POSTĘPY ASTRONOMII

P OS TĘ PY
A S T R O N O MI I
C Z A S O P I S M O
POŚWIĘCONE
UPOWSZECHNIANIU
WIEDZY ASTRONOMICZNEJ
PTA
TOM XVII - ZESZYT 2
1969
WARSZAW A • K W I E C I E Ń — C Z E R W I E C 1969
POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE
POSTĘPY
ASTRONOMII
KW ARTALNIK
TOM XVII - ZESZYT 2
1969
WARSZAWA • K W I E C I E Ń — C Z E R W I E C 1969
KOLEGIUM REDAKCYJNE
R ed ak to r naczelny:
S tefan Piotrow ski, W arszawa
Członkow ie:
Józef W itkowski, Poznań
W łodzim ierz Zonn, W arszawa
S ekretarz R edakcji:
Jerzy Stodółkiew icz, W arszawa
A dres R edakcji: W arszaw a, Al. U jazdow skie 4
O bserw atorium A stronom iczne UW
W Y D A W A N E Z ZA S IŁ K U
P O L SK IE J A K A D EM II N A U K
P r in te d in Pola nd
P aństw ow e W ydaw nictw o N aukow e
O ddział w Łodzi 1969
W y d a n ie I. N a k ła d 455 + 125 e g / . A rk . w y d . 5,00 A rk . d r u k . 5.00 P a p ie r
offset, k i. III, 80 g. 70 x 100. O d d a n o do d r u k u 10. V. 1969 r. D ru k u k o ń ­
cz o n o w m a ju 1969 r. Z am . 79 B-8 C e n a zł 10,—
Zakład G raficzny PWN
Łódź, ul. G dańska 162
O B S E R W A C Y J N E A S P E K T Y W IE D ZY O SUPE RN OWY CH
KONBAD
RUDNICKI
HABJItO/lATEJlbHblE ACnEKTbl ACTPOHOMMM CBEPXHOBbIX
K. Pyf l HHUKMH
CoflepacaH M e
CBepxHOBbie npoflBMJiM CBoe cymecTBOBaHwe euie b KOHąe XIX BeKa (rjiaBa T), bhocji 3 a M e iu a T e jib C T B 0 b p a 3 B n r a e HeK 0 T0 p b ix BHeranaKTvmecKMx hccjieflOBaHHH. TojibKO b 1934 roay U b m k k m h B a a n e oBlhchmjim npHpofly
9TMX HBJieHMM. B COBpeMeHHOM aCTpOHOMMM CBepXHOBbIMM 30ByT BCe K p a T K O
BpeM eH H ue,
jipKMe,
TOMe»iHbie
A /« c - 1 1 ni (T ^ a B a If).
III).
jjBJieHMH,
MMeiomwe
aOcojiioTHbie
B ejinqnH bt
CBepxHOBbie pa3aejiaK)TCH Ha 5 rjiaB H b ix tm iio b (T jia B a
CyuiecTByioT HeTMmmHbie C B e p xH O B b ie ,
CTaBMTCJIHMM e m e flpyPM X TMnOB.
6 b iT b
Mo*eT HBJisiomwecH n p e a -
MaCTOTa B 3 p b lB 0 B CBGpXHOBbIX Ka)KeTCH 3a-
BMCHmeM OT npMpOflbl rajiaKTMK M CKOIlJieHMM rajiaK T M K , B KOTOpbIX OHM
BaioT ( r ^ a B a
fleH fljia
BCnblXH-
IV ); ho cym ecT B ytom nii MaTepwaji HaóJiiofleHMM e ^ B a jm npuro-
CTaTMCTvmecKnx pa ó o T
(TjiaBa V ) . OcodeHHo HenpwroflHbi a jih otoK
ue jiw AaHHbie o h p k o c t h x cBepxHOBbix ( P jia B a
npHMeHeHMH 6ojiee
OflHOpOflHblX
M exofl
VI). CymecTByioT npeAJiOKeHwa
OTKpblTMSI CBepXHOBUX.
COBpeMeHHOe
pa3BMTHe I103HaHMH O CBepxHOBbix CBHfleTejIbCTByeT O CBS3H MX C 6ypHbIMM
npouecaM M pa3BMTMH rajiaKTMK (T jia B a VII).
OBSERVATIONAL ASPECTS IN SUPERNOVA KNOWLEDGE
Su mma r y
Supernovae revealed their existence already during the last decades of the
XIX century (Chapter I), perturbing the development of extragalactic research
at that time. First Z w i c k y and B a a d e in 1934 explained the nature of theśe
phenomena. Today, astronomers call a supernova any short time existing, bright
point object with an absolute magnitude in maximum
M
< —l l m (Chapter II).
There are 5 main types of supernovae (Chapter III) and besides some peculiar
objects which perhaps are representatives of farther types. The frequency of
[99]
100
K . R udnicki
supernovae outbursts seem s to depend on the nature of the parent g a la x ie s and
parent cluster of g a la x ie s (Chapter IV) but the available observational data are
too scarce for a statistical an aly sis (Chapter V). T his is especially true in the
case of photometric data (Chapter VI). More homogeneous methods o f supernovae search are proposed. The present development of supernova research
reveals connections between these objects and cathaclysmic p r o c e s se s in the
evolution of g ala x ie s (Chapter VII).
S T R ESZ C Z E N IE
Supernowe dały poznać o swoim istnieniu już w końcu XIX w. (rozdział I),
komplikując bieg badań pozagalaktycznych. Dopiero w roku 1934 Z w i c k y
i B a a d e wyjaśnili naturę tych zjawisk. W d z is ie js z e j astronomii supernowymi
nazywa się wszelkie krótkotrwałe, jasne obiekty punktowe o ja sn o ści absolut­
nej w maksimum M < —l l m (rozdział II). Supernowe dzieli s ię na 5 zasadniczych
typów (rozdział III). Ponadto znane s ą egzemplarze nietypowe, stanowiące —
być może — przykłady dalszych typów. C z ę sto ść wybuchów supernowych wyda­
je się zależna od natury galaktyk macierzystych i macierzystych gromad galak­
tyk (rozdział IV), choć obecny materiał obserwacyjny mało się nadaje do prac
statystycznych (rozdział V). Szczególnie mało nadają się do opracowań staty­
stycznych dane o jasn ościach supernowych (rozdział VI). Istnieją propozycje
ulepszonych metod odkrywania supernowych prowadzących do bardziej jednoli­
tych danych. Obecny rozwój wiedzy o supernowych w skazuje na ich związek
z burzliwymi procesami rozwojowymi galaktyk (rozdział VII).
1. HISTORIA
Wyróżnienie obiektów zwanych dziś supernowymi od zwykłych nowych wiąże
się ś c iś le z powstaniem astronomii pozagalakty cznej. Wiąże s ię , co gorsza,
w sposób negatywny. Rozbłysk supernowej w roku 1885 na kilkadziesiąt lat
powstrzymał rozwój właściwych poglądów na przyrodę obiektów zwanych d z iś
galaktykami i skierował bieg prac w tej dziedzinie na zupełnie błędne tory.
W drugiej połowie XIX w. astronomowie byli bliscy ostatecznego potwier­
dzenia pozagalaktycznej natury tzw. wówczas mgławic spiralnych, eliptycznych
i nieregularnych. Istnienie tych obiektów zdawało się potwierdzać filozoficzne
poglądy Kanta o istnieniu ,,wszechświatów-wysp” . Argumenty przeciwników
poglądów kantowskich, polegające głównie na wykazywaniu podobieństw wspom­
nianych obiektów do mgławic planetarnych, nie były przekonujące i poglą,d kantowski wspierany autorytetem tak wielkich astronomów, jak H u m b o l d t zaczy-
101
O bserw acyjne aspekty wiedzy o supernowych
n ał zwolna, a le sy stem aty c zn ie z w y ciężać . I w takiej w łaśn ie s y t u a c j i w roku
1885 w Wielkiej „M g ła w ic y ” w Andromedzie ro z b ły sn ą ł obiekt 5 ,4 w ie lk o śc i
gw iazdow ej. P ie rw sz y o g ł o s i ł odkrycie H a r t w i g , ale n iezależn ie od niego od­
krycia dokonali D e i c h m i l l e r , O p p e n h e i m e r , L a m p i S c h r a e d e r , pomi­
nąw szy l is t ę kilkunastu astronomów, którzy dokonali go wprawdzie t e ż n ie z a ­
le żn ie , ale po o g ło sz e n iu odkrycia H a rt w i g a. C h o c iażb y t a im ponująca l i s t a
odkrywców w skazu je na stopień zainteresow ania obserw acyjnego „ m g ła w ic a m i”
p ozagalaktycznym i, które były w ó w c z as równie p asjon u jącym i obiektami, jak
d z i ś kwazary.
Obiekt j a ś n i e j s z y niż s z ó s t e j w ielk o ści g w iazdow ej, nieruchomy i p o ja w ia ­
ją c y s ię tam, g d z ie przedtem nie było w idać nic, a m ie js c e było c z ę s t o o b ser­
wowane najw iększym i ówczesnymi te lesk o p am i,
wiedzą
astronom iczną
zaklasyfikow any
ja k o
z o s t a ł zgodnie
g w ia zd a
nowa.
z ó w c z e sn ą
B y ła
to nowa
w „M g ła w ic y ” Spiralnej Andromedy. Prawdopodobieństwo przypadkowego rzuto­
wania b l is k i e j nowej na o d l e g łą „ m g ła w ic ę ” było w te j s z e r o k o ś c i g a l a k ty c z ­
nej znikomo małe. Wprawdzie zwolennicy teorii w szechśw iató w -w ysp trzymali
s i ę tej m ożliw o ści, jako — zdaw ało s i ę — o sta tn ie j d e sk i ratunku, d la w ię k sz o ­
śc i wydawało s ię jednak teraz j a s n e , że „ m g ł a w i c e ” sp ira ln e nie s ą galak ty k a­
mi podobnymi do n a s z e j , l e c z obiektami wewnątrz układu Drogi Mlecznej. Wpraw­
d zie w ie lk o śc i ab solutne gw iazd
nowych były
znane z m ałą d o k ład n o śc ią,
wprawdzie rozmiary n a s z e j Galaktyki były sporne, a l e przy w sz y stk ic h m ożli­
wych do p rz y ję c ia m arginesach błędów odkryta „ n o w a ” przy s w o je j j a s n o ś c i
m u siała s i ę znajdować wewnątrz układu Drogi M lecznej, a ponieważ w w id o cz­
ny s p o s ó b była zw iązana z „M g ła w ic ą ” Andromedy, więc i sam a "mgławica na­
l e ż a ł a do n a s z e g o układu gw iazdow ego, a wraz z n ią i inne, podobne obiekty.
Gdy j a k i ś pogląd odnosi zw y cięstw o, zn ajdu je z reguły dodatkowe dowody
i argumenty. I w tym przypadku p osy p ały s ię ta k ie , z których oprócz faktu, że
mgławice sp iralne ulokowane były głównie w dużych s z e r o k o ś c ia c h g a l a k ty c z ­
nych (materii m iędzygwiazdowej wtedy nie znano) najd ob itniejszym był słynny
pomiar ruchów własnych w Wielkiej Mgławicy Andromedy dokonany przez v a n
M a a n e n a . Pomierzony ruch w łasny m iał w skazyw ać na obrót mgławicy rzędu
1 minuty łuku na rok. Niedobitkowie sp o śró d zwolenników teorii w sz e c h św ia tów-wysp z o sta li przygwożdżeni.
Dopiero w 39 lat po wybuchu Nowej Andromedy 1885, H u b b l e stwierdził,
że sp iralna ,,M gław ica” w Andromedzie zawiera również cefeid y i to bardzo d a ­
lekiej w ielk o ści obserwowanej. Wprawdzie je g o (i w ogóle ów czesne) poglądy
na ś w i a t ł o ś c i c efeid
i słu szny.
„ M g ła w ic a ”
kryły błąd, w niosek ja k o śc io w y był jed n ak oczy w isty
Andromedy była oddalona o s e t k i t y s i ę c y parseków,
a więc przy sw oich rozmiarach kątowych była je d n o stk ą równie w ielką, j a k na­
s z a G alaktyka, była w szechśw iatem -w ysp ą, była g alaktyką. Pomiary v a n M a ­
a n e n a zaw ierały po prostu błąd. Astronomia p oza g alak ty c zn a ożyła.
102
K . Rudnicki
W t e j sy tu a c ji w ob iek c ie z 1885 roku z powrotem n a le ż a ło s i ę d om yślać
gw iazdy nowej w n a s z e j G alaktyce, rzu tu ją c e j s i ę przypadkowo na od leg łą G a­
laktykę Andromedy. Ale lic z b a podobnie ja sn y c h nowych na tle innych galaktyk
p ow ięk szy ła s ię w m ię d z y c z a sie o parę d a lsz y c h odkryć. Prawdopodobieństwo,
aby były to w szy stk o przypadkowe rzutowania dążyło do zera.
W latach trzydziestych w Kalifornijskim Instytucie T echnologii w P a s a d e ­
nie, który z prowincjonalnej sz k ó łk i in ży n iersk iej, j a k ą b y ł przed p ie rw sz ą
w ojną św iatow ą, szybko p r z e k s z t a ł c a ł s ię w u czelnię o światowym znaczeniu,
postanowiono wybudować wielkie obserwatorium astronom iczne w górskim ma­
syw ie Palom aru, przylegającym do p asm a Sierra Mądre w K aliforn ii. Do spraw
astronomicznych oddelegowano m.in. ó w c z esn ego profesora fizyki teoretycznej
Fritza
Z w i c k y ’ ego.
T en, planu jąc p rz y sz łe badania p o za g a la k ty c z n e , od
1932 roku z a c z ą ł z początku z .pomocą niewielkich teleskop ów p o szu k iw ać na
niebie obiektów punktowych o ś w ia tło śc ia c h porównywalnych ze św ia tło śc ia m i
g alaktyk. Odkrycie takich obiektów miało uprościć w yznaczan ie o d le g ło ś c i międzygalakty cznych. Astronomowie z niewielkimi wyjątkami od n o sili się do pomy­
słów Z w i c k y ’ e g o sc e p ty c z n ie . T eoretycy dowodzili nawet, że ta k ie obiekty
nie mogą ist n ie ć .
D ysku tując wraz
ze znanym astrofizykiem
z p ob lisk ieg o
obserwatorium Mt. Wilson Walterem B a a d e m m ożliwość istn ien ia takich obiek­
tów, Z w i c k y
d o s z e d ł do wniosku, że szu k a n e p rzez niego obiekty nie tylko
is t n ie ją , a le były już obserwowane. S ą to w łaśn ie te j a s n e krótkotrwałe
zjaw i­
sk a w galak ty k a c h , które potraktowane jako zwykłe gw iazdy nowe narobiły tyle
zamętu w astronom ii p o z a g a la k ty c z n e j. Z w i c k y wraz z B a a d e m (1934) o g ł o ­
s i l i w p u blikacjach Akademii Nauk Stanów Zjednoczonych Ameryki h istoryczn ą
pracę s t a w i a j ą c ą hipo tezę, że j a s n y obiekt, który ro z b ły sn ą ł w roku 1885
w Wielkiej G alaktyce Andromedy i inne podobne obiekty w innych galaktykach
nie s ą gw iazdam i nowymi, l e c z różnymi od nich a znacznie ja ś n i e j s z y m i zjaw i­
skam i. Autorzy zaproponowali dla nich nazwę s u p e r n o w e .
B y ła to jedyna hipoteza m og ąc a w y jaśn ić dotychczasow e trudności. Szybko
z o s t a ł a przyjęta przez ogół astronomów. Nazwa „su p e r n o w e ” u z y sk a ła natych­
m iast obyw atelstw o w astronomii. W n a s tę p st w ie tego stw ierdzenia patrolowanie
nieba
w poszukiwaniu
wyjątkowo ja sn y c h
obiektów punktowych za stąp io n o
świadomym poszukiwaniem tych w łaśn ie osobliwych obiektów. W roku 1936 p o ­
w stała p ierw sz a „ s ł u ż b a supernowych” , do której z o s t a ł użyty 45-centymetro­
wy palom arski te le sk o p szm itow ski. Odkryto z je g o pomocą k i lk a d z ie s i ą t d a l ­
szych supernowych. Od roku 1956 do patrolowania nieba włączyły s i ę inne
obserwatoria, tw orząc międzynarodową słu ż b ę supernowych. W roku 1958 do
służby z o s t a ł włączony n ajw ię k szy w ó w c z a s, 125-centymetrowy t e l e s k o p szm i­
tow ski na P alo m arze, który zn aczn ie z w ię k sz y ł efektywność pracy. Rozwinęła
s i ę w spółpraca pomiędzy obserwatoriam i dla sz y b k ie g o uzyskiw an ia widm su-
O bserw acyjne asp e k ty w ie d z y o supernowych
103
pemowych, zw łaszcza we wczesnych stadiach ich blasku. W historycznych za­
piskach i kronikach odnaleziono wskazówki o supernowych, które wybuchły
ongiś w n a sz e j Galaktyce, jak np. słynna supernowa z roku 1054, której pozo­
s ta ło ś c ią j e s t Mgławica Krab w Byku. O becnie supernowe s ą odkrywane s y s te ­
matycznie w 8 krajach, a mianowicie: Argentynie, F ran cji, Meksyku, Stanach
Zjednoczonych, Szwajcarii, Węgrzech, Włoszech i Związku Radzieckim. T ę
pracę koordynuje Grupa Robocza Supernowych przy 28 Komisji Międzynarodo­
wej Unii Astronomicznej, s k ła d a ją c a się z 15 astronomów (w tym 1 Polak) pod
przewodnictwem Z w i c k y ’ e g o . Pierw szy ogólny Katalog supernowych przygo­
towany przy poparciu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Obserwatorium
Astronomicznym Hniw ersytetu Warszawskiego ( K a r p o w i c z
i Rudnicki
1969) obejmuje dane o 220 obiektach odkrytych w latach 1006—1967 i uznanych
za niewątpliwe supernowe oraz o 39 obiektach dostrzeżonych od XIV w. przed
Chrystusem do roku 1967, w stosunku do których były wysuwane p rzyp u sz c z e ­
nia, że mogły być supernowymi.
2.. TERMINOLOGIA
Zwykłe gwiazdy nowe s ą obiektami mającymi w maksimum bla sk u św iatło ­
śc i mniejsze niż 106 św ia tło śc i Słońca. Za supernowe uw aża s ię na ogół te
krótkotrwałe, punktowe, zmienne obiekty, których św iatłość w maksimum prze­
w yższa św iatłość Słońca więcej niż 107 razy. Jak dotąd, tj. dopóki nie zostaną
odkryte obiekty o niewątpliwych św ia tło śc ia c h w maksimum pomiędzy 106 i 107,
kryterium św iatło ści dz ie li nowe od supernowych na dwie odizolowane od s i e ­
bie grupy.
W praktyce nie zawsze daje się określić św iatłość supernowej. C z ę sto s u ­
pernowych nie obserwujemy w maksimum ich blasku, równie c z ę s to odkrywamy
je w galaktykach o nieznanych odległościach. J e ś li s ą to galaktyki mgliste, bez
jasnego jądra, otrzymanie ich widma dla wyznaczenia prz e su n ię c ia ku czerwie­
ni i wnioskowania stąd według przyjętych kryteriów o odległości bywa trudne
lub niemożliwe. Dlatego je s t pomyślną o kolicznością, je ś li uda s ię sfotografo­
wać widmo supernowej. J e ś l i uda się w nim zauważyć osobliw ości charaktery­
styczne dla supernowych (o których będzie mowa niżej), obiekt można z pew­
no śc ią zaliczyć do supernowych. Wskazówkę, że dany obiekt je s t zapewne s u ­
pernową stanowi amplituda blask u p rz ew yższająca 15 w ielkości gwiazdowych.
Swojego c z a su uważano to nawet za kryterium w y starczające do stwierdzenia
przynależności do supernowych, wygodne z w łaszcza dla supernowych w naszej
G alaktyce lub w b liskiej przestrzeni międzygalaktycznej. Jednak w roku 1942
odkryto gwiazdę nową C P P u p p is , której amplituda wynosi p rzeszło 16m, a za­
razem wielkość absolutną w maksimum ocenia się tylko na —8“J 3.
104
K. Rudnicki
W iększość supernowych bywa odkrywana w od leg łych , c z ę s t o anonimowych
g alak ty k a c h , o których brak elementarnych danych. Z w ł a s z c z a supernowe p o ­
wyżej 17 w ielko ści gw iazd ow ej rzadko p o z w a la j ą u z y sk a ć dane spektralne z a ­
równo o so b ie , ja k i o m acierzystych g alaktykach . W tych przypadkach za prak­
ty c z n e kryterium z a lic z e n ia obiektu do supernowych u w aż a s i ę je g o j a s n o ś ć
porównywalną z j a s n o ś c i ą m a c ie rz y ste j galaktyki. J e ś l i obserwator d o strz e g ł
nowy, nieruchomy, j a s n y punkt na tle mało znanej galaktyki lub w bezpośredniej
j e j b l i s k o ś c i (tzn. tam, g d zie g alak ty k i na k l is z y nie w idać, a l e g d zie należy
s ię dom yślać j e s z c z e o b ecn ości je j zewnętrznych c z ę ś c i) i j e ś l i ten punkt ma
w ie lk o ść g w iazd ow ą m n ie jsz ą , w przybliżeniu równą lub o parę tylko w ie lk o śc i
gwiazdowych w i ę k s z ą od sam ej g alaktyki, uważa s i ę go za supernową. P r z y j ­
muje s i ę przy tym, że prawdopodobieństwo zarówno teg o, że j e s t to g a l a k t y c z ­
na nowa rzutująca s ię na o d l e g łą gala k ty k ę , jak również tego, że j e s t to g w ia­
zda nowa w b l is k i e j, karłowatej g a la k ty c e , j e s t znikomo małe. T o drugie prze­
konanie w stosun ku do g alaktyk o nieregularnych k sz t a łt a c h może być dysku­
s y jn e.
