w k a ż d y w to re k w g o d z in a c h
w Z a k ła d z ie A stro n o m ii P ra k ty c z n e j P o lite c h n ik i W a rs z a w sk ie j s e m in a ria
a s tro n o m ic z n e , n a k tó r y c h re f e ro w a n o p ra c e z li te r a tu r y z a g ra n ic z n e j o ra z p ra c e
w ła sn e . W s e m in a ria c h b r a li u d z ia ł w a rs z a w s c y c z ło n k o w ie P . T. A. o ra z stu d e n c i
s ta rs z y c h la t a s tro n o m ii i p o k re w n y c h n a u k s tu d iu ją c y n a U n iw e rs y te c ie i w P o ­
lite c h n ic e W a rs z a w sk ie j.
1 7 — 20
W z w ią z k u z m a ją c y m n a s tą p ić w c z e rw c u r o k u 1954 z a ć m ie n ie m S ło ń c a , P . T. A.
p rz y s tą p iło do o rg a n iz o w a n ia o b s e rw a c ji z a ć m ie n ia w o k o licy S u w a łk . Z in ic ja ­
ty w y d r K a z im ie rz a K o rd y le w sk ie g o p rz e p ro w a d z o n o b a d a n ia k lim a to lo g ic z n e w 50
m ie jsc o w o śc ia c h w p o w ie c ie S u w a ls k im i A u g u sto w sk im , c e le m w y b o ru m ie jsc
o n a jm n ie js z y m z a c h m u rz e n iu w g o d z in a c h p o p o łu d n io w y c h , w k tó r y c h p rz y p a d a
zaćm ien ie. P . T. A. p r o je k tu je u m o żliw ić w zięcie u d z ia łu w o b s e rw a c ji z a ć m ie n ia
w sz y stk im c zło n k o m T o w a rz y stw a .
K ro n ika
45
A kcja wydawnicza P. T. A.
W roku 1953 P . T. A. wydało n astępujące p u b lik acje:
1. Spraw ozdania P. T. A., zeszyt IV poświęcony I I Zjazdow i Naukowemu w dniach
10— 12 listopada 1951 r. w Toruniu.
2. „Postępy A stronom ii", tom I, zeszyt 1 i 2.
3. „Rocznik A stronom iczny" na rok 1954
oraz finansow ało w ydaw nictw o:
4. „Rocznik Astronom iczny O bserw atorium
tionale n r 25) na rok 1954.
K rakow skiego" (Supplem ento internaM. Karpowicz
Całkowite zaćmienie Słońca dnia 30 czerwca 1954 r.
w północno-wschodniej Polsce
W okresie najbliższych la t dwustu w Polsce można będzie oglądać jedno tylko
całkow ite zaćm ienie Słońca, a to dnia 30 czerw ca 1954 r.
W artyku le niniejszym podajem y w yniki obliczeń, dotyczących przebiegu tego
zaćm ienia na ziem iach polskich. O bliczenia zostały dokonane na podstawie besselow skich elem entów zaćm ienia, opublikowanych w „Roczniku Astronom icznym
Z S R R na rok 1954“.
Na załączonej m apce w ykreślono linię, od graniczającą w Polsce obszar, na k tó­
rym będzie widoczne całkow ite zaćm ienie Słońca, od obszaru, na którym będzie
widoczne tylko częściowe zaćm ienie. S tre fa zaćm ienia całkow itego obejm ie 3600 km 2
ziem i polskiej, w tym trzy m iasta — Suw ałki, Gołdap i S e jn y — oraz kilkad ziesiąt
w si w północno-w schodniej części w ojew ództw a Białostockiego i n a północnowschodnim skraw ku wojew ództw a O lsztyńskiego. W ysokość Słońca w czasie za­
ćm ienia całkow itego w yniesie tu 48°. Cień K siężyca przybierze przy tym kształt
elipsy, któ rej osie będą liczyć 159 km i 117 km.
Cień K siężyca pojaw i się w Polsce o 13h 58m 3ls czasu środkow o-europejskiego
przy nadgranicznej s ta c ji kolei żelaznej Gołdap—Nesterów, a opuści P olskę o 14h
01 m 56s u źródeł rzeki Biebrzy.
Na m apce uwidoczniono, ja k ie położenie będzie zajm ow ać elipsa cienia k się­
życowego w każdej m inucie. Cień K siężyca będzie się posuwać w kieru nku po­
łudniowo-wschodnim z szybkością 830 m etrów -na sekundę. Przedni brzeg cienia
stanow i izochronę początku, a tylny — izochronę końca zaćm ienia całkowitego.
Podczas zaćm ienia całkow itego w Polsce, pas fazy całkow itej posiadać będfcie
szerokość 153 km. tj. szerokość m aksym alną w całym okresie zaćm ienia z dnia
30 czerw ca 1954 r.
Na terytorium P olski będzie przebiegać tylko jedna, a to południow o-zachodnia
g ranica pasa zaćm ienia całkow itego. G ranica ta, po przesunięciu się cienia na ziemie
R zeczypospolitej P o lsk iej, przejdzie o 13h 59m 00s czasu środkow o-europejskiego
przez punkt, którego szerokość wynosi + 54"18',6, a długość — 22°00',8, położony
w w ojew ództw ie. O lsztyńskim o 10 km na północ od B anie. W tym samym czasie
północno-w schodnia granica pasa będzie się znajdow ać w Z. S. R. R. nad rzeką
Szuszw ą o 17 km na zachód od K ie d a jn ia ja w punkcie, którego szerokość wynosi
+ 55°18',3, a długość — 23041',8.