J a k widzimy termin „ s u p e r n o w e ” ma dla obserwatorów zn ac zen ie c z y sto
praktyczne i nawet j e ś l i s i ę opiera na pewnych obserwowanych w ie lk o śc ia c h
fizyczn ych nie ł ą c z y s i ę w konkretny sp o s ó b z f i z y c z n ą budową tych obiektów,
nie gwarantuje nawet, że pod tym terminem rozumiemy obiekty rz e c z y w iś c i e
n a l e ż ą c e do jednorodnej fizyczn ie rodziny. W i s t o c i e o naturze supernowych do
d z i ś wiemy bardzo mało. I s t n i e j ą c e hipotezy można
p o d zielić z g ru b sz a na
trzy klasy.
P ie r w sz a k l a s a uw aża supernową za zja w isk o w y stęp u jąc e w toku zwykłej
ewolucji gw iazd. I s tn i e ją p rzy p u szc ze n ia,
że e k s p lo z ja supernowej może z a ­
chodzić bądź to we w czesnym stadium ew olucji gw iazdy, j e s z c z e przed w ypa­
leniem s i ę w kontrahującej m a sie materii izotopu w ęgla C 12, b ą d ź w pośrednich
stad iac h ewolucji ( d z iś ra c z e j rzadko
sp o ty k a n e, o n g iś jednak za stan a w ian o
s i ę , czy Słońce może s ię s t a ć supernową), bą dź w re sz c ie u koń ca aktywnej
ew olu cji, gdy gw iazda przed p r z e jśc ie m do stadium b iałeg o karła musi z sie b ie
wyrzucić zb ędn ą nadwyżkę masy.
Druga k l a s a hipotez rozpatruje supernowe ja k o z ja w is k a z a c h o d z ą c e
nie
w g w iazd ach , le c z w materii m iędzygw iazdow ej. W s z c z e g ó l n o ś c i może s ię zd a­
r z y ć , że o ile produktem kontrakcji odpowiednio małych m as materii s ą gwiazdy,
o tyle kurczenie s i ę m as materii w ięk szy c h niż 6 5 m a s Sło ńca doprowadza do
e k s p lo z ji, do ponownego roz p ro szen ia s ię materii, obserwowanego ja k o z ja w i­
sko supernowej.
T r z e c ia w reszcie k l a s a hipotez w iąże naturę suoernowych z przedgwiazdow ą m aterią p o stu lo w an ą p rzez
Ambarcumiana.
P o n iew a ż ani o istnien iu,
ani o naturze tej materii nic w og ó le nie wiadomo, w ięc nie można wykluczyć.
Obserwacyjne a s p e k ty w ie d z y o supernowych
105
ż e sama ta materia lub jej oddziaływanie z gwiazdami powoduje eksplozje su­
pernowych.
Ten artykuł zajmujący się obserwacyjnymi aspektami zagadnienia nie byłby
właściwym miejscem do b liższego wnikania w is tn ie ją c e hipotezy, zw łaszcza
wobec ograniczonych kompetencji autora w tej dziedzinie. Z zamierzonego prze­
glądu hipotez wynika w każdym ra z ie , że należy unikać wyrażenia „gw iazda
supernow a” , a używać po prostu określenia „su p ern o w a ” , nie j e s t bowiem wy­
kluczone, że to zjawisko ma niewiele, lub nawet nie ma wcale, związku z gwia­
zdami. W s z czeg ólności warto zauważyć, że z wyjątkiem supernowych typu V
(patrz niżej) nie obserwowano nigdy obiektu gwiazdowego na miejscu, gdzie po­
tem pojawiła się supernowa, a obserwowane p o zo sta ło śc i supernowych s ą mgła­
wicowe, nie punktowe. Co do obserwowanej gwiazdy w pobliżu środka Mgławi­
cy Krab — p o z o sta ło śc i po supernowej galaktycznej z roku 1054 — to do dziś
istn ie ją spory, jakiego typu je s t jej związek z supernową.
3. KLASYFIKACJA
Poszczegó ln e supernowe różnią s ię od sie b ie krzywymi blasku i wyglądem
widma. N ajszczegółow sza z istniejących obecnie k la sy fik a cja Z w i c k y ’ e g o
(1965) wyróżnia p ięć zasadniczych typów tych obiektów.
T y p p i e r w s z y charakteryzuje s ię największym spośród w szystkich ty ­
pów blaskiem w maksimum, który według M i n k o w s k i e g o (1964) osiąga śred­
nio —19 absolutną wielkość gwiazdową. Supernowe tego typu po siadają charak­
te ry sty c z n e krzywe blasku ta k ie , jak przedstaw iona na ry s. 1. Krzywa składa
się zawsze ze stromej gałęzi w stępującej, okrągłego, raczej krótkiego m aksi­
mum, lokalnego powstrzymania spadku blasku niedaleko początku gałęzi z stępu ­
jąc e j i z leżącej za nim c z ę ś c i prostoliniowej (w skali wielkości gwiazdowych).
Z obserw acji p o z o sta ło śc i supernowych wynika, że g d z ie ś dalej następuje
p rz e jśc ie w odcinek praktycznie biorąc równoległy do o si c z a su . Jak dotąd to
p rzejście nie zostało poznane obserwacyjnie. I s tn ie ją liczne, sprzeczne ze so ­
b ą hipotezy objaśniające ta ki ksz ta łt krzywej blasku nakładaniem się św ie c e ­
nia pierwiastków promieniotwórczych o różnych okresach rozpadu. Hipotezy t a ­
kie w najlepszym ra z ie p a su ją do krzywych blasku o uśrednionych parametrach.
Nie ma dotąd natomiast żadnej hipotezy, która - wyjaśniając ogólny charakter
i regularności krzywej blasku supernowych typu I — dopuszczałaby zarazem
w ie lk ą obserwowaną różnorodność nachyleń poszczególnych c z ę śc i krzywej
różnych supernowych. Trzeba więc uznać charakterystyczny k sz ta łt krzywej
blasku supernowych typu I za dotąd nie wyjaśniony.
Osobliwe je s t widmo supernowych typu I. We w czesnych fazach eksplozji
j e s t ono zupełnie amorficzne, ja śn ie js z e w c z ę śc i długofalowej (stąd superno-
106
K. Rudnicki
Rys. 1. Schematyczna krzywa blasku supernowej typu I. Na rysunku przyjęto średnią
amplitudę Am, okres czasu T|, położenie punktów p t i p 2 oraz kąt a . Te parametry zmie­
niające się od supernowej do supernowej n ależą do najłatw iej uchwytnych charaktery­
styk krzywej. Natomiast punkt p 3 oddzielający supernową jako taką od stanu, który na­
zywamy pozostałością supernowej ma charakter hipotetyczny i nie był- obserwowany
(wg Z wi c k y ’ e go)
Rys. 2. Charakterystyczny wygląd widma supernowej typu I (zapis mikro fotometru).
Podano długości lin ii widma porównania (wg Z w i c k y ’ ego)
107
Obserwacyjne a s p e k t y w ie d z y o supernowych
we łatwiej je s t odkrywać na k lisz a c h żółtych niż niebieskich). P o paru tygod­
niach w widmie, w którym c z ę ść krótkofalowa staje s ię stosunkowo ja ś n ie jsz a ,
pojaw iają się charakterystyczne twory przedstawione na rys. 2. T rw ają dysku­
s je , czy należy je rozumieć jako widmo ciąg łe ze stosunkowo ostrymi liniami
absorpcyjnymi, czy te ż jako widmo emisyjne składające s ię z siln ie rozmytych
linii czy pasm. P osz c z e gó ln e , charakterystyczne maksima i minima w widmie
różnią s ię wprawdzie natężeniem u poszczególnych supernowych, lecz pojawia­
ją się na ogół zaw sze w tych samych długościach fal, j e ś l i brać pod uwagę
widma tego samego wieku. Próby identyfikacji linii widmowych zarówno przy
założeniu ich em isyjności jak i absorpcyjności, jak dotąd zupełnie się nie po­
wiodły. Pewne su g e stie , zdawałoby się już prowadzące do celu zawsze po do­
kładniejszym sprawdzeniu okazywały się błędne, lub w najlepszym razie nie­
przekonujące.
DATS
_ 2 § ..
1
5
—
10
—
i
i...............
!
•
|Ii
M _____
]
i
i
]
#- 1
i
1
»
l
1
25
a
1
30
50-----
1
60
70
|
90
too-----
■
JJ
1ęt J
$
.
i
...............
r150
—
200
—I
250
—^
300
—^
350
-=
MC
Ii
-------
X
6300
6000
5500
5000
4500
4000
Rys. 3. Diagram p rz e d s ta w ia ją c y p rz es u n ięcia z c z a se m tworów widmowych w supernonowej I typu (wg M i n k o w s k i e g o )
108
K. Rudnicki
O s o b liw o ś c ią widm supernow ych l typu j e s t to , że w c z ę ś c i krótkofalow ej
widma, a m ianow icie p o n iż e j 5100 A, w s z y s tk ie utwory widmowe p r z e s u w a ją
s i ę wraz z upływem c z a s u ku c z e r w ie n i (rys. 3). N a r a s ta n ie p r z e s u n ię c ia w yno­
s i z p o c z ą tk u od 25 do 100
A
na m ie s ią c . P r o c e s te n z c z a s e m u le g a z w o ln ie ­
niu, a l e trw a dopóki widmo supernow ej p o z o s ta je o bse rw ow alne . P odobn e f e n o ­
m e no logicznie z jaw isk o zm iany d łu g o śc i linii z c z a s e m o b se rw u je s i ę ró w n ież
u zwykłych nowych. T łu m a cz y s ię je tam w te n s p o s ó b , że obserw ujem y lin ie
w y s y ła n e p r z e z e k s p a n d u ją c ą o to c z k ę . Dopóki o to c z k a j e s t g ę s t a , widzimy t y l ­
ko c z ę ś ć z e w n ę tr z n ą od n a s z e j stro n y , c z ę ś ć p r z e s u w a j ą c ą s i ę ku nam. W ko ń ­
cowym stadium n ato m ia st o bserw ujem y jednakow o dobrze w arstw y z b l iż a ją c e
s i ę ku nam, jak i w arstw y z p rz e c iw n e j stro n y , o d d a la ją c e s ię od n a s . W r e z u l­
t a c i e ś r e d n ia d ługość fali z w ię k s z a s i ę , p r z e s u w a ku c z erw ien i, a le te ż z a r a ­
zem s z e r o k o ś ć k a ż d e j lin ii m usi r o s n ą ć , bo obserw ujem y c o r a z to w ię k s z y diap a z o n p r z e s u n ię ć d oplerow skich. M ożna by to w yrazić in a c z e j, a m ia n o w icie,
ż e nie obserw ujem y tu p r z e m ie s z c z e n i a lin ii, ale je j n ie sy m e try c z n e p o s z e r z e ­
n ie , grubienie z je d n e j stro ny. R z e c z y w i ś c i e zmiany z c z a s e m s z e r o k o ś c i linii
zn a k o m ic ie p o tw ie rd z a ją t a k ą in te r p re ta c ję w przyp adku nowych. U siłow ano
w ięc podobne w ytłu m a cz enie z a s to s o w a ć do supernow ych I typu. N ie d ało to
je d n a k r e z u lta t u , gdyż lin ie w widmach te g o ty p u sup ernow ych ( o b o jętn e, czy
s to s u je m y in te r p re ta c ję lin ii ab s o rp c y jn y c h na t l e c iąg ły m , c z y lin ii e m is y j­
nych) nie w y k a z u ją żadnych s y s t e m a ty c z n y c h zm ian s z e r o k o ś c i . W szelkie p ró ­
by w ytłum a cz en ia te g o n a r a s ta j ą c e g o z c z a s e m p r z e s u n ię c ia ku c z e r w ie n i czy
to efektem dopp le ro w sk im ,c zy graw itacyjnym p r o w a d z ą do s p r z e c z n o ś c i. Mamy
tu więc być może do c z y n ie n ia z ja k im ś j e s z c z e innym nie znanym la b o ra to ry j­
n ie , ani nie przew idzianym te o r e ty c z n ie powodem p r z e s u n ię ć lin ii widmowych.
B ardzo m ożliw e, że j e s t on zw ią z a n y z n a t u r ą sam ych lin ii, dotąd zu p e łn ie nie
w y ja ś n io n ą . T rz e b a z a z n a c z y ć , że nie wiemy, czy j e s t to w i s t o c i e p r z e s u n ię ­
c i e ku c z e rw ie n i, cz y te ż pierw otne p r z e s u n ię c ie ku fio le tow i, po którym linie
w ra c a ją powoli do p o ło ż e n ia , które m ożna uw ażać za norm alne. F a k t , ż e m gła­
w ic e — p o z o s t a ł o ś c i po sup ernow ych — ta k ie g o z j a w is k a nie w y k a z u ją dowo­
d z i , że p r o c e s p r z e m ie s z c z a n i a s i ę ku c z e rw ie n i po pewnym c z a s i e u s t a j e , choć
do d z i ś momentu te g o u s t a n i a n ie udało s ię za obserw ow ać i n ie j e s t w y k lu c z o ­
ne, że p r o c e s zn ik a dopiero w ra z z niezid e n ty fik o w an y m i lin iam i, k tó re mu
p o dlegają.
Supernowe I ty p u s ą w ięc o biektam i z u p e łn ie zagadkowymi. N a ogół u w a ż a
s i ę je z a typow e sup ernow e. Gdy mowa o su pernow ych b e z b l i ż s z e g o o k r e ś le n ia
typu, p rz e w a ż n ie ma s ię na m yśli typ I.
T y p d r u g i su pe rn ow ych znamionuje s ię w ie lk ą r ó ż n o r o d n o ś c ią krzyw ych
b la s k u . Rysunek 4 p o k a z u je , że niektóre z ty c h krzyw ych z b liż o n e s ą z up e łnie
do krzyw ych poprzedn iego typu . Sama w ięc krzy w a b la s k u n ie może s łu ż y ć jako
Obserwacyjne aspe kty w i ed z y o supernowych
109
kryterium odróżniające te dwa typy od sie b ie . Charakterystyczną c e c h ą drugie­
go typu je s t mniejsza wielkość abso lu tn a w maksimum, w ynosząca wg .Win­
k o w s k i e g o średnio M = —17°?7. Na krzywej blask u z darzają się krótkotrwałe
rozbłyski ( G a t e s i in. 1967) i wtórne maksima.
R y s . 4. R ó ż n e k rz yw e b l a s k u su p e rn o w y c h typ u II (wg Z w i c k y ’ e g o )
Z a sa d n ic z ą c e c h ą wyróżniającą ten typ supernowych je s t widmo dość po­
dobne do widma zwykłych nowych (rys. 5), gdzie szerokość prążków wskazuje
na względną prędkość gazów rzędu 8000 k m /sek . W widmie tym jednak brak
linii wzbronionych. Ja k wiadomo, pojawienie się linii wzbronionych w widmach
zwykłych nowych pozwala określić moment, gdy wyrzucona otoczka przyjmuje
odpowiednią g ę sto ść , aby dana linia mogła się pojawić. J e ś li obliczyć rozmia­
ry otoczki ze znanych poszerzeń linii (prędkość ekspansji) i momentu początku
eksplozji, to można stąd ocenić całkowitą, wyrzuconą masę otoczki. Poniew aż
u supernowych II typu linie wzbronione w ogóle się nie pojawiają, masy otoczek
wyznaczyć się nie da. Biorąc jednak pod uwagę szerokość linii (prędkość wy-
65B2.73(Ha )
Supernowa w N&C 7331
Rys. 5. Widmo supernowej typu II (wg Z w i c k y ’ e g o )
O b s e r w a c y j n e a s p e k t y w i e d z y o su p e r n o w y c h
111
rzu tu m aterii) i o k res o b se rw o w a ln o ś c i widma m ożna, przyjm ując za s łu s z n e
rozum ow anie s to s o w a n e do now ych, ocenić d o ln ą g ran ic ę m asy w yrzu conej ma­
t e r i i (oto czk i). T a g ran ic a w ypada z a w s z e pow yżej m asy Słońca.
P od w zględem danych o b se rw ac y jn y c h superno w e typu II są po prostu nowy­
mi w w ię k s z e j s k a l i . I s t n i e j ą zrozum iałe p r z y p u s z c z e n ia , że zarówno m e c h a ­
nizm , jak i p r zy c zy n y w ybuchu s ą w ty c h z ja w is k a c h b a rd z ie j pokrew ne zw y ­
kłym nowym niż supernowym ty p u I. J e s t dość p o w s z e c h n e p r z y p u s z c z e n ie , że
te n typ supernow ych zw ią za n y j e s t z gw iazdam i. P ow odam i, d la których su p e r ­
nowe typu II odróżniamy od zw ykłych now ych są: po p i e r w s z e , w spom n ia na już
p rz e rw a w j a s n o ś c i a c h a b s o lu tn y c h pom iędzy n a j ja ś n ie js z y m i nowymi a n a j­
sła b s z y m i supernowymi, a po wtóre fa k t, że s ta ty s ty c z n y c h zw iązków pomiędzy
j a s n o ś c i ą a b s o lu tn ą w maksimum a s tr o m o ś c ią krzyw ej b la s k u d la zw ykłych no­
w ych nie da s i ę e k s tra p o lo w a ć na s u p e rn o w e typ u II. W w idoczny s p o s ó b s ą to
z j a w is k a podobne, a le nie id e n ty c z n e .
T r z e c i t y p sup ernow ych zbliżon y j e s t do p o p rze d n ieg o z tym, że widmo
prze z p ie rw s z e ty go dnie j e s t z u p e łn ie amorficzne (w supernow ych typu II ty lk o
p rz e z p ie rw s z e dni), a dopiero potem p o j a w i a j ą s i ę c h a r a k te r y s t y c z n e lin ie .
S ze ro k o ść ty c h lin ii, wśród których podobnie jak w ty p ie II brak lin ii w zbronio-
Rys. 6. Krzywa blasku supernowej typu IV (wg H e r o i Z w i c k y ’ e g o )
112
K . R udn icki
nych, w sk a z u je na prędkość e k s p a n s j i rzędu 12 000 k m /se k . O cen a dolnej g r a ­
nicy wyrzuconej m asy , dokonana na te j z a s a d z i e c o dla typu II d a j e wynik 10
m a s S ło ń c a. Krzywa b la sk u p o s i a d a z a w s z e p ła s k ie maksimum trw a ją ce k ilk a
m ie się cy .
Jedynym powodem dla wyróżnienia te j grupy supernowych w oddzielny
typ
j e s t brak stadiów pośrednich pomiędzy nim a typem II. Wielu jednak astronomów
ł ą c z y te oba typy razem.
T y p c z w a r t y znany j e s t , jak dotąd, tylko na p od staw ie jed n eg o p rz e d sta ­
w ic ie la (Supernowa
196If w NGC 3003) dokładniej zbadanego i kilku innych
obiektów zaklasyfikow anych do tego typu z pewnym prawdopodobieństwem tylko
na podstaw ie krzywych b la sk u przy braku o b se rw a c ji widmowych. T a charakte-
R y s . 7 . Widmo s u p e r n o w e j t y p u [V ( w g
Zwi c ky
’
e g o ). D w a z d j ę c i a w r ó ż n y c h e p o
k ach. O ba niein terpretow alne
O bserw acyjne a s p e k ty w ie d zy o supernowych
113
Rys. 8. Widmo supernowej typu V (typu r| Carinae) (wg Z w i c k y ’ e g o )
ry styc z n a krzywa blasku składa się z dwu stosunkowo p łaskich łuków połączo­
nych łukami stromymi (rys. 6). W jedynym przypadku zbadanym spektralnie wid­
mo składało się z układu niezidentyfikowanych pasm, który po kilku tygodniach
zmienił się w układ zupełnie różny od początkowego (rys. 7). Było to widmo
istotnie różne od widm w szystkich poprzednich typów supernowych.
Znanym przedstaw icielem t y p u p i ą t e g o je s t r| Carinae. Amplituda jej
blask u wynosi ledwie 7"1. Stanowi to powód, dla którego niektórzy b adacze
w zbraniają się zaklasyfikować ten typ obiektów jako supernowe. Z drugiej stro­
ny za przynależnością tej klasy do supernowych przem awia niska w ielkość
gwiazdowa absolutna w ynosząca dla T) Carinae wg różnych ocen od —13 d o —15
w ielkości gwiazdowej. Krzywa blasku j e s t nieregularna z licznymi wtórnymi
rozbłyskami i maksimami, co zbliża ten typ do typu II. Również nieco podobne
114
K. R udnicki
j e s t widmo (rys. 8), które w sk a z u je jednak na m n iejsze p ręd k o śc i e k s p a n s j i
rzęd u 3000 k m / s e k . Ocena dolnej granicy wyrzuconej m asy d a je nieco w ięcej
niż m asę S ło ń c a. C z ę s t o ten typ obiektów uw aża s i ę za p o d k la sę zwykłych no­
wych. Za zalic zen iem ich do supernowych przem awia w zgląd praktyczny, a m ia­
no w icie, że odkrywając obiekt te g o typu w o d le g łe j g a la k ty c e i m ając tylko
krzyw ą b la sk u w pobliżu maksimum, obserwator z a lic z y go niechybnie do sup er­
nowych. T ak więc czy in a c z e j wśród odkrytych supernowych, których typów
z j a k i c h ś powodów nie d ało s i ę wyznaczyć b ę d ą s ię zaw ierać obiekty typu r|
C arin ae . Poniew aż z a ś i tak s ię w yd aje, że różne typy supernowych m ogą być
wywoływane różnymi przyczynami i mieć różny p rzeb ieg fizyczny, nic nie stoi na
p rz e sz k o d z ie dodać do ich lic zb y j e s z c z e jed en typ, odmienny od poprzednich.
Oprócz wymienionych
is t n ie j ą
u siłow a n ia wprowadzenia
do k l a s y f i k a c ji
supernowych j e s z c z e paru d a ls z y c h typów. Tymcz'asem m ają one po jednym
p rzed staw ic ielu i w yd aje s i ę w ł a ś c iw s z e traktować je r a c z e j ja k o supernowe
o osobliwych charakterystykach.
Ogólnie biorąc nie j e s t j a s n e , c zy różn ość typów supernowych pochodzi od
różnic w przyczyn ach wywołujących e k s p lo z je , od różnic w m asac h lub stan ie
* materii, która pod lega pierwotnej e k s p lo z ji, czy t e ż od różnego stanu f iz y c z n e ­
go ośro dk a o t a c z a ją c e g o e k s p lo z j ę , a w którym zacho d zą z ja w is k a wtórne.
4. G A L A K T Y K I I GROMADY M A C IE R Z Y S T E
Supernowe I typu obserwowane były we w szy stk ic h typach g alaktyk, a więc
sp iralny ch , eliptycznych, nieregularnych
i karłowatych.
Jed y n a
znana dotąd
supernowa w pom oście m iędzygalaktycznym (rys. 9) wydaje s i ę również n ależeć
do typu I ( R u d n i c k i
i Zwicky
1967), choć k l a s y f i k a c j a w tym przypadku
nie j e s t pewna. W roku 1966 panna A n d e r s o n
i prof. L u y t e n
(1967) odkryli
krótkotrwały obiekt rzu tu ją cy s i ę na c z ę ś ć centralną tzw. Gromady' Galaktyk B
we L w ie , nie l e ż ą c y jednak wewnątrz lub w bezpośrednim p obliżu żadnej po,s z c z e g ó ln e j galak ty k i. Praw a prawdopodobieństwa k a ż ą z a lic zy ć ten obiekt do
supernowych. .le st to supernowa alb o w przestrzeni m ięd zygąlak tycz n ej, alb o
w niewidocznej g a la k ty c e karłow atej. Również i ta supernowa s ą d z ą c po n ie­
pełnych danych (brak informacji spektralnych; s ą tylko sk ą p e dane koloryme­
tryczne i fotometryczne) j e s t typu I. Można więc p ow iedzieć o gó ln ie, że sup er­
nowe I typu w y stę p u ją we w sz y stk ic h typach galaktyk, jak również pomiędzy
nimi.
P o z o s t a ł e typy supernowych, a więc II, III, IV i V we w sz y stk ic h
przypad­
kach, w których zarówno typ supernowej ja k i galaktyki d ało s i ę bezspornie
u s t a l i ć , pojaw iały s i ę w g alaktykach spiralnych i to z a w sz e w ob szara ch struk­
tury sp ira ln ej. Pewne o d stę p stw a od te j z a s a d y pow staw ały tylko w przypad­
kach, g-dy typ galak ty k i lub supernowej był wątpliwy.
Rys. 9. Supernowa w (niewidocznym na zdjęciu.) pomoście międzygaiaktycznym. Zdjęcie 5-metrowym teleskopem palomarskim
116
K. Rudnicki
Niejednokrotnie obliczano średnią cz ę sto ść wybuchów supernowych w ga­
laktykach. Wszelkie statystyki s ą bardzo niepewne, bo zachodzą tu liczne efek­
ty selekcji obserwacyjnej (patrz niżej). Otrzymane wyniki zawierają się pomię­
dzy 30 a 500 latami jako okresem cz a su , w którym średnio w jednej galaktyce
wybucha jedna supernowa. Na ogół przyjmuje się wartość trzystu kilkudziesię­
ciu lat ( Z w i c k y 1968) jako najbardziej prawdopodobną. Oprócz zagadnień
formalnej możliwości obliczenia średniej wartości tego okresu zachodzi znacz­
nie poważniejszy problem fizycznego znaczenia tej średniej. Obserwacje w ska­
zują bowiem wyraźnie, że w różnych galaktykach okres je st różny. Znamy bo­
wiem sporo galaktyk, w których rozbłyski supernowych pojaw iają się znacznie
c z ę śc ie j niż przeciętnie. W 5 galaktykach w ciągu kilkudziesięciu lat zaobser­
wowano po 3 supernowe. Na przykład w spiralnej galaktyce NGC 6946 w roku
1917 pojawiła się supernowa typu I, w 1939 — typu III i w 1948 — typu II. Próby
wyjaśnienia c z ę sto ś c i wybuchów supernowych w tych 5 galaktykach przypadko­
wym odchyleniem od średniej (w tym celu przytaczano argumenty z a średnią
w ynoszącą 50 lat lub mniej) wydają s ię mało przekonujące.
Wydaje się również, że cz ę sto ść rozbłysków supernowych je s t różna w róż­
nych gromadach galaktyk, choć wobec małych liczb trudno stosować tu prawa
statystyczne. Tak na przykład w gromadzie Raka zauważono dotąd 5 rozbły­
sków, podc*zas gdy w b liż s z e j i stale (podobnie jak Rak) patrolowanej groma­
dzie P e rse u sz a nie wykryto dotąd ani jednej. Z dwu bliskich sobie na niebie
i bardzo podobnych do siebie pod względem struktury wewnętrznej, rozmiarów
i odległości gromad galaktyk zwanych A i B we Lwie ( R u d n i c k i i B a r a r
n o w s k a 1966), z których każda je s t jednakowo intensywnie patrolowana,
w drugiej odkryto 6 supernowych, podczas gdy w pierwszej — ani jednej. Warto
zaznaczyć, że właśnie w gromadzie B odkryto wspomniane już: supernową w po­
moście międzygalaktycznym i prawdopodobną supernową międzygalaktyczną.
Można by więc przypuszczać, że je s t to gromada o szczególn ie korzystnych
warunkach dla eksplozji supernowych.
5. PROBLEMY ODKRYWANIA SUPERNOWYCH
Dla celów statystycznych ważne byłoby posiadanie jednorodnego materiału
dotyczącego odkrywania supernowych. Z chwilą powstania w spółczesnej s łu ż ­
by supernowych, a więc systematycznego patrolowania wybranych obszarów
nieba, wydawało s ię , że będzie można uzyskać taki właśnie materiał. Niestety,
nadzieje szybko zawiodły. Przede wszystkim ze względu na widoczność pól
w ciągu roku nie sp osób ich wszystkich patrolować jednakowo cz ę sto , ani
przez jednakowe okresy c z a su . Je ż e li z a ś ja k ieś pole .obserwujemy stosunkowo
rzadko, wtedy możliwość odkrycia supernowej zależy, przy innych ustalonych
O bserw acyjne a s p e k ty wiedzy o supernowych
117
warunkach, nie tylko od ja s n o ś c i w maksimum, ale i od kształtu krzywej blasku,
który, jak widzieliśmy, bywa (zw łaszcza dla supernowych typów II, III i V) bar­
dzo rozmaity i trudny do u jęcia statystycznego. Ponadto stwierdzono, że moż­
liwość odkrycia supernowych zależy od wielu innych czynników, z których naj­
w ażn iejsze (wg subiektywnego odczucia autora) s ą następujące:
1) Położenie supernowej w galaktyce: Supernowe na peryferiach s ą łatwiej
dostrzegalne niż rzutujące się na ja ś n ie js z e ich c z ę ś c i, zw łaszcza na jądra.
2) C z a s ekspozycji: przy krótszych ekspozycjach łatwiej odkrywa s ię jasn e
supernowe w centralnych częściach galaktyk, które wtedy nie u le g a ją przeeksponowaniu, traci się natomiast sła b s z e supernowe w obszarach peryferyj­
nych. Przy ekspozycjach dłuższych — odwrotnie. Supernowe słabe w obszarach
centralnych s ą i w jednym, i w drugim przypadku nieodkrywalne. 3) Typ g ala k ­
tyki: Znacznie łatwiej zauważyć supernową w galaktyce o budowie rozmytej niż
w galaktyce zwartej, której obraz podobny je s t do gwiazdy. 4) Ja k o ść obrazu:
N a fotografiach uzyskanych dużymi teleskopami przy spokojnej atmosferze
obecność supćmowej w galaktyce stosunkowo odległej (małej kątowo) można
rozpoznać czasem po zmianie jej kształtu (na zarysie galaktyki powstaje c o ś
w rodzaju garbu). Taka możliwość odpada, gdy obraz galaktyki ulega rozmyciu
z powodu niepokoju atmosfery. 5) Odległość galaktyki: Ze względu na zdolność
rozdzielczą supernowe w galaktykach odleglejszych s ą widoczne do mniejszej
wielkości granicznej niż w galaktykach bliższych tego samego typu.
Nie poruszam tu oczywistych czynników, jak rodzaj teleskopu (z a s ię g i zdol­
ność rozdzielcza), przeźroczystość atmosfery, biegłość i zmęczenie obserwato­
ra przeglądającego klisze itp. W rezultacie nie tylko nigdy nie je s t uzyskiwany
stan, w którym można by odkrywać w patrolowanym polu w szystkie supernowe
do ja k ie jś dającej s ię określić wielkości gwiazdowej, ale — co gorsza — warun­
ki odkrywania supernowych w każdym polu s ą sta le zmienne w c z a s i e , i to
zmienne w sposób trudny do ś c iś le js z e g o ujęcia statystycznego.
Mówiąc o systematycznej służbie supernowych ma się na ogół na myśli me­
todę fotograficzną, ponieważ je st to jedyna metoda stosowana obecnie. Nie
brak jednak projektów innych metod.
Dla odkrywania supernowych w c z ę śc ia ch centralnych bliskich galaktyk
obiecująca wydaje się metoda wizualna. Dotychczas takie supernowe były od­
krywane n a jcz ę śc iej na przypadkowo niedoeksponowanych kliszach fotograficz­
nych, gdzie części centralne galaktyk wyjątkowo leżały na stromej c z ę śc i krzy­
wej poczernienia emulsji. Usiłowano prowadzić na Palomarze i w paru innych
obserwatoriach sp ecjaln ą służbę patrolową za pomocą zdjęć o krótkiej ekspozy­
cji. Ze względu na zawsze ograniczony c z a s teleskopów i zmniejszenie o kilka
wielkości gwiazdowych zasięgu otrzymanych w ten sposób zdjęć, taka metoda
została w szędzie zarzucona w cześniej niż przyniosła rezultaty. W przeciwień-
118
K. Rudnicki
stw ie do k lisz y fotograficznej, oko w szczególn y sposób uprzywilejowuje jasn e
obiekty punktowe względem obiektów o skończonych rozmiarach. W szyscy obser­
watorzy galaktyk zn ają ten efekt, który spraw ia, że pole bogate zarówno w gw ia­
zdy jak i w galaktyki, w okularze, teleskopu daje wrażenie zupełnie różne niż
na fotografii. Wymaga d łu ższej wprawy, aby szybko identyfikować konfiguracje
w idziane w teleskopie z konfiguracjam i na fotografii. W szczególn ości o ile na
zdjęciu supernowa wydaje się zazw yczaj drobnym szczegółem w obrazie g alak ­
tyki, o tyle w okularze teleskopu przeciętna galaktyka z reguły wygląda tylko
jak dodatek do supernowej. T ło jądra galaktyki nie stanowi utrudnienia w wi­
zualnym dojrzeniu supernowej. Na przeszkodzie do szerokiego stosow ania wi­
zualnej służby supernowych sto i ograniczony c z a s zarówno teleskopów , jak
i obserwatorów. W szczególnych jednak przypadkach taka metoda może być
opłacaln a, np. w m iłośniczych zespołach obserwacyjnych rozporządzających
dużymi, choć niekoniecznie precyzyjnymi teleskopam i. Na przykład program te ­
go rodzaju system atycznych obserw acji w zastosow aniu do kilkuset n a jja śn ie j­
szy ch galaktyk je s t przygotowywany przez grupig członków Amerykańskiego
Stow arzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO), przy użyciu ama­
torsko wyprodukowanego 125-centymetrowego teleskopu zmontowanego tak, aby
łatwo go było przerzucać z jednej okolicy nieba na drugą. Spodziew ają się oni
odkrywać w ten sposób przynajmniej jedną supernową na 2 lata przy pewności,
że nie zo stała pominięta . żadna supernowa ulokowana, nawet w samym jądrze
k tórejś z obserwowanych galaktyk.
Pewne zalety metody w izualnej w połączeniu z w ięk szo ścią zalet metody
fotograficznej m ają mieć proponowane sposoby odkrywania supernowych fotoelektrycznie. Specjalnie zbudowany dwuwymiarowy skaner przeczesyw ałby pa­
trolowane pola, porównując automatycznie stan aktualny nieba z zapisem z okre­
su poprzedniego, porównawczego. W przypadku pojaśnienia jakiegokolw iek
m iejsca1, dodatkowe obserw acje uzasadniałyby jego naturę. W ten sposób odkry­
wałoby s ię , oczyw iście, nie tylko supernowe, ale gwiazdy zmienne, zmienne
galaktyki, kwazary, gwiazdy o szybkich ruchach w łasnych, komety, planetki
i w ogóle w szelkie obiekty zmienne pod względem ja sn o śc i lub położenia. L i ­
niowa charakterystyka komórki pózw alałaby na odkrywanie supernowych z po1dobną łatw ością w jądrach jak i na peryferiach galaktyk. Istn ieją jednak obawy,
że liczb a fałszyw ych alarmów aparatury zm uszająca do nadmiernej liczby spraw­
d zających obserw acji dodatkowych może uczynić metodę nieopłacalną. W przy­
padku obserw acji fotograficznych zaledwie ja k a ś jedna na d zie sięć podejrza­
nych zmian w wyglądzie galaktyki okazuje s ię supernową. W pozostałych przy­
padkach s ą to usterki em ulsji. Stąd każde odkrycie może być uznane za takie
dopiero po otrzymaniu obrazu supernowej przynajmniej na dwu zdjęciach. P o­
nieważ metoda fotoelektryczna wymaga użycia przy tym samym zasięg u więk­
szych teleskopów , na których c z a s obserwacyjny je s t z reguły bardziej ograni-
Obs er wa cy jne a s p e k t y w i e d z y o supe rnowy ch
119
czany, tylko warunek działania aparatury w sposób bliski idealnemu może ją
uczynić opłacalną. Jak dotąd nigdzie takie projekty nie zostały zrealizowane.
6; PROBLEMY FOTOMETRII
Z wyjątkiem wspomnianego wyżej odkrycia A n d e r s o n ó w n y i L u y t e n a
oraz tzw. obiektu Satywaldiewa ( K u k a r k i n 1962), który prawdopodobnie był
supernową m iędzygalaktyczną w pobliżu n a sze j Galaktyki, w szystkie — zarów­
no pewne jak i prawdopodobne — supernowe' s ą widoczne na tle galaktyk macie­
rzystych, z czego duża c z ę ś ć , bo sporo supernowych typu I i w szystkie typów
innych, je s t widoczna na tle galaktyk spiralnych o skomplikowanym k sz ta łc ie .
Niektóre supernowe historyczne w naszej Galaktyce były bardzo ja sn e . Naj­
ja ś n ie j s z a z roku 1006 miała w maksimum w ielkość obserwowaną m niejszą niż
—8m i była widoczna gołym okiem je s z c z e po 10 latach. Jednak w c z a sa c h i s t ­
nienia fotometrii foto elektrycznej do wyjątków n ależą supernowe poniżej 10m,
a w iększość ma blask w maksimum powyżej 15m . Stąd zaledwie dla paru z nich
istn ie ją fotoelektryczne krzywe b lasku, przy c^ym ze względu na tło galaktyk
macierzystych obserwacje dolnej c z ę ś c i krzywej s ą już mało dokładne.
W w ięk szo ści przypadków zdani je s te śm y na fotometrię fotograficzną. Ze
względu na skomplikowany zazwyczaj ksztak> tła galaktyki i związane z tym
efekty fotograficzne, pomiary mikrofotometrem bywają opłacalne tylko w s z c z e ­
gólnie korzystnym położeniu supernowej wewnątrz galaktyki. C zęsto w ię k sz ą
dokładność d a ją pomiary średnicy obrazu na k liszy , a w przypadkach bardziej
skomplikowanego tła oraz słabszych supernowych najdokładniejsze okazują się
pomiary na kliszy metodą Argelandera, pozwalające uzyskać prawie zawsze do­
kładność le p s z ą niż O1? 1. Z ta k ą wewnętrzną dokładnością znana je s t w iększość
krzywych blasku supernowych, jak również ich wskaźniki barw. Istnieje przy
tym z reguły możliwość system atycznego błędu wywołanego niewłaściwym
uwzględnieniem tła . Ze względu na trudność? ze znalezieniem słabych standar­
dów fotometrycznych (w grę w chodzą n a jc z ę śc ie j ja s n o ś c i 1S11—21m) w pobliżu
supernowych i konieczność dokonywania transferów fotometrycznych c zęsto
z odległych cz ę śc i nieba, błędy u legają zawyżeniu.
W Jiteraturze, z w łaszcza w stosunku do supernowych, dla których istnieje
tylko po kilka obserwacji i brak opracowanej krzywej blasku, spotyka s ię c z a ­
sem oceny w ielkości gwiazdowych oparte na porównaniu obrazu supernowej
z wyglądem standardów fotometrycznych na innej k lisz y fotograficznej, u zyska­
nej w zbliżonych warunkach. Takie oceny kryją czasem w sobie błędy, wyno­
s z ą c e po parę w ielkości gwiazdowych.
Dla niewielkiej tylko liczby supernowych is tn ie ją obserwacje na w stępują­
cej g a łę z i krzywej blasku, tak że można ustalić moment i wysokosć maksimum.
120
K. Rudnicki
Ogromna w iększość supernowych je st odkrywana w c z a s i e spadku blasku
i maksymalna ja sn o ść obserwowana je st różna od ja sn o śc i w maksimum. Uży­
wane czasem metody empiryczne wyliczania ja s n o ś c i maksimum z dalszego
przebiegu krzywej nawet dla krzywych typowych s ą niepewne.
Wszystkie wymienione przyczyny powodują, że dane dotyczące obserwowa­
nych ja sn o śc i supernowych w maksimum s ą bardzo niejednorodne i często obar­
czone dużymi błędami systematycznymi, o których charakterze na ogól- nic nie
można powiedzieć. J e s t to fakt mało znany autorom prac statystycznych z tej
dziedziny. Wszelkie statystyki supernowych należałoby przeprowadzać tak, aby
widoma .ja sn o ść w maksimum w ogóle w nich nie odgrywała roli.
Dodatkowe trudności pow stają z wyznaczaniem wielkości absolutnych super­
nowych. Oprócz podstawowej trudności z wyznaczeniem odległości galaktyki
macierzystej (dla galaktyk bez jąder uzyskanie widma przydatnego do pomiarów
bywa cz ę sto prawdziwą próbą wytrwałości w długości czasu naświetlania),
wchodzą tu w grę zagadnienia absorpcji. Z reguły supernowa nie pozwala na
obserwacyjne wyznaczenie nadwyżki barwy. Stąd dane o absorpcji międzygwiazdowej (w n aszej Galaktyce) można brać tylko ze wzorów średnich dla danej
szerokości galaktycznej, co — jak wiadomo — prowadzi do sporych błędów przy­
padkowych. J e s z c z e trudniej uwzględniać absorpcję wewnątrz galaktyki macie­
rzystej, bo abstrahując od nieznajomości stanu fizycznego i rozmieszczenia
ciemnej materii wewnątrz niej, nie ma metod określenia głębokości położenia
supernowej w galaktyce. Wreszcie na ogół zupełnie nie j e s t znany wpływ
absorpcji międzygalaktycznej. Problemem wyznaczenia absolutnych wielkości
gwiazdowych supernowych w maksimum zajmował s ię M i n k o w s k i (1964)
i uzyskane przez niego, a cytowane już w początku tego artykułu średnie wiel­
k o ś c i absolutne w maksimum supernowych typu I i II uzyskane przy możliwie
rozsądnych założeniach dotyczących odległości i absorpcji różnych typów, s ą
akceptowane przez ogół badaczy nie tyle z przekonania o ich wiarogodności,
ile z pewności, że trudno o uzyskanie lepszych.
7. UWAGI KOŃCOWE
Supernowe s ą obiektami ciekawymi same przez s ię , jako jedne z n ajja śn ie j­
szych obiektów punktowych we Wszechświecie, przedstawiając wiele zagadek
zarówno co do elementarnej interpretacji widm, jak i przyczyn wywołujących
ich eksplozje. Po odkryciu kwazarów wyłoniła s ię możliwość związków pomię­
dzy tymi obiektami. Niektórzy przypuszczają, że wielka liczba kolejno wybu­
chających supernowych może dostarczać energii świecenia kwazarom. Inni do­
m yślają s ię wspólnych co do istoty przyczyn świecenia zarówno kwazarów, jak
i supernowych. Tymi przyczynami miałby być kolaps grawitacyjny. Podobnych
Obserwacyjne a s p e k ty w ie d z y o supernowych
121
zależno ści można się domyślać pomiędzy supernowymi i galaktykami o zmien­
nej ja sn o ś c i. Wi l d (1967) zauważy}, że wiele galaktyk, w których obserwowano
supernowe, posiada osobliwe strukturalne utwory pierścieniow e. H o d g e po­
dobne utwory pierścieniow e .uważa za p o z o sta ło śc i po gigantycznych ek sp lo ­
zjach, w których w ydzielająca się energia je s t o rzędy wielkości w iększa niż
przy wybuchu supernowych I typu. Poniew aż odkrywa s i ę coraz więcej fenome­
nów św iadczących o katastroficznych zjaw iskach w galaktykach, wyłania się
umotywowane przekonanie, że zjawisko supernowych w iąże s ię w istotny spo­
sób z burzliwą f a z ą ewolucji galaktyk. Z tego punktu widzenia ważne wydaje
się zwrócenie uwagi na galaktyki i gromady galaktyk, w których supernowe po­
ja w ia ją się szc z eg ó ln ie c zęsto.