Obie granice pasa zaćm ienia całkow itego będą przebiegać — co rzadko się zda­
rza — w okolicy gęsto zaludnionej. Istn ieje zatem możliwość zorganizowania dla
ich dokładnego w ytyczenia obserw acyj m a s o w y c h . J a k wiadomo, obserw acje
GUSIEW
tL/rkKL/my
W iżajny
Dubinnm ki
Przeproś!
G O Ł D A P V8)
3
_ SzupUszkXy
<yO
Gama-
r °r aLk-i s z kLi
T
O
iz u r y
Oarbas
Filipów
Łozdzizja,
\
-^„cV
°
BiIw in o m o
Bakaharzwo
Birżn.
SUWAŁKI
O
OhLcko
Poddubefwi
Fr a c k i
Raczk
AUGUSTO'
Rudawki
B a rg l-ó y
Kdnanka
O
P ro stk i
6 rajaM/t) \ \
Sztabin,
u a b ro w a
n
Suchow ola
O
\
Środe-k pasa cal'kowihego zaćmienia
Izochrona poczal-ku i końca cal'kowil’iZ/go zaćmienia
PoJ'udn.-zach. qranica p a s a cał-kowil-ego zaćmienia
N ajw ię k sz a fa z a częściowego zaćm ienia
Podziomka
>1:750000
Przebieg całkowitego zaćmienia Słońca z dnia 30 czerwca 1954 r.
w północno-wschodnich częściach Polski
Kron ika
47
takie pozwalają uściślać teorię ruchu Księżyca. Dlatego też przyjrzym y się tu
bliżej przew idyw anem u przez teorię przebiegowi południowo-zachodniej granicy
pasa zaćmienia całkowitego przez ziemie polskie. Najm niejsza odległość Banie od
granicy pasa w yniesie 6 km w k ierunku północno-wschodnim. Dalej granica pasa
zaćmienia całkowitego przechodzi przez teren województwa Białostockiego. Prze­
biega tu o 6 km na południowy zachód od Gołdapu i o 4 km na północny wschód
od Główek. Następnie idzie przez Rudniki i o 3 km na południowy zachód od
Olszanki oraz środkiem odległości między Topiłówką i stacją Szczepki. Później
przebiega na północny wschód od Szczebry — o 2 km, od stacji Augustów —
0 4 km, od stacji Sajenko — o 5 km i od Hruskie — o 3 km, oraz na południowy
zachód od Krasnego — o 2 km i przez Lipsk, a wreszcie — n a południowy zachód
od Chorożowiec — o 2 km i na północny wschód od Bielan — również o 2 km.
Skutkiem tego, że Suw ałki i Gołdap są położone blisko granicy pasa, całkowite
zaćmienie będzie w tych m iastach trw ać niedługo i w różnych ich częściach czas
trw ania będzie w yraźnie różny. W południowo zachodniej części Suwałk czas trw a ­
nia zaćmienia całkowitego wyniesie tylko 78 sekund, a w północno-wschodniej —
86 sek. W Gołdapie będzie się w ahać między 60 a 70 sekundami.
Ekspedycje dla obserwowania całkowitego zaćmienia Słońca jest wskazane kie­
rować do Sejn, gdzie czas fazy całkowitej wyniesie 117 sek., a także n a najbardziej
północno-wschodni skraw ek Polski, gdzie faza całkowita trw ać będzie powyżej dwu
m inut: do Berżnik (121 sek.), do Szypliszek (122 sek.), do Wiżajn (124 sek.), do
Puńska (126 sek.), do W idugier (127 sek.) i do Dusznicy (130 sek.).
Kilkanaście sekund więcej będą m iały do swej dyspozycji te ekspedycje, które
udadzą się do Z. S. R. R. Tak np. w Baranowiczach faza całkowita trw ać będzie
136 sek., w Mozyrzu — 138 sek,, w Nowogródku, Lidzie i K łajpedzie — po 143 sek.,
w M ariam polu — 146 sek., w N aum iestisie — 147 sek., w Szylucie — 148 sek.
1 w uzdrow isku Judkrancie — 149 sek.
,
M aksymalny czas trw ania zaćmienia całkowitego na globie ziemskim będzie tym
razem 155 sek., ale zaćmienie o tym czasie trw ania w ystąpi na A tlantyku między
wyspami Faróerskim i a Norwegią.
M. M. Ł e p s k i j — Kirowograd
tłum . T. S trz e m b o sz
Kronika
48
Widok nieba w czasie całkowitego zaćmienia Słońca
30 czerwca 1954 r.
w miejscowości ^ = —23°13' od Greenwich, 9 - +54°14' (stacja kolejowa Trakiszki).
Zaćmione Słońce z koroną na tle Drogi Mlecznej w Bliźniętach, na lewo od niego
w odstępie 10° Merkury jasności +2,m8 i w odstępie 12° Kometa Encke (1953 ,f)
jasności 5,m2. Jowisz zakryty jest przez Słońce.
’
J. K ó r d y l e w s k i