Osobny przedmiot badań astronomicznych stanow ią p o z o sta ło śc i po super­
nowych, których najlepiej zbadanym przedstaw icielem je s t Mgławica Krabowata
w Byku. Rozwój badań zjawisk zachodzących w tych mgławicach wymaga obec­
nie coraz c z ę ś c ie j danych dotyczących samych supernowych.
Wszystko wskazuje na to, że o ile w końcu XIX w. problemy supernowych
leżały na mieliznach zagadnień astronomicznych, a od roku 1934 dostały się
w obszar przybrzeżnych wirów, o tyle d z iś zostały w łączone w główny nurt
astronomicznych badań.
LITERATURA
A n d e r & o n J.H ., L u y t e n W., 1967, I.A.U. Circular, No 2011.
B a a d e W., Z w i c k y F., 1934, Proc. Nat. Acad. Sci. U.S., 20, 254.
G a t e s H.S. i in,. 1967, A .J., 7 1 912.
H o d g e P.W., 1967, P .A .S .P ., 79, 29.
K a r p o w i c z M., R u d n i c k i K., 1969, Preliminary Catalogue of Supemovae, Warszawa
(w druku).
K u k a r k i n B.W., 1962, Inf. Bull. V.S. Comm. 27 I.A.U., No 18.
M i n k o w s k i R., 1964, Ann. Rev. of Astronomy and Astrophysics, 2, 247.
R u d n i c k i K., B a r a n o w s k a M., 1966, A.A., 10, 65.
R u d n i c k i K., Z w i c k y F., 1967, A.J. 72 407 i 460.
Wi l d P ., 1967, (Referat wygłoszony na posiedzeniu Grupy Roboczej Supernowych Komi­
sji 28 Międzynarodowej Unii Astronomicznej na Kongresie w P radze — dotąd nie
publikowany).
Z w i c k y F ., 1965, Stars and Stellar Systems, 8, 367.
Z w i c k y F ., 1968, U.A.I. Commission 28' — Circular L etter on Supernovae, 9, 11.
,
UWAGA DODANA W CZASIE DRUKU: Wobec odkrycia oprycznego pulsara w mgła­
wicy Krab, twierdzenie ze s . 105, że z wyjątkiem supernowych typu V nie znamy ich
pozostałości o gwiazdowym wyglądzie je s t nieaktualne.
.
.
'
*
■
__________________________________________________________________________________
OD REDAKCJI
Zaw sze wydawało mi s ię — byłem w szczególności tego zdania w czasach,
gdy byłem studentem — iż aby dobrze zrozumieć ja k ieś zagadnienie, należy je
przestudiować co najmniej w dwu ujęciach (np. z dwu podręczników różnych
autorów); tylko wtedy uzyskuje s ię widzenie danego zagadnienia niejako stere­
oskopowe, dostrzega się istotne trudności problemu, uzmysławia sobie wielorakość podejść do zagadnienia.
Poniew aż zagadnienia budowy teleskopów Ritcheya-Chretiena są obecnie
w P o lsce szczególnie aktualne w związku ze złożeniem zamówienia na tego
właśnie typu teleskop dla Centralnego Obserwatorium Astronomicznego, Redak­
cja zdecydowała się opublikować dwugłos Dr Antoniego Stawikowskiego i Dr
Kazimierza Stępnia o teleskopach Ritcheya-Chretiena; artykuły te drukujemy
w porządku alfabetycznym nazwisk autorów.
Stefan Piotrowski
T E L E S K O P Y TYPU RITCHEYA-CHRETIENA
TEJIECKOnbl TWIA RITCHEY-CHRETIEN
Cof le p acaHi i e
B CTaTbe flaHa xapaKTepucTMKa TejiecnonoB cucTeMbi Ritchey-Chretiena.
RITCHEY-CHRETIEN TELESCOPES
Summary
A review of the Ritchey-Chretien system s characteristics is presented.
[123]
124
A . Sło w iko w ski
1
ANTONI
S T A WI 1C0 W S K I
W latach 1972/1973 firma Zeiss z NRD dostarczy Centralnemu Obserwato­
rium Astronomicznemu usytuowanemu, jak się planuje, w Belsku k. Warszawy
teleskop o dwumetrowej średnicy lustra. Będzie to największy polski teleskop,
który w obecnym standarcie światowym zaliczony być może do instrumentów
średniej klasy. W samej tylko Europie czynnych będzie w latach siedemdziesią­
tych około dziesięciu dwumetrowych teleskopów. Teleskop zamówiony przez
Polskę ma być zmodyfikowanym układem Ritcheya-Chrćtiena. Jakie są charak­
terystyki takiego układu optycznego i dlaczego właśnie taki typ teleskopu zo­
stał zamówiony? Niniejszy artykuł będzie próbą odpowiedzi na oba te pytania.
Zacznijmy od odpowiedzi na drugie z postawionych tu pytań. Wybór takiego
czy innego typu instrumentu wiąże się ściśle z tematyką przyszłych badań
astronomicznych. Dotychczasowe doświadczenia uczą, że duże teleskopy uzy­
skują pełną sprawność obserwacyjną nie wcześniej, n iż po 10—15 latach od
chwili złożenia zamówienia na ich budowę. Wprawdzie czas produkcji dużych
teleskopów uległ obecnie znacznemu skróceniu, ale współczesna problematyka
astronomiczna narzuca konieczność stosowania coraz bardziej wyrafinowanych
metod obserwacji, co związane jest z konstruowaniem skomplikowanych i dro­
gich przyrządów pomocniczych. Dopiero teleskop wyposażony w szybkie, duże
spektrografy, czułe fotometry i skanery jest instrumentem pełnosprawnym i amor­
tyzującym wysoki koszt produkcji. Cena jednej nocy obserwacyjnej na najwięk­
szych teleskopach, umieszczonych w dobrym klimacie astronomicznym wynosi
2000—4000 dolarów. Już tylko wysoka cena amortyzacji nakłada na astronomów
projektujących swoje narzędzia wielką odpowiedzialność, gdy chodzi o celo­
wość i maksymalną użyteczność przyszłego instrumentu. Astronom-instrumentalista, projektujący dzisiaj swoje narzędzie pracy, musi „odgadnąć” jaka pro­
blematyka będzie aktualna za lat 20—30, musi zaprojektować taki instrument,
który sprostałby w pełni wymaganiom obserwacyjnym jeszcze za lat 50. Zadanie
jest niezmiernie trudne, zważywszy na eksplozywny rozwój współczesnej astro­
nomii. Stąd tak wielką wagę przywiązuje się dzisiaj do wszelkiego rodzaju pro­
gnoz rozwoju nauki.
Można by się zapytać, czy ma sens budowanie tak drogich teleskopów w erze
obserwacji satelitarnych i szybkiego rozwoju radioastronomii. Niestety, obecne
obserwacje satelitarne, ograniczające się w większości przypadków do badań
Słońca i przestrzeni okołoziemskiej, są ciągle jeszcze kilka a nawet kilkanaście
razy droższe od dwumetrowego teleskopu z pełnym wyposażeniem. Koszt jediiego z obecnie projektowanych satelitów naukowych wynosi ok. 16 milionów dola­
rów, nie licząc ceny rakiety, kosztów wyrzutu i obsługi. Rozszerzenie tematyki
T e le s k o p y typu R itch ey a-Chretiena
125
obserwacyjnej poza Słońce i przestrzeń okołosłoneczną znacznie zwiększyłoby
koszt projektu. Uównież radioastronomia zakończyła stosunkowo tani okres
eksperymentowania i pierwszych wielkich sukcesów. Dalszy jej rozwój możliwy
jest przy pomocy wielomilionowych nakładów inwestycyjnych, co jest obecnie
realizowane w wielu ekonomicznie rozwiniętych krajach. Obserwacje naziemne
w „tradycyjnym” zakresie fal elektromagnetycznych (3000—12000 A) s ą ciągle
jeszcze najtańsze i najbardziej uniwersalne. Ale nie tylko porównanie kosztów
jest tu istotne. Okazuje się bowiem, że obiekty obserwowane na falach radio­
wych, lub w promieniach X, dopiero wówczas stają się rewelacyjnymi odkrycia­
mi, gdy zostaną zidentyfikowane „optycznie” za pomocą dużych teleskopów.
Przykładami mogą być największe osiągnięcia radioastronomii i astronomii sa­
telitarnej.
Jaki będzie profil badań astronomicznych w latach osiemdziesiątych? Zo­
stawiając szeroki margines niepewności, konieczny przy tego typu prognozach,
można najogólniej powiedzieć, że astronomia przejdzie od badań typu jakościo­
wego, jakie przeważały dotychczas, do badań ilościowych. Obserwacje naziem­
ne s ą szczególnie predysponowane do badań obiektów sł-abych, ciągle jeszcze
niedostępnych metodami obserwacji satelitarnych. Hrak jest dokładnych obser­
wacji obiektów na granicy i poza zasięgiem palomarskiego atlasu nieba, obiek­
tów najbardziej odległych, szczególnie interesujących kosmologów. Należy
spodziewać się w przyszłości bardziej kompleksowych badań gwiazd osobliwych
w możliwie najszerszym zakresie fal elektromagnetycznych. Stosunkowo mało
obserwacji przeprowadzono w dalekiej podczerwieni, obserwacji szczególnie
istotnych dla badań obiektów chłodnych.
Rozwój techniki receptorów, i to zarówno klasycznych (eksperymenty Koda­
ka nad superczułymi kliszami) jak i wszelkiego rodzaju fotomnożników, prze­
tworników obrazów, receptorów opartych na półprzewodnictwie, znacznie zwięk­
szy zasięg teleskopów, narzucając im jednocześnie pewne warunki odnoszące
się głównie do światłosify ognisk, wielkości pola czy definicji obrazu.
Mając na uwadze prognozy rozwoju astronomii i wysoki koszt inwestycji,
astronomowie-instrumentaliści są zgodni, że duże teleskopy powinny być w mia­
rę uniwersalne, tzn. posiadać możliwość pracy w trzech systemach optycznych
F3, F 8 —15, F30. Duże teleskopy muszą być umieszczone w najlepszym klima­
cie astronomicznym, gdyż inaczej koszt nocy obserwacyjnej na dużych telesko­
pach wzrośnie do ponad 10 tysięcy dolarów. Powyższe wymagania nie muszą
dotyczyć teleskopów o dwumetrowej średnicy lustra.
Olbrzymia większość projektowanych obecnie teleskopów jest typu Ritcheya-Chretiena, jednak dla teleskopów o średnicy powyżej 3 metrów nie rezygnuje
się, w imię uniwersalności, z ogniska pierwotnego (Newtona) F3, nie istnieją­
cego w klasycznym układzie Ritcheya-Chrćtiena.
A. Staw ikow ski
126
Dlaczego uważa się systemy F3, F9 i F30* za najbardziej optymalne?
Dla dużych zwierciadeł istnieje poważna trudność w uzyskaniu dobrego
ogniska w systemie o światlosile większej niż F3. W ognisku pierwotnym (New­
tona) o tak dużej św iatlosile umieszcza się przyrządy pomocnicze do obserwa­
c ji obiektów słabych, jak spektrografy o bardzo światłosilnych kamerach, foto­
metry, kamery elektroniczne, czy wreszcie zwykłe kamery fotograficzne. System
F3, po ulepszeniu receptorów i przyrządów pomocniczych, będzie nieodzowny
w pracy astronoma. Wadą tego systemu jest stosunkowo małe pole wolne od błę­
dów optycznych, głównie komy, co silnie ogranicza stosowalność bezpośredniej
fotografii czy metody prowadzenia teleskopu tzw. off-set. Lustro paraboliczne
o światłosile F3 pozwala na uzyskanie obrazów o średnicy pół sekundy łuku,
tylko w polu o rozmiarach 48 sekund łuku. Wprawdzie problem uzyskiwania du­
żych pól, rzędu kilku stopni dla światłosilnych systemów został rozwiązany
przez Schmidta, ale tzw. kamery Schmidta nie spełniają warunku uniwersalności.
Poza tym aberracja chromatyczna płyty korekcyjnej nie pozwala na uzyskanie
dobrej definicji obrazu w szerokim przedziale fal elektromagnetycznych, nie
mówiąc ju ż o trudnościach związanych z wyszlifowaniem płyty korekcyjnej du­
żych rozmiarów. Inną wadą teleskopu Schmidta jest długość jego tubusa, dwu­
krotnie większa od ogniskowej. Trudności konstrukcyjne teleskopu Schmidta tak
gwałtownie rosną z jego wymiarami, że nie przekracza się granicy 1,5 metra.
Powiększenie pola w'ognisku pierwotnym dużych teleskopów uzyskuje się
przez wprowadzenie dodatkowego systemu, korygującego wady optyczne zwier­
ciadła głównego poza osią. Taki system składa się z układu soczewek (np.
typu Rosa). Niestety, wszystkie proponowane rozwiązania mają tę wadę, że
usuwając np. komę wprowadzają jednocześnie aberracje chromatyczną i sferycz­
ną, które trzeba następnie minimalizować przez dalsze korekcje.
System Cassegraina F 8 —15 będzie prawdopodobnie w przyszłości najczę­
ściej eksploatowanym systemem optycznym, pod_ warunkiem, że będzie posiadał
stosunkowo duże pole wolne od błędów optycznych. Zaletą tego systemu jest
możliwość stosowania luster jako korektorów, a tym samym uwolnienie się od
aberracji chromatycznej. Ze względu na dużą ogniskową, system F8—15 pozwo­
li na długie ekspozycje fotograficzne bez obawy szybkiego'zaczernienia tła, jak
to ma miejsce w ognisku F3. To z kolei pozwoli na znaczne przekroczenie za­
sięgu palómarskiego atlasu nieba. Szybkie spektrografy i czułe fotometry umie­
szczone w ognisku Cassegraina, nie obarczone tak silnie limitem gabarytowym
jak w systemie Newtona, pozwolą na znacznie efektywniejsze wykorzystanie
teleskopu. Obserwacje off-set, jakie będą tu często stosowane wymagają do­
broci obrazu w stosunkowo dużym polu.
9
♦Liczby 3, , 30 oznaczają skrótowo tzw. apreturę względną, czyli światłosiłę sy­
stemu, tzn. długość ogniskowej wyrażoną w jednostkach średnicy lustra. Teleskop
o pięciometrowej średnicy lustra ma ogniskową 16,5 metra w ognisku F3, 3.
Teleskopy typu Ritcheya-Chrótiena
127
Wreszcie system coudć F30 zawsze jeszcze będzie użyteczny do badań
obiektów jasnych w maksymalnie dużej dyspersji.
Reasumując powyższe stwierdzamy, że warunki stawiane dużym teleskopom
są następujące:
Możliwość obserwacji w ogniskach teleskopu o światłosile F3, F’8, F30.
Ogniska F3 i F8 powinny mieć duże pole z dobrą definicją obrazu.
Odwzorowanie optyczne powinno być nie gorsze od zniekształceń spowodo­
wanych seeingiem, tzn. około pół sekundy łuku w ognisku Newtona i rzędu
sekundy łuku w ognisku Cassegraina.
Teleskop powinien dawać możliwość obserwacji w najszerszym przedziale
widmowym, tzn. od granicy przepuszczalności atmosfery w dalekim UV, aż
do dalekiej podczerwieni. Jest to najtrudniejszy warunek do spełnienia,
gdyż postuluje on konieczność zrezygnowania z soczewek korygujących sy­
stem, lub ich wymienność w zależności od aktualnie badanego zakresu wid­
mowego. Korekcyjny ukłąd soczewek powinien być łatwo usuwalny, gdy
obserwuje się tylko na osi optycznej.
Duży teleskop musi pracować w dobrym klimacie.
Wiele z tych postulatów spełnia układ optyczny zwany Ritchey-Chretien
zaprojektowany niezależnie przez obu optyków w latach 1922—1924. Do opisu
tego układu potrzebne będzie krótkie przypomnienie z optyki geometrycznej.
Optyka geometryczna została stworzona głównlfe dla potrzeb praktycznych,
dla projektowania i rozwiązywania układów optycznych i służy jako narzędzie
pracy dla instrumentalistów do chwili obecnej. Podstawy teoretyczne optyki
geometrycznej zostały sformułowane przez Hamiltona w połowie XIX w. Najpro­
stszym przybliżeniem optyki geometrycznej jest tzw. optyka gaussowska; przy­
bliżenie często zupełnie wystarczające dla instrumentalistów. Optyka gaussow­
ska zajmuje się odwzorowaniem przez układ wiązek przyosiowych, tzn. takich,
dla których przybliżenie sin i ~ tg i = i jest wystarczające. W optyce gaussow­
skiej nieistotne są odchylenia powierzchni wyższych rzędów od sfery, gdyż od­
chylenia te ujawniają się dopiero na pewnych odległościach od osi optycznej.
Wprowadzenie do analizy wiązek skośnych lub dużych apertur prowadzi do
znacznych odchyleń od przybliżenia gaussowskiego, powszechnie znanych pod
nazwą aberracji optycznych. Traktując rozwiązanie jakie daje optyka gaussow­
ska jako przybliżenie pierwszego rzędu, otrzymamy dla symetrycznych układów
optycznych przybliżenia trzeciego, piątego i wyższych rzędów. W praktyce
astronomicznej ograniczamy się przeważnie do przybliżenia trzeciego rzędu,
aczkolwiek przy obliczaniu pewnych skomplikowanych układów korygujących
uwzględniamy również przybliżenia piątego rzędu. Przybliżenia trzeciego rzędu
znane są pod nazwą aberracji Seidela, od nazwiska astronoma niemieckiego,
który w roku 1856 podał algebraiczne formuły na ich wyliczenie. Aberracje
A. Stawikowski
128
Rys. 1. Schemat teleskopu
Seidela to dobrze znane nam aberracje sferyczne, koma, astygmatyzm, krzywi­
zna pola i dystorsja. K. S c h w a r z s c h i l d podał proste reguły na obliczenie
tych aberracji za pomocą tzw. współczynników 6, C, D, F, które dla systemu
dwu zwierciadeł (rys. 1) mają postać:
( 1)
( 2)
(3)
r
C
n
~
D
1
1
=v S % ’
(4)
gdzie f, /„ f2 oznaczają odpowiednio ogniskowe układu, lustra głównego i wtór­
nego; d — odległość między lustrami; blt b7 są miarami asymetryczności zwier­
ciadeł. Ogólnie b = - e2, gdzie e jest ekscentrycznością powierzchni stożko­
wych. Jeżeli 2y jest aperturą lustra głównego, a 2u rozmiarami kątowymi pola
jakie „w idzi” układ, to przybliżenia trzeciego stopnia mają następującą postać:
Bf2 y2 —podłużna aberracja sferyczna,
— B • yl — kątowe rozmiary obrazu,
2
3Fy2 ^
Z
— kątowa długość komy,
T eleskopy typu R itcheya-C hritiena
129
2C f2(yr) — podłużny astygmatyzm,
2 Cy
j — obraz astygmatyczny w rozmiarach kątowych,
2C + 2D — najlep sza powierzchnia, na której tworzy się obraz astygmatycz­
ny.
Więcej szczegółów na ten temat znaleźć można w artykule G a s c o i g n e
(1968).
Je ż e li układ dwu zwierciadeł ma być wolny od aberracji sferycznej, tzn.
B = 0, to z równania (1) wynika, że:
bt=
-
1;
\
=
Jf- +flS?
f~ N
J e s t to klasyczny układ C asseg rain a, w którym lustro główne je st paraboloidą (6, = —1), a lustro wtórne je s t hiperboloidalne (6, < —1).
J e ż e l i układ dwu luster ma być aplamatyczny, tzn. nie posiadać komy
i aberracji sferycznej B = F = 0, to z równań (1) i (2) wynikają warunki na
kształt luster, przy z góry zadanej odległości d;
=_i _2f4TA~
f)
bt =_ 2ffl
d k f - UY
d
ff +-AY
Taki aplamatyczny układ dwu luster nazywa s ię układem Ritcheya-Chretiena. Okazuje s ię , źe kształt lustra głównego w tym układzie tylko nieznacznie
odchyla się od paraboloidy w kierunku do hiperboloidy, natomiast lustro wtórne
je s t silnie hiperboloidalne. Odchylenie powierzchni lustra głównego od parabo­
loidy je s t jednak w ystarczająco duże, aby wprowadzić aberrację sferyczną.
Dlatego klasyczny układ R—Ch rezygnuje za cenę aplamatyczności z ogniska
pierwotnego, a tam gdzie się je wprowadza, trzeba stosow ać specjalny układ
korygujący. Optycy nie s ą zgodni, czy lepiej stosow ać układ soczewek syme­
trycznych czy asymetrycznych płyt korekcyjnych, jak w kamerach Schmidta.
Je dne i drugie wprowadzają dodatkowo błędy optyczne, które trzeba zminimali­
zować. Najw iększą przeszkodą je s t aberracja chromatyczna, nie pozwalająca
obserwować w szerokim zakresie widma.
Koma je s t tym błędem, który silnie ogranicza użyteczność pola dużych te­
leskopów paraboloidalnych. Rozmiary pól z obrazami porównywalnymi z najlep-
.4 . S ta u iik o w s k i
130
szym seeingiem wynoszą dla ognisk F3 i F9 odpowiednio 48 i 432 sekund łuku.
I kład Ritcheya-Chfetiena daje, jak ju ż pow iedziano, nieskończenie w ielkie po­
le aplamatyczne. N iestety, zn ie k szta łc e n ia spowodowane astygmatyzmem, na­
wet dla k lis z odpowiednio wygiętych, skutecznie ograniczają użyteczność pola
w ognisku R —Ch. Astygmatyzin w układzie Ritcheya-Chrćtiena je s t w iększy niż
w klasycznym Cassegrainie. Na szc zę ście wada ta jest łatwo usuwalna. Układ
korekcyjny, podobnie jak w ognisku Newtona, może zawierać zestaw odpowied­
nio dobranych soczewek lub asymetrycznych płyt korekcyjnych. Trzeba za zn a ­
czyć, że takie układy stosuje się tylko dla dużych pól. Układ R —Ch z dodatko­
wym systemem korygującym nazywa się
zmodyfikowanym układem Ritcheya-
-Chrćtiena. P ozw ala on na uzyskiw anie pól nawet do dwóch stopni. Zmodyfiko­
wane układy Ritcheya-Chrćtiena są obecnie często stosowane.
System korekcyjny w tych układach um ieszcza się bardzo blisko ogniska.
Musi istn ie ć, oczyw iście, m ożliw ość usuw ania takiego systemu korekcyjnego,
gdy chcemy pracować na osi optycznej i nie stosow ać prowadzenia off-set lub
pracować w systemie coude. Ognisko coudć nie przedstawia obecnie w iększych
problemów z punktu widzenia optyki. W za le żn o śc i od montażu stosujemy jedno
lub więcej p łaskich luster o db ijających. Otrzymuje się bez trudu w ystarczająco
dobrą definicję obrazu w polu o średnicy 4 minut łuku.
Teleskop, zamówiony u Z e is s a będzie zmodyfikowanym układem
Ritcheya-
-Chretiena, bez m ożliw ości pracy w ognisku głównym i posiadającym , oczywi­
ście, ognisko coude F30.
N iestety, brak je st w tej chw ili istotnych szczegółów , które pozw oliłyby
na obliczenie w ielkości użytecznego pola bez układu korygującego. Nie znamy
również parametrów samego korektora um ieszczonego w ognisku R —Ch. Będzie
to najprawdopodobniej asymetryczna płyta korekcyjna, ale nie wiadomo, na ile
ona będzie achromatyczna. B ard ziej szczegółow e dane uzyskamy od Z e issa
z początkiem 1969 r. Prawdopodobnie celowe będzie wówczas omówienie na
łam ach „P o s tę p ó w ” ju ż tego konkretnego przykładu zmodyfikowanego układu
Ritcheya-Chrćtiena, z jego konkretnymi wadami i zaletam i. N ależałoby przedy­
skutować również sprawę montażu i prowadzenia tego teleskopu oraz przyrzą­
dów pomocniczych, jakie Z eiss proponuje.
N in ie jszy artykuł z o s ta ł napisany w oparciu o opublikowane prace B o w en a [l], G a s c o i g n ^ ’ a [2] i W y n n e ’ a [3].
LITERATURA
[1] I.S . B o w e n , Q uarterly Jou rn al of R .A .S ., Vol. 8, No. I , str. 9 1967.
[2] S .C .B . G a s c o i g n e , Quarterly Journal of R .A .S ., Vol. 9, No. 2, str. 98, 1968.
[3] C .G . W y n n e , Ap. J ., Vol. 152, No. 3, str. 675, 1968.
II
KAZIMIERZ
STĘPIEŃ
W ostatnim czasie św iat astronomiczny wykazuje w zrastające zainteresowa­
nie teleskopami typu Ritcheya-Chretiena. Wiele nowych lub będących jeszcze
w budowie teleskopów ma optykę tego w łaśnie typu. R ów nież P olska zamówiła
niedawno w Zakładach Z e is sa w Jenie teleskop Ritcheya-Chretiena o średnicy
2 m. W zw iązku z tym wydaje się pożyteczne zaznajom ienie polskiej społeczno­
ś c i astronom icznej z podstawowymi charakterystykami takiego teleskopu i po­
równanie ich z w łasnościam i zwykłego teleskopu parabolicznego. Porównanie
to będzie przeprowadzone w oparciu o pracę W y n n e ’ a (Ap. J . 152, str. 675,
1968). Autor wspomnianej pracy jest konsultantem optycznym dwu dużych obser­
watoriów
budujących
Ritcheya-Chrćtiena:
u
siebie
K itt
P eak
teleskopy
N ational
Observatory i McDonald Observatory. Porów ­
nuje on w sposób ilościow y charakterystyki
konkretnych teleskopów budowanych w tych
obserwatoriach z teleskopami parabolicznynymi tej samej średnicy. L ic z b y przytoczo­
ne w dalszej c z ę ś c i niniejszego artykułu są
wzięte ze wspomnianej pracy i będą dotyczy­
ły tych konkretnych porównań; tym niemniej
s ą one reprezentatywne dla omawianych klas
teleskopów i w sposób ogólniejszy odzwier­
c ie d la ją różnicę między nimi.
R óżnice
w
funkcjonalności
teleskopów
parabolicznych Ritcheya-Chrótiena polegają
głównie na różnicach
w w ielkościach wad
optycznych. Dlatego warto chyba na p ocząt­
ku przypomnieć pewne podstawowe wiadomo­
ś c i z optyki, dotyczące tych wad.
Powierzchnie zw ierciadeł, jakie będzie­
my om aw iali, m ają k szta łt figur obrotowych
pow stałych przez obrót krzywych stożkowych
[131]
Rys L układ współrzędnych, wjakim dyskutowane są wszystkie for­
muły w artykule
dookoła o s i x na rys. 1. W układzie współrzędnych, jak zazn a cz o n o na rys. 1,
równanie stoż k ow ej ma n a s tę p u ją c ą formę:
(1 _ E’ ) x3 — 2rQ* + y J = 0,
(1)
gdzie e j e s t mimośrodem a rQ promieniem krzywizny w punkcie x = y = 0. Rów­
nanie to możemy rozw iązać względem * i w ybierając jeden z pierwiastków tak,
by * = 0 dla y - 0 mamy:
r
1
-
i _(1
v2" l)
_ ^ ) X .
ro.
J
(2)
Rozwińmy teraz zaw arto ść n aw iasu kwadratowego wg wzoru na dwumian
Newtona z a k ła d a ją c , że y / r 0 «
1 ( j e s t to warunek d o statecz n y na to, by drugi
człon był mały względem je d n o śc i):
(1
-
6 2)
(3)
^
r;
i po podstaw ieniu do równania na x dostajem y końcowe równanie stoż k ow ej:
y
2 r„
1 - E
8 ri
y 4+
( 1 - e 2) j
16 ri
(4)
T ak zwana teoria optyczna I rzędu zajm uje s i ę szukaniem z a le ż n o ś c i mię­
dzy promieniami krzywizny powierzchni o d b ijając y c h , o d le g ło ściam i między po­
sz c z e g ó ln y m i elementami układu, o d le g ło śc ia m i układu od przedmiotu i obrazu
oraz ogniskowymi układu. Z a k ła d a ona z a w s z e , że promienie w y b ieg ając e
z jednego punktu s k u p i a ją s i ę również w jednym punkcie. Dyskutuje więc ona
tylko promienie przyosiowe oraz przyjm uje, że w sz y stk ie kąty p ad an ia, od b ic ia,
załam an ia s ą małe. Innymi słow y teoria I rzędu zatrzymuje z p o n iższy ch rozwi­
nięć funkcji trygonometrycznych tylko p ierw sz e wyrazy:
133
Teleskopy typu Ritcheya-Chrćtiena
Zakłada się przy tym, że kształ-t powierzchni zw ierciadła dobrze jest opi­
sywany przez pierwszy wyraz rozw inięcia (4).
Teoria dyskutująca wady optyczne, które omówimy poniżej uwzględnia
rów­
n ie ż drugie i trzecie wyrazy w rozw inięciach (4) i (5). Nazywa s ię ona teorią
III rzędu. Można pójść jeszcze dalej i w łączyć następne wyrazy rozwinięć; ich
efekt daje tzw. aberracje wyższego rzędu. O czyw iście, wyznaczenie tych aber­
racji jest odpowiednio bardziej kłopotliwe i dlatego robi się to tylko w przypad­
kach, gdy potrzebna jest najw yższa jakość układu optycznego. W typowych za ­
stosow aniach optycznych znaczenie fizyczne mają tylko aberracje III rzędu (na­
zywane także czasam i aberracjami von Seidela od nazw iska Ludw iga
von
S e i d e 1 a, który pierwszy zajm ow ał s ię teorią III rzędu).
Omówimy teraz kolejno te aberracje. Przy dyskusji biegu promieni
będziemy
w każdym przypadku z a k ła d a li, że układ optyczny ma tylko omawianą aktualnie
wadę optyczną, natomiast inne nie w ystępują. O czyw iście, w każdym realnym
układzie występuje na ogół k ilk ą tych wad równocześnie. Ponieważ d la u k ła ­
dów łam iących (soczewek) promienie padające i wychodzące z układu zn a jd u ją
się po przeciwnych stronach układu i nie mylą się na rysunku ze sobą, łatw iej
je st dla nich w idzieć bieg promieni. Dlatego dyskusja wad optycznych zostanie
przeprowadzona dla soczew ek, ale podane wzory mają całkiem ogólny charakter
i sto su ją się zarówno do soczewek, jak i do zwierciadeł-.
Rys. 2. Aberracja sferyczna dla soczewki
P ierw szą z wad optycznych III rzędu je st aberracja sferyczna. Je st
ona
aberracją osiow ą — jedyną spośród w szystkich wad III rzędu, tzn. występuje dla
w iązk i promieni biegnącej równolegle do osi optycznej. Polega ona na tym, że
(rys. 2) promienie odległe od osi optycznej s k u p ia ją się po przejściu przez
układ optyczny w punkcie bliższy m układu n iż promienie bliskie osi. Innymi
słow y każdy koncentryczny pierścień wycięty z powierzchni soczew ki ma swoje
własne ognisko. Wskutek tej wady obrazem w płaszczyźnie ogniskowej gwiazdy,
134
K. Stępień
nawet będącej na osi optycznej, jest krążek. Istnieje miejsce, gdzie ten krążek
jest najmniejszy i jego promień wynosi pi = —
As, gdzie
jest współczyn-
o
nikiem zależnym od soczewki (jej kształtu i współczynnika załamania) a A =
= 'D /F jest św iatłosiłą soczewki (tu D jest średnicą a F ogniskową soczewki).
Następną aberracją — już pozaosiową — jest koma. Schemat jej powstawania
pokazany jest na rys. 3, przy czym na rys. 3a pokazany jest bieg promieni, a na
rys. 3b obraz w płaszczyźnie ogniskowej punktu leżącego w nieskończoności
promienie
zewnętrzne
promienie
przyotione
Rys. 3. a — zasada powstawania leomy, b — obraz punktu w płaszczyźnie ogniskowej,
gdy układ optyczny ma tylko komę
(np. gwiazdy). Koma po-lega na tym, że promienie załamane przez kolejne pier­
ścienie soczewki dają w płaszczyźnie ogniskowej krążki różnej średnicy, przy
czym środki tych krążków leżą na odcinku lin ii prostej tak jak pokazano na
rys. 3b. Promień największego krążka-jest pa = — K2 A2 w, gdzie K2 jest współ­
czynnikiem a w kątem nachylenia wiązki do osi optycznej. Długość całej komy
wynosi 3pa. Stąd wynika, że kąt przy wierzchołku komy wynosi 60°. Kolejnymi
dwiema wadami są astygmatyzm i krzywizna pola. Rozpatruje się je zwykle ra­
zem, gdyż ich zależność od parametrów układu i kierunku wiązki jest taka sa­
ma. Zasadę astygmatyzmu ilustruje rys. 4. Pftm ienie biegnące w płaszczyznach
równoległych do płaszczyzny wyznaczonej przez oś optyczną 0 i oś wiązki
światła I skupiają się szybciej niż promienie w płaszczyznach prostopadłych.
D zięki temu przekrój w iązki początkowo kołowy przybiera coraz bardziej wydłu-
135
Te lesko p y typu Ritcheya-C hretiena
żony k sz ta łt eliptyczny aż oś mala redukuje s ię do zera w odległości, gdzie
zbierają s ię promienie w p łaszczy znach równoległych do płaszczy zny 01. Dalej,
w skutek rozbiegania się tych promieni, przekrój j e s t znów eliptyczny, ale dąży
do kołowego. W punkcie B występuje krążek najm niejszego rozproszenia i ma
on promień p3 = K s A u 2. P ó źn iej przekrój przybiera znów k s z ta łt eliptyczny
z tym, że oś wielka j e s t prostopadła do osi wielkiej poprzedniej elipsy. W miej­
scu, gdzie promienie z płaszczy zn prostopadłych do 01 sk up iają się , elipsa re­
dukuje s ię do odcinka prostej. Dalej przekrój w iązki j e s t znów eliptyczny.
Krzywizna pola polega na tym, że ogniska określone np. przez punkty B dla
wiązek o różnych nachyleniach nie le ż ą na p ła sz c zy ź n ie, ale na powierzchni
k u liste j o środku w środku soczewki. Krzywizna pola z ale ż y od A i co w taki
sam sposób, jak astygmatyzm. O sta tn ią wadą optyczną j e s t dy storsja pola. Po­
woduje ona to, że wprawdzie obrazami punktów s ą punkty, ale ich wzajemna
konfiguracja ulega zniekształcen iu . D ystorsję można scharakteryzować parame­
trem A l opisującym odległość punktu w pła sz c z yź nie ogniskowej od pozycji,
j a k ą zajmowałby gdyby nie było dystorsji: A l = K s coJ. Z wzorów charakteryzu­
jący ch w ielkość wad optycznych widać, że z a le ż ą one od iloczynu An co" przy
czym n i m s ą całkowite oraz n + m = 3.
^ ''0
Rys. 4. Z a s a d a po w staw ania astygmatyzmu
P o przypomnieniu najw ażniejszych wiadomości z teorii III rzędu możemy
przystąpić do omówienia teleskopu Ritcheya-Chretiena. Rysunek 5 definiuje
parametry, jakie będą używane przy dyskusji i porównaniu zwierciadeł. Wprowa­
dzimy tylko je s z c z e R = \ . u j u ^ . P rz y użyciu powyższych parametrów i w ukła­
dzie współrzędnych takim jak na rys. 1 równanie powierzchni zwierciadła wy­
gląda następujaco;
136
K . Stępień
Rys. 5. Definicja parametrów użytych przy dyskusji teleskopu Ritchey a-Chrćtiena
paraboloida
Zwierciadło główne
1 + R h jh l
R.-Ch.:
2 r0
4 rQ
5 R3
f_ _ 1 /
4R
2r„
8 r 3 (R — 1)J ’
paraboloida:
Zwierciadło wtórne
_
R.-Ch.:
“ 2 r0
izl
4R
8 r3 (R - lY
y2
paraboloida:
2 (R + 1)
(R - 1)3(1 -
1 yĄ 4 QR
2To ~ 8 r j (QR — l ) 2 ’
Zwierciadło coude
R.-Ch.:
gdzie
F ((), K,
x=
= u2/uj,
2 ro
- l^ F
8 rQ
u3 jest kątem
(Q, R, hlt h,),
przy ognisku
coudć analogicznym do u2,
Aj) jest wyrażeniem arytmetycznym wiążącym parametry występu-
T e le sk o p y typu R itc h e y a -C h ritie n a
137
jące w nawiasie. Aberracja sferyczna zwierciadła sferycznego polega na tym,
że promienie równoległe do osi optycznej i odbite od zewnętrznego pierścienia
powierzchni sferycznej skupią się w punkcie bliższym zwierciadłu niż promie­
nie przyosiowe. Można jednak zdjąć pewną warstwę szkła z kolejnych pierście­
ni tak, by zmienić nieco kąt padania wiązki, co spowoduje przesunięcie punk•tu, gdzie wiązka skupia się po odbiciu. W szczególn ości można tak dobrać ilość
zdjętego szk ła, by wiązki odbite od wszystkich kolejnych pierścieni skupiały
się w ognisku wiązki przyosiowej. Okazuje s ię , że wówczas zwierciadło ma
kształt paraboloidalny (rys. 6). A więc paraboloida nie ma aberracji sferycznej.
R ys. 6. Aberracja sferyczn a zw ierciadła sferyczn ego, parabolo id aln ego i hiperboloidalnego
Tym tłumaczy się fakt, iż znakomita w iększość teleskopów astrofizycznych ma
lustra paraboloidalne. Astrofizycy na ogół zajmują s i ę jedną gwiazdą, będącą
na osi optycznej. Wówczas oczywiście znikają również wszystkie aberracje
pozaosiowe. Je ż e li jednak zdejmiemy je s z c z e więcej sz k lą , to, jak widać
z rys. 6, ponownie pojawi s ię aberracja sferyczna z tym, że teraz będzie ona
miała przeciwny znak niż dla lustra sferycznego, tzn. ognisko dla promieni ze­
wnętrznych będzie leżało dalej niż ognisko dla promieni przyosiowych. Te ko­
lejne zmiany powierzchni odpowiadają, w granicach teorii III rzędu i przy z a ­
łożeniu, że wszystkie dyskutowane powierzchnie pow stają przez obrót stożko­
wej, temu, że najpierw drugi wyraz w rozwinięciu (4) wynosi y4/ 8 r ’ (czyli
e = 0 — sfera), później maleje do zera ( e = 1 - parabola),a następnie staje się
ujemny (e > 1 — hiperbola). Powierzchnia zwierciadła Ritcheya-Chrćtiena ma
właśnie kształt hiperboloidalny. To powoduje, że ma aberrację sferyczną, przy
138
K. Stępień
czym bliższe rachunki pokazują, że w przypadku h, = 0 jest ona dwukrotnie
większa niż dla zwierciadła sferycznego o tej samej średnicy. To oczywiście
uniemożliwia w praktyce korzystanie z ogniska głównego w teleskopie tego ty­
pu bez specjalnych korektorów. Niedawno oddany do eksploatacji 84-calowy te­
leskop w Kitt Peak Observatory nie jest przewidziany w ogóle do użytku w ogni­
sku głównym. Warto jednak zaznaczyć, że dzięki obecności aberracji łatwiej
jest zbudować nieskomplikowany korektor, dający większe pole dobrego odwzo­
rowania niż w przypadku- teleskopu parabolicznego. No, ale tego ostatniego
można używać na osi zupełnie bez korektora i związanych z tym strat światła.
Patrząc na wzory określające kształt zwierciadeł głównych widzimy, że
kształt zwierciadła paraboloidalnego nie zależy, od parametrów zwierciadła
wtórnego, ani od wzajemnej ich odległości. Taka zależność istnieje natomiast
w przypadku teleskopu Ritcheya-Chretiena. Oznacza to, że ognisko wtórne
w tym teleskopie ma fabrycznie ustaloną pozycję i nie można go przesuwać,
poruszając zwierciadło wtórne (co się praktykuje w przypadku teleskopu para­
boloidalnego). Każdy przyrząd, który będzie się używać z tym teleskopem musi
mieć możliwość przesuwu wzdłuż osi optycznej w celu umieszczenia ogniska
we właściwym miejscu przyrządu. Zwierciadła wtórne m ają w obydwu telesko­
pach kształt hiperboloidalny, przy czym lustro Ritcheya-Chretiena ma większy
mimośród. Również zwierciadła coudć s ą w obydwu wypadkach hiperboloidalne.
A teraz porównamy nieco dokładniej aberracje w poszczególnych ogniskach
dla obydwu omawianych typów teleskopów.
Ognisko głdune.
Jak już wspominaliśmy, aberracja sferyczna teleskopu
Ritcheya-Chrćtiena jest dość znaczna w przeciwieństwie do zerowej aberracji
teleskopu paraboloidalnego. Pozostałe aberracje w obydwu przypadkach są ta­
kie same.
Ognisko wtórne. W ognisku tym aberracja sferyczna dla obydwu teleskopów
jest równa zeru. Pole dobrego odtwarzania w przypadku teleskopu paraboloidal­
nego ograniczone jest przez komę. Natomiast powierzchnie zwierciadeł główne­
go i wtórnego teleskopu Ritcheya-Chretiena są tak dobrane, że koma w ognisku
wtórnym
znika. Jest to najważniejsza przewaga teleskopu Ritcheya-Chrćtiena
nad konwencjonalnym paraboloidalnym. D zięki temu pole dobrego odtwarzania
ograniczone jest przez astygmatyzm a to oznacza, że jest ono znacznie większe
niż w przypadku paraboloidy. I tak dla 150-calowego teleskopu projektowanego
dla Kitt Peak średnica pola, w którym aberracje nie przewyższają 0'.'5 jest 17’
przy użyciu płaskiej kliszy bez korektora i 32' z najprostszym korektorem. Od­
powiednie liczby dla 105-calowego teleskopu McDonald Observatory s ą 22'
i 54'. Bardziej skomplikowane korektory mogą powiększyć to pole. Autor ni­
niejszego artykułu nie dysponuje żadnymi danymi liczbowymi dotyczącymi roz­
miarów pól dobrego odwzorowania dla ognisk wtórnych teleskopów parabolicz-
T e le s k o p y typu Ritcheya-Chrótiena
139
nych, ale podane powyżej liczby można porównać z rozmiarami pola w ognisku
głównym 200-calowego teleskopu. Odpowiednie liczby w ynoszą tu 215 i 15'
(z najlepszym korektorem). Te ostatnie liczby dotyczą pola, w którym aberracje
s ą mniejsze od 1". Astygmatyzm telesko pu Ritcheya-Chrćtiena j e s t w ognisku
wtórnym nieco w iększy niż teleskopu parabolicznego (w przypadku 150-calowego o 18%).
Ognisko coudd. W tym ognisku zarówno astygmatyzm jak i koma teleskopu
Ritcheya-Chretiena s ą znacznie w iększe niż dla paraboloidy. W układzie, w ja ­
kim będzie pracował 150-calowy teleskop (//30) astygmatyzm j e s t większy
o czynnik 3,5. Koma, która dla teleskopu paraboloidalnego j e s t nieznacząca
wskutek bardzo małej św ia tło siły , w telesko pie Ritcheya-Chretiena może być
nawet p a rę d z ie siąt razy w iększa, tak że dla wyżej wspomnianego teleskopu
osiąga w ielkość l" już l',5 od osi. Wydaje się jednak, że te aberracje mają ma­
łe zn ac z en ie , gdyż w ognisku coude pracuje s ię bardzo rzadko w większej odle­
głości od osi.
J e ż e li chodzi o dystorsję pola w którymkolwiek ognisku to nie ma, niestety,
danych numerycznych dotyczących tej aberracji; Wy n n e nie dyskutuje jej w ca­
le. Wspomina o niej tylko w jednym miejscu, omawiając jeden z korektorów do
ogniska głównego 105-calowego telesk op u McDonald. Korektor ten daje pole do­
brego odwzorowania o średnicy 28' i dystorsja na brzegu w tym wypadku wyno­
s i 0,14%.
Sumując wady i zalety teleskopu Ritcheya-Chretiena można stw ierdzić, że
brak komy w ognisku wtórnym okupuje się a b erracją sferyczną w ognisku głów­
nym, nieco większym astygmatyzmem w ognisku wtórnym oraz wyraźnym wzro­
stem komy i astygmatyzmu w ognisku coudó. Ponieważ w ognisku wtórnym te le ­
skop Ritcheya-Chretiena ma św iatło siłę 1:8 lub 1:9, jego z a s ię g fotograficzny
w porównaniu z teleskopami parabolicznymi pracującymi w ognisku głównym je s t
większy. T e lesk op Ritcheya-Chretiena ma również w ięk sze powiększenie. I to
s ą jego główne zalety. Dla fotometrii fotoelektrycznej oraz spektroskopii s z c z e ­
linowej nie ma w z a s a d z ie zn aczenia jakiego typu teleskopu używamy.
.
, , ,
*' ■
V
■
r-\ :
■
■
’
.
‘
'
KATALOGI P O Z Y C Y J N E I ICH DOKŁADNOŚCI
WALDEMAR
JAKŚ
ri0 3 MUH0 HHHE KATAJlOrM M MX TOIHOCTb
B: HKCb
Coflep *aHwe
B CTaTbe onwcaHbi MeTOflbi cocTaBjieHHfl no3HUwoHHbix KaTanoroB 3Be3fl,
npvmeM oópameHo
cneunajibHoe
BHMMaHMe Ha 4)yiiaaMeHTajibHbie KaTanorn.
PaccMOTpeHbi TaK*e xapaKTepHbie owh6kh KaTanoroB, c KpaTKofó oroBopKoft
KaTanoroB, Mamę Bcero ynoTpe6jiHeMbix b ripoui;ioM m b HacTosmee BpeMs.
CATALOGUES OF POSITIONS AND THEIR ACCURACY
Summa r y
The article describes the methods of forming the position catalogues of
stars, with special emphasis put on the fundamental catalogues. The characte­
ristic errors of the catalogues are discussed and a short description of the most
frequently (previously and presently) used catalogues is given.
W astronomii katalogami nazywamy spisy pewnej liczby gwiazd, w których
oddzielnie dla każdej gwiazdy umieszczono charakterystyczne jej dane. Zwykle
w katalogach pozycyjnych umieszczane są dane charakteryzujące poszczególną
gwiazdę — współrzędne, prędkości radialne, ruchy własne, wielkości gwiazdo­
we, paralaksy oraz klasy widmowe. Katalogi tego typu są najbardziej interesu­
jące z punktu widzenia astronomii.
Do identyfikacji gwiazdy najbardziej dogodną charakterystyką są jej współ­
rzędne, które obecnie są podawane w postaci średnich współrzędnych równiko­
wych, tj. rektascensji a oraz deklinacji 6 odniesionych do początku roku. Po­
czątek takiego roku jednego i tego samego dla wszystkich gwiazd ujętych w ka­
talogu nazywamy epoką systemu współrzędnych albo równonocą katalogu. Rów[ 141]
142
W. J a k ś
nonoc nie jest charakterystyką jednoznaczną, ponieważ uwzględniając wpływ
precesji można zawsze przejść od jednej epoki do drugiej. Dużo ważniejsza
jest średnia epoka obserwacji, czyli średni moment obserwacji służących za
podstawę katalogu, podawany zwykle oddzielnie dla każdej gwiazdy. Ruch
własny gwiazdy jest rozdzielony na dwie składowe, mianowicie: w rektascensji
Ha oraz w deklinacji H5. W katalogach oprócz głównych charakterystyk podawa­
ne są także zmiany współrzędnych gwiazd w wyniku precesji, tzw. precesja
roczna oraz zmiana wiekowa (variatio secularis), kiedy indziej podawana jest
suma rocznej precesji i rocznego ruchu własnego zwana zmianą roczną (variatio
annua). W katalogach gwiazdy są uszeregowane według wzrastających rekta­
scensji.
Ze względu na dokładność, z jaką są podane współrzędne gwiazd,
katalogi
pozycyjne możemy podzielić na dwie klasy:
a) opisy gwiazdowe, przeglądy (Durchmusterungen),
b) katalogi dokładne.
Zadaniem pierwszej grupy katalogów jest podanie najbardziej pełnego spisu
wszystkich gwiazd pewnej okolicy nieba do danej wielkości gwiazdowej. Współ­
rzędne gwiazd w tych katalogach są podane z dokładnością wystarczającą dla
identyfikacji gwiazdy przy porównaniu z niebem lub kliszą. Zadaniem katalogów
drugiej klasy jest, jak widać z nazwy, podanie współrzędnych gwiazd z m ożli­
wie największą dokładnością. W zależności od metody zestawienia, katalogi
pozycyjne można rozdzielić na trzy podstawowe typy:
1) Katalogi
absolutne,
w których położenia
gwiazd są otrzymywane
z obserwacji metodami absolutnymi. Zawierają one stosunkowo niewielką ilość
gwiazd i służą dla zestawienia katalogów dwóch następnych typów.
2) Katalogi f u n d a m e n t a l n e
— położenia gwiazd są dane w postaci pod­
sumowania rezultatów otrzymanych (po odpowiednim opracowaniu współrzęd­
nych) dla gwiazd wziętych z kilkunastu katalogów absolutnych. Takimi katalo­
gami są „Fourth Fundamental Catalogue” oraz „Catalogue of 5228 Standart
Stars, Based on the Normal System N30” .
3) Katalogi r ó ż n i c o w e — położenia gwiazd są także otrzymane bezpo­
średnio z obserwacji, ale w odróżnieniu od pierwszych metodami względnymi,
albo różnicowymi. Liczba gwiazd dochodzi w nich do kilku tysięcy; częsjo są
to gwiazdy pewnej określonej części nieba, np. pasa kuli o szerokości 5° lub
10° w deklinacji; takie katalogi nazywamy strefowymi. Podstawą dla ich ze­
stawienia są wespół z katalogami absolutnymi także katalogi fundamentalne.
Katalogami różnicowymi są „Astronomische Gesellschaft Katalog 2 (AGK 2)
oraz katalogi fotograficzne Yale.
Pierwsze wyznaczenia współrzędnych, o których mamy dane zostały wyko­
nane przez E u d o x a w latach 368—352 p.n.e. Katalog zawierał 25 najjaśniej-
143
K atalogi p o zy c y jn e i ich d o k ia d n o ic i
s z y c h g w iazd. N a s tę p n ie z e s ta w ie n ie m katalo g ó w zajm ow ali s ię
les, Tym ocharys, Hipparch
Hipparcha
i inni. P t o l e m e u s z
Arystote­
opracow ał o b se rw a c je
i z e s t a w i ł k a t a lo g 1025 gw iazd na równonoc 138 r. K a ta lo g ten
z o s t a ł z a m ie s z c z o n y w A lm a g e śc ie . Z nany j e s t również k a t a lo g Al-Sufi, ta b lic e
A lfo n sa . P i e r w s z y dla epoki 964 r., drugi d la 1252,4 r.; s ą to p r z e lic z e n i a k a t a ­
logów P t o l e m e u s z a
na nowe e po ki. Z katalog ów o ry gin alnych zna ne s ą k a ­
ta logi: 1) U ł u g - B e k a , z a w ie r a j ą c y 1018 gw iazd d la e po ki 1437,5; 2) R o t mana
(1004 g w iaz dy dla epo k i 1594), 3) T y c h o
de
Brahe
(1005 gw iazd
epoka 1602), 4) H e w e l i u s z a (1553 g w iaz dy dla epoki 1661 i 1701). Omówio­
ne k a ta lo g i z o s t a ł y w ykonane bez u ż y c ia lun e ty i d la te g o n a jd o k ła d n i e js z e po­
z y c je gw iazd mogły być w y zn a cz o n e z d o k ła d n o ś c i ą + l7 . P o z a s to s o w a n iu l u ­
n ety z n a c z n ie popraw iono d o k ła d n o ś ć p o z y c ji i il o ś ć k atalo g ó w bard z o s z y b k o
w z r a s t a ła . P i e r w s z y k a ta lo g , który do o b e c n e j pory nie s t r a c i ł z n a c z e n i a , j e s t
to k a ta lo g F l a m s t e e d a
z końca XVII w. z a w ie r a ją c y ok. 3000 gwiazd.
D zię ki z a s to s o w a n iu lu n e t d o k ła d n o ść b ard zo w zro sła i d la k a t a lo g u B r a d l e y a b łę d y p o z y c ji w r e k t a s c e n s j i wynoszqf + 0?16, a w d e k l in a c ji + 3". Kwadranty ś c i e n n e z o s ta ł y z a s tą p io n e przez R o e m e r a
w 1689 r. p rz e z n a rz ę d z ie
p r z e jś c i o w e i koło połudn iow e. P o z w o liło to na d a l s z e z w ię k s z e n ie d o kła dn o­
ś c i o b s e rw a c ji. D o kład n o ść r e j e s t r a c j i c z a s u uległa z w ię k s z e n iu p rz e z z a s t o ­
so w an ie s k o n stru o w a n e g o p rz e z H u y g h e n s a
w 1655 r. z e g a r a w ahadłow ego.
N a to m ia s t m etoda ,,o k a i u c h a ” z o s t a ł a z a s t ą p i o n a prze z mikrometr kontaktow y
w ykonany przez R e p s o l d a w 1889 r.
D a l s z e z w ię k s z e n ie d o k ła d n o ś c i z o s ta ł o dokonane p r z e z d a l s z e u n o w o c z e ś ­
nie n ie k o n stru k c ji n a rz ę d z ia oraz a p a ra tu ry pom o c n icz ej.
P rz e jd z ie m y te ra z do tw o rze n ia s y s t e m u fu n dam entalneg o drogą u w zg lę d n ia­
nia o b se rw a c ji z a w arty ch w różn y c h k a ta lo g a c h . Z ak ład am y , że p o sia d am y k a t a ­
lo g i K t i K2; ic h epoki o b se rw a c ji i rów nonocy o zn a cz y m y odpow iednio p rz e z
i 2 oraz Tlt T2.
N ie c h k a t a lo g i z a w ie r a j ą w sp ó łrz ę d n e
ty c h sa m y c h g w ia z d w y zn a cz o n e
z je d n a k o w ą z g o d n o ś c ią w ew n ętrz n ą, a l e w ykonane z a pomocą r ó żn y c h n a rz ę d z i
i ob se rw ato ró w . W ówczas b ez p o śre d n ie porów nanie p o ło ż e ń gw iazd w ty c h k a t a ­
lo g a c h da nam r ó ż n ic e , które możemy o b ja ś n ić tym, ż e o b s e rw a c je s ą o d n ie sio ­
ne do r ó żn y c h rów nonocy i ró żn y c h sy stem ó w w s p ó łrz ę d n y c h . C z y można mieć
n a d z ie ję , że ró ż n ic e z n ik n ą j e ż e l i k a ta lo g i sprow adzim y do je d n e j epoki równo­
n ocy T ? Nie — i to z ró żn y c h powodów. M ianow icie o b se rw a c je w k a t a lo g a c h
mogły być opracow ane i zredukow ane od epok o b se rw a c ji l x i t2 do równonocy T
z różnymi w a rto śc ia m i s t a ły c h re d u k c ji ( s ta ł a r e f ra k c ji, a b e r r a c ji , n u ta c ji i p re­
c e s j i ) , oraz z powodu te g o , że g w iaz dy nie s ą o bie k tam i nieruchomymi na s f e r z e
n i e b ie s k ie j a p o s ia d a j ą ruchy w ła s n e . Gdyby o b se rw a c je były w ykonane w j e d ­
n e j epoc e t, to ró ż n ic e w sp ó łrz ę d n y c h pow inny l e ż e ć w p r z e d z ia ła c h prawdopo-
144
W. Jaki
dobnego błędu obserwacji, a
średnia różnica wraz ze zwiększeniem liczby
gwiazd powinna dążyć do zera. Jednakże przypadek taki nie zachodzi nigdy,
średnie różnice są zawsze różne od zera i oprócz tego nie są wartościami sta­
łymi, a zm ieniają się w sposób ciągły (bardziej lub mniej prawidłowo) przy
przejściu z jednej części nieba do drugiej, czyli mają pewien systematyczny
chód. Średnie różnice rektascensji i deklinacji gwiazd między katalogami na­
zywamy różnicami systematycznymi katalogów. Systematyczne różnice nazy­
wane są często systematycznymi błędami katalogów. Ściśle mówiąc, nie jest
to jedno i to samo. Różnice systematyczne są to różnice błędów systematycz­
nych katalogów. N e w c o m b podaje następujące kryterium realności różnic sy­
stematycznych — jeśli e błąd prawdopodobny otrzymanej różnicy jest większy od
średniej różnicy, to nie mamy żadnych podstaw, żeby uważać tę ostatnią za
realną. Błąd e wyznaczamy albo z odchyleń poszczególnych różnic od średniej,
albo z wzoru:
I =±V3T1T,
je śli znane są prawdopodobne błędy obserwacji £1, e2 dla obu katalogów. N e w ­
c o m b twierdzi, że możemy tylko pogorszyć końcowe rezultaty, uwzględniając
różnice mniejsze od prawdopodobnego błędu ich wyznaczenia i uważa je w ta­
kim przypadku za nawarstwienie błędów przypadkowych. Z kryterium tym nie
zgadza się B a k u l i n twierdząc, że może ono dotyczyć tylko pewnej wybranej
części nieba. Przykładem może tu być rozkład błędów z falą o okresie 24*1.
Istnieją także i inne kryteria, np. H e l m e r t a
i A b b e g o , które pozwalają na
uniknięcie tych niedogodności. Różnice systematyczne między katalogami są
spowodowane błędami systematycznymi obserwacji, przyczyny których są bar­
dzo różne i często nieznane. Zwykle zakładamy, że dla pewnej niedużej części
nieba współrzędne gwiazd są obarczone jednymi i tymi samymi błędami syste­
matycznymi obserwacji i uważamy, że średnia różnica systematyczna dla tej
części nieba jest stała. Różnice systematyczne zmieniają się w sposób ciągły
od jednej części nieba do drugiej i są funkcjami a i 6. Ogólnie przyjmujemy
następującą postać dla różnic systematycznych:
Aa = A oq + Aas + Aam + A/4,
(1)
AS = A6a + A65.
Indeksy u dołu oznaczają argument, od którego zależy ten albo inny skład­
nik różnicy systematycznej. Wielkość A/l jest poprawką równonocy, natomiast
rzadziej wyznaczamy AD — poprawkę równika. Różnice Aaa są zwykle niewiel-
145
K atalogi pozycyjne i ich dokładności
k ie , ich źródłem s ą błędy systematyczne obserwacji wynikłe ze zm ian warun­
ków otoczenia, w którym znajduje s ię narzędzie, obserwator oraz zegar. G łów ­
ną rolę odgrywają zmiany temperatury o okresie dobowym i rocznym. Charakter
zmian Ao^, można przedstawić następującym wzorem:
Aa^j = a sin a + b cos a + c sin 2a + d cos 2a;
ostatnie dwa wyrazy stosujemy bardzo rzadko.
Aag o zn a c z a ją różnicę rektascensji zm ieniające się tylko ze zm ianą dekli-'
n a c ji, są one zwykle większe od &aa i s ą spowodowane nierównomiernościami
czopów, refrakcją i uginaniem bocznym. B łąd osobowy obserwatora, a także zm ia­
ny k olim acji spowodowane niezbyt siln ie umocowaną sia tk ą n ic i, oraz błędy
w obserwacjach gw iazd biegunowych prz; wyznaczaniu azymutu powodują błędy
postaci A a§.
Dośw iadczenie w skazuje, że różnice Aag możemy przedstaw ić
w postaci:
A a6 = c tg 5.
A5a s ą spowodowane rocznymi i dobowymi zmianami temperatury, a także
ruchem bieguna. Matematycznie można aproksymować podobnie jak Aaa . Różninice A6g s ą spowodowane nieznajom ością refrakcji, błędami podziału k ół oraz
uginaniem.
W 1878 r. H i l l
porównując obserwacje południkowe z pomiarami heliome-
trycznymi odkrył błąd zw iązany z ja s n o ś c ią gwiazdy — gwiazdy słabsze przy
przejściu przez nić mikrometru obserwuje s ię p ó źn ie j, a n iż e li jasne.
Systematyczne różnice rektascensji i d e k linacji zależne od jasno śc i gwiazd
oznaczam y przez Aofo i A6m, przy czym A5m = 0, a Aa,„ wyraża równanie ja s ­
ności:
Ao^, = o 0 + o (m - m0) + b (m - m0) 2.
Wielokrotne porównania
katalogów
między so b ą pokazały,
że
położenia
gw iazd nawet w najbardziej w spółczesnych katalogach zestaw ionych z wielu
obserwacji nie s ą wolne od błędów systematycznych. Absolutne w yznaczenia
tych błędów s ą niem ożliw e. P osługiw anie się katalogami w tej postaci ja k ą
otrzymujemy z obserwacji je s t zw iązane z
pierw szą
z
nich jest
całym szeregiem niedogodności;
nieznajom ość, jakiem u katalogow i dać pierwszeństwo.
Ju ż dawno pow stała myśl o zestaw ieniu obserwacji w taki k atalog, w którym
błędy systematyczne i przypadkowe byłyby jak najm niejsze. Tak powstały kata­
lo g i, które my nazywamy fundamentalnymi. Innymi słowy system fundamentalny
146
W. Jaki
jest to zbiór najprawdopodobniejszych wartości położeń i ruchów własnych
otrzymanych z szeregu przeważnie katalogów absolutnych, z uwzględnieniem
wag katalogowych.
Jeśliby położenia gwiazd w różnych niezależnych katalogach zawierały
tylko błędy obserwacji, to zagadnienie utworzenia systemu fundamentalnego
byłoby bardzo proste. Ale musimy wyłączyć błędy systematyczne, może to być
dokonane tylko względnie i dlatego wyznaczamy tylko różnice systematyczne.
Poprawiany katalog fundamentalny oznaczymy przez K 0, jego równonoc
przez T0, współrzędne i ruchy własne odpowiednio przez xa i
sowane dla jego poprawiania niech będą Kx, KJt
Tj . . . , Tm, oraz epoki obserwacji tt,
Katalogi sto­
Km, a ich równonoce Tlt
tm. Katalogi te mogą być absolut­
ne albo względne. Wszystkie współrzędne w katalogach
sprowadzamy na
jedną równonoc TQ i epokę tQ przy pomocy poprawek na precesję i ruch własny
\
ix wzięty z katalogu K0. Drogą porównania każdego katalogu K; z katalogiem Ka
wyznaczamy różnice systematyczne metodą opisaną powyżej. Przez włączenie
tych różnic ze współrzędnych w katalogach K^, sprowadzamy je na system fun­
damentalny Kq . Otrzymane współrzędne
x2, . . . , xm jakiejkolwiek gwiazdy
w katalogach Klt K2 • ■• Km i x0 w katalogu Ka będą się różnić tylko błędami
przypadkowymi A*0, Ax,, Ax,, . . . Axm i błędami spowodowanymi niedokładnym
ruchem własnym — Ap* (tj — T0). Dla każdej gwiazdy możemy zestawić m rów­
nań postaci:
x0 + Ax0 = xi + A*,- + Anx ( T0 - tj) i = 1, 2, . . . m.
(2)
Po usunięciu części systematycznej wartości A*,- są wielkościami przypad­
kowymi i dla poszczególnych równań poprawek (2) traktuje się je jako poprawki.
Stąd z (2), równania błędów przyjmą postać:
A*,- = Ax0 + Ap* (tf - T0) - (*,• - xQ),
(3)
Dla każdego równania błędów (3) określamy wagi wzorem:
(4)
gdzie: e0
— średni błąd typowego spostrzeżenia o wadze jednostkowej (zwy­
kle się przyjmuje a priori 0"45) dla katalogu K0,
£,•(«) — średni błąd typowego spostrzeżenia o wadze jednostkowej dla ka­
talogu Kj.
K atalogi p o z y c y jn e i ich d ok ładn ości
147
Wartość Et- ( n ) w procesie wyrównania je st korygowana. Wartość początkową
przyjmujemy do obliczeń ustaloną wzorem:
gdzie ej — średni błąd pojedynczej obserwacji ustalony na podstawie wewnętrz­
nej zgodności w katalogu,
n — liczba obserwacji jednej gwiazdy w katalogu.
Wyrównujemy układ równań błędów (3) metodą najm niejszych kwadratów
i otrzymujemy Ax0 , Au* oraz A*,- i [A*,- A*,-].
Z danych tych można obliczyć dla każdego katalogu Kf (z K obserwacjami)
średni błąd typowej wartości katalogowej wzorem:
i a *£2
«,.*(*) »±---- i ,
s —i
(5)
gdzie: s — ilość poprawek A*,- dla katalogu Kt-.
Po obliczeniu w taki sposób w ielkości b^K) możemy wyznaczyć na drodze
ekstrapolacji wielkość e;(<»). Stąd ostateczna waga P,- będzie:
P t - -------- j j ,
1
(6)
n
gdzie: n — ilość obserwacji jednej gwiazdy w katalogu K^. Powtarzamy proces
wyrównawczy stosując wagi (6).
Należy jeszcz e wrócić do zagadnienia oceny dokładności katalogu na pod­
staw ie materiału obserwacyjnego służącego dla jego zestaw ienia. Otrzymujemy
wtedy ocenę dokładności odnoszącą się do zgodności wewnętrznej. Dla oblicze­
nia błędu średniego pozycji gwiazdy ea i 65 konieczne jest wyznaczenie śred­
niego błędu typowego spostrzeżenia t'a , £5. W tym celu tworzymy dla każdej
gwiazdy odchyłki Aa i A6 poszczególnych współrzędnych obserwowanych od
ich wartości średniej. Ś ciśle mówiąc, obliczenia należałoby przeprowadzić dla
grup gwiazd posiadających jednakową liczbę obserwacji. W praktyce liczymy:
r Jak i
gdzie N — całkowita liczba odchyłek Aa lab A5, a m — liczba gwiazd. Średni
błąd pozycji katalogowej otrzymamy z zależności:
e'
gdzie n jest liczbą obserwacji jednej gwiazdy. Wartość błędu zależnego od licz­
by obserwacji może być przedstawiona wzorem:
E J(n) =
£ 2(°o) +
—
,
n
gdzie
e(°°)
—średni błąd przy bardzo dużej liczbie obserwacji. Wartość
e'
jest
zwykle podawana w katalogach.
Pierwszy system fundamentalny stworzony przez B e s s e l a
został oparty
na jego obserwacjach zawartyćh w katalogach dla epoki 1815 i 1825 oraz obser­
wacjach B r a d l e y a. Katalog obejmował 36 gwiazd. Dalsze prace provyadzili
Z e c h, L e v e rr i er, W o l f e r s oraz najważniejsi A u w e r s, B o s s, N e w c om b
oraz E i c h e l b e r g e r . W roku 1863 A r g e l a n d e r wraz z S c h o n f e l d e m
i K r u g e r e m opublikowali katalog i „A tlas nieba północnego” zwane w skró­
cie BI) (Bonner Durchmusterungen), zawierający dla epoki 1855 przybliżone
współrzędne 324 188 gwiazd do 9™5.
W tymże roku założono w Niemczech Towarzystwo Astronomiczne Geeellschaft — AG; pierwszą jego pracą była organizacja obserwacji w celu wyzna­
czenia dokładnych położeń gwiazd z BD do 9m. Obserwacje wykonano w dwu­
nastu obserwatoriach sześciu państw. Dla obserwacji różnicowych należało
stworzyć katalog fundamentalny, który dałby możliwość opracowania wszystkich
obserwacji w jednorodnym systemie. W tym celu w 1869 r. ukazał się katalog
539 gwiazd dla epoki 1870.0, był to- układ fundamentalny dla obserwacji strefo­
wych AG. Nowe opracowanie katalogu fundamentalnego FCAG przeprowadził
Auwers.
W 1924 r., w związku z powtórnymi fotograficznymi obserwacjami stref AG,
należało poprawić katalog A u w e r s a .
Przystąpiono do poprawiania opracowa­
nego w 1907 r. katalogu Petersa zwanego NFK, który zawierał 925 gwiazd,
w tym 20 biegunowych.
Poprawiono położenia i ruchy własne wewnątrz systemu NFK, a następnie
wyznaczono poprawki systematyczne, przy tym wykorzystano katalogi wykonane
w latach 1900—1930. Całość pracy obliczeniowej wykonano w A stronom is ch es
Rechen Instituts w Berlinie pod kierownictwem K o p f f a . Końcowe rezultaty
opublikowano w postaci „Dritter Fundamentalkatalog des BA J” w skrócie FK 3.
Katalogi p o z y c y jn e i ich dokładności
149
Fotograficzne obserwacje stref AG przeprowadzono w Bergedorf, Bonn
i Pułkowie przy pomocy astrografów normalnych. Na kliszy formatu 20x20 cm
fotografowano pole 25ckw., które zawierało 15 gwiazd oporowych katalogu AGK
2A. Katalog AGK 2A został wykonany metodą różnicową w nawiązaniu do FK 3
na kołach południkowych obserwatoriów w Babelsbergu, Bergedorf, Bonn, Wro­
cławiu, Heidelbergu, Lipsku i Pułkowie w latach 1928—1932. Otrzymany katalog
zawiera pozycje 13 747 gwiazd o dużej dokładności pozycji ea cos 5 = ± 0?009,
65 = + 0".l8. Po opracowaniu klisz otrzymano pozycje 180 000 gwiazd nieba
północnego. Katalog ten został oznaczony AGK 2, błąd pozycji wynosi w nim
średnio ±0"l5.
Mówiąc o katalogach fundamentalnych nie można nie wspomnieć o katalogu
M o r g a n a N30. Katalog ten został zestawiony z około 70 katalogów, w tyin
30 absolutnych, wykonanych w latach 1920—1950; zawiera on 5268 gwiazd.
Bardzo ważne prace nad stworzeniem katalogu fundamentalnego prowadził
B o s s . Opracował on w 1879 r. katalog fundamentalny deklinacji, który zawie­
rał 500 gwiazd dla wyznaczeń szerokości na terytorium USA. Następnie opra­
cował poszerzony katalog oparty w rektascensji na systemie Ne w com ba,
a w deklinacji na swoim poprzednim. W 1903 r. L. B o s s zestawił katalog 627
gwiazd,stanowił on podstawę dla stworzenia fundamentalnego katalogu jak naj­
większej liczby gwiazd. Poszerzenie katalogu nastąpiło przez włączenie pozyzji zawartych w 82 katalogach, co pozwoliło na zestawienie katalogu 6188
gwiazd zwanego „Preliminary General Catalogue” (PGC). Następnie zorgani­
zował obserwacje południkowe w Albany i St. Lois; w rezultacie otrzymano dwa
katalogi zawierające odpowiednio 20 811 gwiazd i 15 333 gwiazdy. Następnie
poprawiono system PGC na podstawie 95 katalogów. Dzieła ojca dokończył
B. B o s s , który w 1937 r. wydał katalog zawierający położenia 33 342 gwiazd
dla równonocy 1950.0, który zestawiony został na podstawie 228 katalogów.
Dokładności pozycji gwiazd s ą bardzo różne i dla 2/3 gwiazd wynoszą więcej,
aniżeli ±0^45.
System ruchów własnych zawiera duże błędy systematyczne i przypadkowe,
co powoduje pogorszenie systemu GC dla epok odległych od średniej epoki
obserwacji. Najnowszym obecnie katalogiem fundamentalnym je s t „Fourth
Fundamental Catalogue” FK 4. Na jego powstanie złożyło się poprawienie po­
zycji gwiazd FK 3 ze wszystkich nowych katalogów i obserwacji, ogółem włą­
czono 158 nowych katalogów. Obecnie jest on najdokładniejszym katalogiem
ze względu na błędy systematyczne i zawiera pozycje 1535 gwiazd. Błąd pozy­
cji rtr rektascensji wynosi średnio ±0f 002 (dla Ep. 1935.0), w deklinacji ±0’ l6
(Ep. 1925.0), dla ruchu własnego |ia +0?008 na stulecie, a dla Mg ±0"07 na stule­
cie. X Zjazd UA[ zalecił przejście od 1962 r. na system FK 4 we wszystkich
rocznikach i pracach katalogowych. Badanie katalogu FK 4 przeprowadzone
150
W. J a k i
w Pułkowie w porównaniu z innymi katalogami dało możność wyznaczenia błę­
dów przypadkowych pozycji gwiazd. W rektascensji dla FK 4 dało wartość
+0?010, natomiast dla.N 30 ±0?006, a dla katalogu <p' 6 (opracowanego z włas­
nych obserwacji pułkowskich) ±0?006. Potwierdzenie tych rezultatów uzyskał
B r a n d t , z jego opracowania błąd pozycji FK 4 wynosi +0?006, a dla q/6
±0?004. Różnica między wartością błędu otrzymaną z wyrównania wewnętrznego
katalogu FK 4, a danymi obserwacyjnymi jest bardzo duża i świadczy o tym, że
błędy z wyrównania wewnętrznego katalogów nie odpowiadają rzeczywistości.
Z katalogów fotograficznych należy wymienić zorganizowane w 1887 r.
w Paryżu przedsięwzięcie „Carte Photographique de C ie l” . Zdjęcia wykonano
na kliszach o polu 2S<2° przy pomocy astrografów strefowych. Opracowano ka­
talog fundamentalny 3064 gwiazd oporowych w celu wyznaczenia pozycji gwiazd
do 11™. Katalog zbiorczy nie został całkowicie ukończony, nie dla wszystkich
stref opracowano współrzędne równikowe i ruchy własne.
W 1914 r. S c h l e s i n g e r w Yale wykonał fotografie nieba dla stref —30°
do +3CP, +50° do +60° i +85° do +90°. Pozycje gwiazd są obliczone z dokładno­
ś c ią ±0*15. Jednakże poważnym defektem jest niedostateczna dokładność po­
zycji gwiazd oporowych, wykazali to
Guliaiev
i
K o z e v , stwierdzili oni
istnienie bardzo dużych błędów systematycznych dla strefy +20° do +30°.
Obecnie w Obserwatorium w Yale jest wykonywany nowy katalog fotogra­
ficzny strefowy. Badanie dla strefy +50° do +55° przeprowadzone przez autora
w porównaniu z katalogiem AGK 2A pozwoliło na wyznaczenie błędów systema­
tycznych, których charakter pokrywa się z błędami systematycznymi katalogu
gwiazd oporowych Yale; jest to katalog wykonany w Waszyngtonie W2S0. Średni
błąd pozycji gwiazdy wynosi około ±0l20.
Rozwój metod fotograficznych zmusił astrometrów do szukania nowych sy­
stemów fundamentalnych. W latach 1938—1940 pod kierownictwem Z v e r e v a
zaczęto prace nad katalogiem noszącym nazwę „Katalogu słabych gwiazd” .
Pierwszą rzeczą było wydanie katalogu fundamentalnego posiadającego 945
gwiazd 7™5 do 8?5 z małymi ruchami własnymi. System fundamentalny jest po­
prawiany z obserwacji małych planet i mgławic pozagalaktycznych. Zakończe­
nie prac jest przewidziane na koniec bieżącego stulecia. Jednocześnie prowa­
dzone są prace nad powstaniem katalogu AGK 3, dla którego zestawiono katalog
fundamentalny AGK 3R zawierający 21 505 gwiazd, opracowany w systemie
FK 4.
W niniejszej pracy nie zostały omówione katalogi absolutne ze względu na
ich specyficzny sposób powstawania. Na zakończenie należy zwrócić uwagę,
że dókładności podane w katalogach odnoszą się do epoki obserwacji i są
zwykle zaniżone przez proces wyrównywania. W wielu przypadkach obserwato­
rzy tworzą własne katalogi w systemie swego narzędzia, np. pułkowskie katalo­
gi gwiazd czasowych oraz katalogi szerokościowe.
K a ta lo g i p o zy c y jn e i ich d o kła d n o ści
LITERATURA
B a k u l i n , P .I ., Fundam entalne ka ta lo g i zv e z d , 1949.
P o d o b e d , V .V., F undam entalna a strom etija, 1962.
N e w c o m b , S., A compendium sp h erica l astronom y, 1906.
151
'
.
■
,
.
'
Z PRA C O W N I I OBSERW AT ORIÓ W
DYSKUSJA MOŻLIWOŚCI WYKRYCIA EFEKTU RELATYWISTYCZNEGO
W RUCHACH PERICENTRÓW KOMET I NATURALNYCH SATELITÓW PLANET
M. P A Ń K Ó W
1. WSTĘP
Ogólna teoria względności przewiduje ruch pericentrum orbity punktu materialnego
o masie znikomo malej obiegającego centralne ciało masywne. Efekt ten jest wykrywal­
ny obserwacyjnie dla bliskich Słońcu planet, w szczególności wyraźnie występuje
w przypadku Merkurego i Ikara. W celu wyodrębnienia dalszych obiektów, których obser­
wacje mogłyby dostarczyć doświadczalnego potwierdzenia ruchu pericentrum, poddano
an alizie wielkie półosie i mimośrody innych naturalnych c ia ł układu słonecznego.
Jak wiadomo, w przypadku orbity eliptycznej w czasie, gdy planeta dokonuje jed­
nego obiegu po orbicie, sama orbita obraca się w kierunku orbitalnego ruchu planety
o kąt e, który wyrażony w radianach wynosi (por. R a s z e w s k i 1958):
6 Ti khn
c 2 a ( l — e2) ’
( 1)
gdzie:
tt
— jest ludolfiną,
k 2 — stałą, grawitacji,
m — m asą ciała centralnego,
c — prędkością św iatła,
a — póło sią d u żą orbity,
e — mimośrodem orbity.
Dla celów porównania z obserwacjami wygodniej wyrazić 6 w sekundach łuku, co
daje:
6 u k2m
e" = 206 2 6 5 " -------- .
c Ja ( l —e ł)
(2)
2. RUCHY PERIHELIOW KOMET
Przyjm ując, jako ciało centralne Słońce, którego masa wynosi m = 1,983 • 10“ g
i kładąc k 2 = 6,668 - lO ^g'1 • cm5-sek'ł oraz c = 299 792,5*10’ cm-sek"1, a także biorąc
pod uwagę, że jednostka astronomiczna = 1496‘ 10locm, otrzymujemy:
0,"038216
£" = ~77---«>
a (1 — e1)
gdzie a wyrażone je st w jednostkach astronomicznych.
[153]
(3)
154
Z pracowni i obserwatoriów
Z uwagi na to, że e" je st odwrotnie proporcjonalne do iloczynu a(] — e2), najwięk­
szego efektu ruchu perihelium należy oczekiwać u ciał, których orbity m ają mimośród
bliski jedności, natomiast półosie wielkie dostatecznie male.
Wstawiając do wzoru (3) dane liczbowe dla Merkurego i Ikara, otrzymuje się znane
wartości na ruch perihelium.
Obiekt
E" na jeden obieg
Merkury
Ikar
OJ'1031
0"1120
£ " na 100 lat
42!'79
10;'02
Poszukując komet, dla których spodziewany efekt ruchu perihelium jest największy,
z katalogu Portera I960 wybrano te dla których e > 0,735 i zarazem q < 1 j.a ., oraz któ­
re były obserwowane podczas co najmniej dwóch przejść w pobliżu Słońca. Dla porów­
nania dołączono do listy kometę Reid 1925 III.
Odpowiednie dane zaczerpnięte z katalogu Portera i obliczony ruch perihelium za­
wiera tab. 1.
Tabela
1
9
a
P
p rie sun ię cie perihelium
Nazwa komety
e
podczas jed­
nego obiegu
wokół Słońca
w okresie
100 la t
P /E n c k e 1786 I
0,848
0,335
2,204
3,28
0 ’,’062
l j ‘89
P/Grigg-Skjellerup 1902 II
0,739
0,746
2,858
4,83
0,029
0,60
P/Honda-Mrkos
PajduSakova 1948/XII
0,814
0,559
3,005
5,22
0,038
0,73
P /B ro rse n 184 6/111
0,793
0,650
3,140
5,57
0,033
0,59
0,50
P/Pons-W innecke 1819 III
0,755
0,774
3,159
5,62
0,028
P /Crom m elin 1625
0,918
0,739
9,012
27,21
0,027
0,1
P/Brorsen-Metcalf 1847 V
0,971
0,488
16,83
68,06
0,040
0,06
P/Pons-Brooks 1812
0,956
0,777
17,659
73,19
0,025
0,03
P /H a lle y 1910 II
0,967
0,587
17,788
76,03
0,033
0,04
P / Grig g-Mellis h 1742
0,975
0,762
30,480
0,026
0,02
0,011
0,0002
R e id 1925 n i
0,995
1,63
•
164,3
1
* - - 0,0030192.
Długość perihelium z pojedynczego przejścia komety można wiarygodnie wyznaczyć
z dokładnością do kilku sekund, a w szczególnych przypadkach nieco poniżej jednej se­
kundy — np. katalog Portera podaje długość perihelium z formalną dokładnością
0?)001 * 0"3. Biorąc powyższe pod uwagę z wyników zawartych w dwu ostatnich kolum­
nach tab. 1 należy wyciągnąć wniosek, że w przypadku dotąd znanych komet okresowych
nie da się obserwacyjnie stwierdzić istnienia ruchu perihelium.
155
Z pracowni i obserwatoriów
3. RUCH PERICENTRÓW NATURALNYCH SATELITÓW PLANET
Dla obliczeń dotyczących satelitów planet wygodniej jest użyć wzoru na ruch pericentrum, w którym masa centralna m jest masą planety Mp wyrażoną w jednostkach ma­
sy Słońca. W wyniku oczywistych przekształceń wzoru (2) otrzymuje się w sekundach
łuka przesunięcie pericentrum orbity podczas jednego obiegu satelity wokół macierzy­
stej planety:
£it _ 57,''1720I>10ł Mp
a ( l — e1)
(4)
•
gdzie a oznacza teraz średnią odległość satelity od środka macierzystej planety wyra­
żoną w kilometrach.
Spośród naturalnych satelitów planet wybrano te, dla których mimośród większy jest
od 0,002. Elementy orbit zaczerpnięte z ,,Connaissance des Temps pour l ’An 1967” oraz
ruch pericentrum obliczony z wzoru (4) zawiera tab. 2. D la porównania w tabeli tej
uwzględniono również K siężyc Ziemi. W obliczeniach n a masy planet przyjęto wartości
wg N e w co m b a.
Tabela 2
przesunięcie pericentrum
e
Satelita
Planeta
a
P
(w km)
(w dobach)
w okresie
100 lat
Ziemia
K s if ły c
0,05490056
Mars
Fobos
0,0170
9384
Deimos
0,0031
23479
7,871-10**
2,28
VI
0,15798
11480-10*
250,5595
48,767-10‘ 3
0,07
it
Jow isz
384400
podczas je d ­
nego obiegu
w okół planety
27,321661
4*474 *10-3
0",06
0,31891
19,70 -10'5
22,56
1,26244
vn
0,20719
11740-103
259,6457
48,582-lO"5
0,07
i<
V III*
0,4102
23500-10’
743,7
27,929-10"3
0,01
n
IX *
0,31687
23700-103
746,6
25,603-lO’ 5
0,01
u
X
0,10739
11700-103
260,0
47,2
-10-3
0,07
u
XI*
0,20678
22600-103
692,5
25,232-10'5
0,01
•i
X II*
0,16870
21200-103
631,0
26,503-10'3
I Mimas
0,0201
ii
Saturn
u
185-103
II Enceladus
0,00444
238-103
ii
V II Hiperion
0,08 293
1480-103
«
IX Phoebe*
0,1659
13000-103
II N ereida
0,749
5560-103
N eptun
0,94242
1,37022
21,2766
0,02
8,829-10-3
342,2
6,8 6 0 -10-3
182,9
111,085 -10"5
1,91
551,094
12,915-10‘ 5
0,01
359,88
12.128-10"3
0,01
* Satelita o ruchu wstecznym.
Z tab. 2 widać, że trzy satelity, a mianowicie Fobos, Mimas i Enceladus wykazują
duży ruch pericentrum, jednakże są to satelity, które poruszają się w niew ielkich odle­
głościach od macierzystych planet (Fobos znajduje się w odległości równej w przybli­
żeniu promieniowi Marsa, natomiast odległości od Saturna Mimas i Enceladus są rzędu
trzech i czterech promieni Saturna). Z powodu niedużych odległości liniowych od macie-
156
Z pracow ni i obserwatoriów
rzystych p lan et s a te lity te znajdują s i ę za w sze w niew ielkiej o dległości kątowej od
n ic h - s ą więc trudne do mierzenia. Ponadto Mimas i E n c e la d u s p o ru s za ją się po orbi­
tach, których elementy zmieniają się w c z a s i e nie tylko na skutek normalnych perturba­
cji, le c z t a k i e z powodu s p ł a s z c z e n i a m acierzystej planety. Z e względu na niezn a n ą
budowę i s p ła s z c z e n i e wewnętrznych c z ę śc i Saturna, efekt s p ł a s z c z e n i a nie może być
ś c i ś l e obliczony teo rety cznie, co umożliwiłoby w ystarczająco dokładne w ydzielenie re­
la tyw isty czneg o ruchu pericentrum. P o z a tym na ruchy satelitów mogą mieć wpływ inne
czynniki, jak np. opór atmosfery m acierzystej planety.
Otrzymane wyniki prow adzą do wniosku, i e zarówno w przypadku komet krótkookre­
sow ych, ja k i naturalnych satelitów p lanet, obserw acyjne stwierdzenie ruchu ich pericentrów wydaje się niemożliwe, a co najmniej bardzo wątpliwe.
Chcę podziękować Prof, dr Stefanowi W i e r z b i ń s k i e m u za propozycję przepro­
w adzenia przedstaw ionych tu ob liczeń, a zarówno Jemu, jak Doc. dr Maciejowi B i e ­
l i c k i e m u , Doc. dr Konradowi R u d n i c k i e m u oraz Doc. dr Andrzejowi Z i ę b i e za
cenne rady i wskazówki.
LITERATURA
„ A s tro n o m ic z e sk ij Je ie g o d n ik SSSR na 1968 god” .
,,C o n n a is s a n c e d e s T em ps pour 1’An 1967” .
J .G . P o r t e r , ,,C a ta lo q u e of C om etary O rb its ” equinox 1950, wyd. 1960.
P. K. R a s z e w s k i , 1958, ,,G eom etria R iernanna i a n a liz a ten so ro w a ” , PWN, W arszawa.
Z L IT E R A T U R Y NAUKOWEJ
LINIE GALAKTYK
T. KW A ST
Przeglądając Palomarski Atlas Nieba można zauważyć, że pewne galaktyki usta­
w ia ją się w łańcuszki wzdłuż lin ii łagodnie wygiętych lub nawet prostych. Najokazal­
szym może takim łańcuszkiem jest lin ia należąca do galaktyki M87 w północnej części
gromady Virgo. M87 jest galaktyką, eliptyczną czynną radiowo i po siad ającą dwa wyrzu­
ty (,,jety” ): jeden w kierunku N-W znany od 1918 r. i drugi, niedawno odkryty (A rp
1967), skierowany przeciwnie do pierwszego.
R ys. 1. Schematyczna mapka okolic Cen A i IC 4296. N aniesiono tylko galaktyki n a jja śn ie js ze .
L in ie przerywane p o k azu ją kierunek lin ii radioźródeł na leżący ch do danej galaktyki. Strzałki
w skazują położenie n a jsiln ie js z y c h (po Cen A) radioźródeł. Rozmiary galaktyk wyolbrzymione
[157]
158
Z literatury naukowej
fla k o n A r p (A r p 1968) z nalazł 14 galaktyk eliptycznych ja ś n ie j s z y c h od mpg * 15,
o mocy radiowej powyżej 5 je d n o s te k strumienia (1 jed n o s tk a “ 10"2® W/m’Hz przy
A = 21 cm), które uw aża za „ g łó w n e ” w c z te rn a stu liniach* galaktyk. 11 spośród nich
n ależ y do wyraźnych lin ii, jedna (1C 4296) leży n a linii radioźródeł, z a ś dwie p ozo stałe
(NGC 1218 i 3C 317) l e ż ą w wydłużonych gromadach galaktyk. Z am ieszczo na ta b e la za­
wiera krótkie dane o lin iach galaktyk o pisanych p rzez A rp a.
Galaktyka główna
NGC 5128
NGC 4486 - M 87
NGC 4374 - M 84
NGC 4261
NGC 1275
1C 310
NGC 545-7
NGC 383
NGC 7720
NGC 3862
IC 4296
NGC 1218
mPg
8.4
10,3
10,8
11,8
13,1
15,0
13,4; 13,7
13,6
13,9
14,0
15,0
11,9
14,0
14,8
Radioźródło
Cen A
Vir A
3C 272.1
3C 270
3C 84
Moc w jedn.
str.
1330
200
6,0
17,9
13,5
D yspersja
prędkości
radialnych
w km /sek.
3300
2600
2600
1050;2100
1200
3C 40
3C 31
3C 465
3C 264
3C 66
P k s 1333-33
5,2
5,0
7,7
5,5
9,7
7,0
3C 78
3C 317
7,6
5,5
700
Uwagi
rys. 1
rys. 2
rys. 2
dwie linie
luźna linia
rys. 3
dwie linie
rys. 4
rys. 1, linia radio­
źródeł
wydł. gromada
wydł. gromada
O cz y w iśc ie j e s t praktycznie niem ożliwe, aby pierwotnie nie uporządkowane galakty­
ki ustawiły s i ę na linii pro stej. A rp ro zpatruje zatem dwie hipotezy p ow sta w an ia linii
galaktyk.
Rys. 2. Schematyczna mapka okolic M 87 i NGC 4374. N aniesione są tylko n a jja śn ie jsz e galaktyki
n ależące do Unii. Rozmiary galaktyk wyolbrzymione
159
Z literatury naukowej
Hipoteza pierwsza: galaktyki powstają wzdłuż lin ii prostej z kondensacji ustawio­
nych ju ż w ten sposób pod wpływem pola magnetycznego. Przeciw temu tłumaczeniu
is tn ie ją jednak następujące argumenty. Po pierwsze, jak widzieliśmy obserwuje się nie­
mal idealnie proste linie galaktyk, podczas gdy taka konfiguracja jest oczywiście bar­
dzo nietrwała. Po drugie, w większości przypadków galaktyka najw iększa w lin ii jest
w je j środku. Tymczasem z pewnych rozważań F i e l d a, F a r t r i d g e ’ a i P e e b l e s a
na temat powstawania galaktyk wynika, że nie powinno tak być. Wreszcie nie ma żad­
nych obserwacyjnych dowodo'w istnienia tak silnych pól magnetycznych. W dodatku pole
to musiałoby zachowywać ten sam kierunek od czasów powstania galaktyk do dziś, gdyż
np. wyrzuty z M 87, trwające jak widać obecnie, m ają ten sam kierunek co cala lin ia
galaktyk, powstała oczywiście dużo wcześniej.
;,
.
* • ♦
.
V
♦
>
••• :'n .
■*
*
m,
■*
#*■
*
. •-* *
...
. .
*
■* '
•
Bya. 3. O k o lic a IC d iu In a jw ifk s z a w dolnym prawym rogu). Z d ję cie 5-metrowym teleakopem
x Mount Palom ar
Wobec tego A rp rozpatruje drugą hipotezę: galaktyki lub „zaro dk i” galaktyk s ą
wyrzucane z dużej galaktyki macierzystej. Za tą hipotezą przemawiałyby z kolei nastę­
pujące fakty. Galaktyki centralne są w ogóle niespokojne - wszystkie są radioźródłami,
a ponadto obserwuje się w nich różne eksplozje. P oza tym lin ia galaktyk pokrywa się na
ogół z l in ią radioźródeł, czyli wzdłuż jednej lin ii wyrzucana byłaby materia zarówno
160
Z litera tu ry naukow ej
czynna radiowo ja k i ta, z której p o w stan ą galaktyki. Na koniec potwierdzeniem drugiej
hip o tezy byłby w łaśn ie fakt, że galaktyka , , główna” - m ac ierz ysta je s t n a ogół w środ­
ku linii i w środku pary to w arzyszący ch jej radioźródeł. Wyrzut materii mógłby zatem
zachodzic w obie strony, np. ja k to j e s t u M 87.
T e ra z już nietrudno wyobrazić so b ie układy galaktyk pow stałe p rz ez e k sp lo zje wie­
lokrotne. I tak np. A.rp uw aża, że być może z eksplozji Cen A po w stała między innymi
galaktyka IC 4296, a potem z kolei ona eksplodowała wyrzucając radioźródła. Analogicz­
nie z eksp lozji M 87 p o w sta ła między innymi g alakty k a NGC 4374, a z e ksplozji tej
o sta tn ie j wtórny wygięty ła ń c u s z e k galaktyk. Być może bywały te ż wielokrotne eksp lo ­
z je w tej samej galaktyce, gdyż np. galaktyki NGC 4261 i NCC 3862 n a l e ż ą do dwóch
łańcuszków każda. W wydłużonych gromadach daje s i ę ponadto zauw ażyć zjaw isko gru­
pow ania s i ę galaktyk słab y ch dalej od dużej o si gromady w prze ciw ie ństw ie do jasn ych
galaktyk elip tyczn ych . Zachodzi to być może dlatego, że galaktyki słab e s ą produktami
wtórnych ek sp lo zji z galaktyk stanow iących pierwotnie l i n i ę —o ś gromady. Według A rp a
być może w szystk ie galaktyki pow stały p rz ez kolejne eksplozje.
R y a . 4. O k o lic a 3C 66 ( o zn aczo n a jak o A). Z d ję c i e 5-metrowym teles k o p em z Mount P a l o i r a r
Można tu dodać, że o z jaw isk u e ksplozji galaktyk móvii s i ę od d o s y ć dawna. L in ie
emisyjne w widmach galaktyk odkrywano w p o czą tk ach n aszeg o wieku. P ó źn iej doszło
do pow stania po jęcia galaktyk Seyferta. O becnie uw aża się, że np. za n ie s ta b i ln o ś ć
pewnych gromad galaktyk j e s t przynajmniej cz ęściow o odpowiedzialny p ro ce s wyrzuca­
n ia materii z galaktyk lub ich podział (Am b a r c u m i a n 1961). H ipo teza ta zd aje się
zdobyw ać coraz w ię k sz ą popularność (np. o sta tn io S a r g e n t 1968).
Z
literatury naukowej
161
Opisany powyżej mechanizm powstawania linii galaktyk narzuca dwa z asadn icze
pytania:
1) W ja k ie j formie wyrzucana je s t materia z galaktyk?
2) J a k i j e s t wiek galaktyk w linii?
Co do problemu pierwszego trudno sobie wyobrazić wyrzucanie gotowej galaktyki na
podobieństwo ciała sztywnego. Możliwe zatem, że galaktyka macierzysta wyrzuca ja k i e ś
zwarte obiekty (jak np. , ,j e t y ” u M 87), które potem w stosunkowo krótkim c z a s i e pęcz­
n ie ją do rozmiarów normalnej galaktyki. Tak mogłyby być wyrzucane z galaktyk kwazary i galaktyki zwarte.
Na drugie pytanie można odpowiedzieć dwojako. Na podstawie gwiazd wiek galaktyk
eliptycznych stanowiących linie j e s t oceniany na ok. 1010 lat. Z drugiej strony obserwo­
wana dyspersja prędkości radialnych wskazuje na istnienie prędkości względnych rzędu
ty sięc y km /sek. T ak ie prędkości w ciągu 10l° lat spowodowałyby przesunięcia względ­
ne o 10’ pc, a ju ż 1/100 takiego przesunięcia byłaby zauw ażalna.Zatem należałoby
p rzyjąć, ż e albo galaktyki s ą co najmniej 100 razy młodsze niż s i ę ocenia, albo obser­
wowane prędkości radialne s ą przynajmniej częściow o wywołane nie przez zjawisko
Dopplera.
LITERATURA
A r p H. , 1967, A stroph. L e tte r s, Vol. 1, Nr 1, 1.
A r p H ., 1968, P ubl. of the A str. So c . of the P a c ific , Vol. 8 0 , Nr 473, 129.
A m h a r c u m i a n V .A ., 1961, A .J ., V ol. 66, Nr 10, 536.
S a r g e n t W .L.K ., 1968, Ap. J . L e tte r s to the E d ito r.,V o l. 153, Nr 2, P art 2, 135.
’
■
\
M O D E LE UKŁADÓW W UMa
S. K U C I Ń S K I
Jednym z największych problemów, jakie is tn ie ją w dziedzinie badania gwiazd
podwójnych jest wyjaśnienie struktury bardzo licznych wzglądem innych układów
podwójnych gwiazd typu W llMa. Układy te posiadają wiele osobliwości ( Sma k 1968),
a najtrudniejszym do uzasadnienia je s t sam fakt istnienia uktadów W UMa na ciągu
głównym wieku zero.
W serii trzech prac L u c y (1967, 1968a, 1968b) podaje nowy model, który jak na
razie jest jedynym modelem całkowicie wewnętrznie spójnym i mogącym przewidzieć
większość obserwowanych charakterystyk tych układów.
1. BUDOWA WEWNĘTRZNA
Dyskusja budowy wewnętrznej podana w drugiej z tych prac opiera się na dawno ju ż
uczynionym spostrzeżeniu, że typy widmowe gwiazd należących do układów W UMa są
późniejsze od PO, a więc gwiazdy te m ają prawdopodobnie otoczki konwektywne, i że
wszystkie dotychczasowe wyznaczenia orbit fotometrycznych (bez względu na ich do­
kładność mogącą, ulec zakwestionowaniu w stosunku do tak siln ie zniekształconych
gwiazd) wskazują na bardzo bliskie krytycznej powierzchni Roche’a rozmiary obu skład­
ników. Podobne głębokości obu zaćmień w skazują na zbliżoną temperaturę powierzchnio­
wą, co przy wykorzystaniu faktu przybliżonego spełnienia kontaktowości, tzn. R J R i 9
■ (W J M i)0' 46, gdzie R i M s ą promieniem i m asą każdej z gwiazd (dla ciągu głównego
R J R i * (W j/łfi)0-7), prowadzi do stosunku jasności L l/ L l 0
Dla ciągu głównego
w zakresie rozpatrywanych typów widmowych mamy L J L i * (M j/ł/j)4. Aby wyjaśnić tak
d u ż ą różnicę, L u c y zakłada, że gwiazdy w układach W UMa s ą nieco większe od kry­
tycznej powierzchni Roche’a i kontaktują się poprzez stosunkowo niew ielkie „gardło”
w pobliżu punktu Lagrange’a L ,. P la otoczek konwektywnych gwiazd ciągu
głównego
znaleziono z modeli konstruowanych za pomocą formalizmu drogi m ieszania (mixing-lengtli theory), iż adiabatyczna konwekcja rozpoczyna się zwykle bardzo płytko pod
powierzchnią, na głębokości m niejszej n iż 0.01 względnego promienia gwiazdy. A więc
bardzo niewielki kontakt zewnętrznych części otoczek wystarczy, aby zetknęły się czę­
ści adiabatyczne obu otoczek. Wówczas parametry obu adiabat opisujących znaczne
części tych otoczek muszą być niemal identyczne i w ogólności różnić s ię od wartości
dla gwiazd pojedynczych podobnego typu widmowego. Ponieważ promień gwiazdy jest
bardzo czuły na wartość stałej adiabaty opisującej otoczkę, można się spodziewać, że
promienie gwiazd dadzą się „dopasow ać” do spełnienia kryterium przybliżonej kontak­
towości.
Wykres zależności promieni gwiazd od masy dla różnych wartości stałej adiabaty K
z równania adiabatycznej otoczki konwektywnej P ■ K ' T i,s posiada wyraźne zagięcie
[ 163]
1 64
Z literatu ry naukow ej
przy M s 1.1 Mq. Wynika to z przejścia z cyklu p —p do CNO w generującym energię,
jądrze gwiazdy. Prosta o nachyleniu 0.46 odpowiadająca kontaktowi gwiazd ma dwa
przecięcia z zależnością log R * log R (log M) (rys. 1); L u c y zakłada, że w punk­
tach przecięcia znajdują sie oba składniki układów W UMa. Konstruuje on następnie
sekwencje modeli dwu sferycznych gwiazd, ktdre mają identyczne stałe adiabat obu
otoczek K. Zmiana masy jednego składnika pociąga za sobą zmianę stałej K oraz masy
drugiego składnika, tak że składniki leżą zawsze na przecięciach zależności R ■ R (M)
z krzywą R ~ M°'M. Masy składniko'w i ich promienie, przy założeniu ich identyczności
z rozmiarami wewnętrznej krytycznej powierzchni Roche’a, prowadzą do odległości
a w konsekwencji do okresu obiegu gwiazd modelu. Wynikiem modelu jest też jasność
każdej z gwiazd; zakłada się tu, że cała otoczka wypromieniowuje sumę energii genero­
wanej w obu jądrach i że temperatura efektywna może być wyznaczona z relacji oT* *
- ( L , + L , ) / U liR i + Rl)].Q wiazda bardziej masywna znaczną część swej energii oddaje
poprzez „gardło” składnikowi lżejszemu tak, że nie ma sensu rozpatrywanie jasności
każdej z gwiazd oddzielnie, lecz istotna jest ich suma. Temperatura efektywna Te pro­
wadzi do oszacowania średniego koloru lub typu widmowego układu.
Log M / M 0
R ys. 1. Z a le żn o ść masa-promień dla gwiazd z otoczkam i konwektywnymi dla ró nych wartości
stałe j adiabaty K. L in ią, przerywaną podana je st z a le żn o ść d la przypadku kontaktow ości gwiazd
Otrzymane z modeli okresy zawierają się pomiędzy 0^25 < P < 0J*8 dla stosunków
mas w przedziale 0.5 < M J M i < 1.0. Otrzymane średnie kolory układów zawierają się w:
0.3 < B - V < 0.6.
Zależność kolorów od okresu jest szczególnie wygodna do porównania z zależno­
ścią taką obserwacyjnie wykrytą przez F g g e n a (1961, 1967). Otóż modele L u c y ’ ego
Z literatury naukowej
165
w zasadzie dobrze przewidują przebieg tego co się obserwuje, jednak przyjęcie różnych
parametrów wydajności konwekcji l/H oraz różnych kombinacji składu chemicznego dra­
stycznie zmienia wyniki i przy zachowaniu zasadniczego przebiegu P - P (B - V) prze­
suwa tę zależność do większych lub mniejszych n iż obserwowane wartości B — V.
Wydaje się jednak, że po uzyskaniu lepszych danych dotyczących współczynników
absorpcji, współczynników generacji energii i przy lepszej teorii konwekcji i ta trudność
powinna być ominięta.
2. KRZYWE ZMIAN JASNOŚCI
Bardzo ważna jest inna charakterystyczna własność układów W UMa - krzywe
zmian jasności. Dotychczasowe modele gwiazd sferycznych z nałożonymi na nie per­
turbacjami przepływowymi nie mogą zadowalająco opisać obserwowanych zmian jasno­
ści i do użycia fotometrii jako źródła informacji o układach W UMa konieczne jest po­
dejście zupełnie inne n iż dotychczasowe. Temu problemowi poświęcona jest pierwsza
i trzecia z referowanych tu prac.
W pierwszej rozpatrywany je st problem pociemnienia grawitacyjnego dla gwiazd
późnych typów, a więc takich, które m a ją otoczki konwektywne. Ma to w szczególności
bardzo duże znaczenie w przypadku układów W UMa, w których składniki są silnie znie­
kształcone i grawitacja silnie zmienia się na powierzchni każdej z gwiazd. Warto tu
przypomnieć, że prawo von Zeipela podające zależność temperatury efektywnej od przy­
spieszenia grawitacyjnego w postaci Te ~ g ^ jest słuszne tylko w przypadku, gdy trans­
port energii następuje wyłącznie na drodze promienistej.
L u c y zauważa, że jakiekolwiek całkowania budowy otoczki konwektywnej, bez
względu na to w jakim punkcie powierzchni zniekształconej gwiazdy byłyby rozpoczęte,
m uszą sięgnąć do obszarów, w których konwekcja jest adiabatyczna, a wówczas stała
adiabaty jest ju ż dla każdego całkowania w tych obszarach identyczna. Dla gwiazd cią­
gu głównego konwekcja adiabatyczna rozpoczyna się na tyle płytko, że stała adiabaty K
jest funkcją warunków powierzchniowych, a więc temperatury efektywnej T i przyspie­
szenia grawitacyjnego g. Je że li założymy teraz zależność postaci Te ~ gP, to poprzez
różniczkowanie słusznej dla otoczki o wybranym K równości K * K (T e, g) * const,
otrzymujemy przepis na wyznaczenie (3:
d log K + „ §_ log & _ n
d log g
d log 7 e
L u c y oblicza odpowiednie pochodne z obszernych publikacji otoczek konwektywnych gwiazd ciągu głównego ( B a k e r , T e m e s v a r y 1966) poprzez wzięcie prostych
różnic pomiędzy sąsiednimi modelami w g i Te.
D la stosunkowo szerokiego zakresu mas, promieni, jasności i składu chemiczne­
go otrzymane przez L u c y ’ ego współczynniki j3 są bliskie 0.08. A więc zależność
temperatury efektywnej od grawitacji jest bardzo słaba. Pocie szająca jest słaba zależ­
n ość tego współczynnika od parametru wydajności konwekcji l/H\ należy jednak uzmy­
słow ić sobie, że inne od formalizmu drogi m ieszania traktowania konwekcji może dra­
stycznie zmodyfikować wartość |3.
Konstruowanie teoretycznych krzywych jasności, tzn. obliczanie zmian jasności
w funkcji fazy składników na orbicie, opisane jest w ostatniej pracy. Podejście opiera
się na założeniu, iż wspólna otoczka opisana jest je d n ą z powierzchni stałego poten­
cjału w ograniczonym problemie trzech ciał o stałej Jacobiego C. Powierzchnia ta,
166
Z literatury naukowej
w zgodzie z poprzednimi rozważaniami, przebiega pomiędzy krytyczną powierzchnią we­
wnętrznego kontaktu Roche’a (Ci), a powierzchnią, która otwiera s ię na zewnątrz od
strony lżejszego składnika (C 2). Dla danego stosunku mas q : C 2 (<?X C < C t (q).
L u c y zakłada dalej szare modele atmosfer na całej powierzchni otoczki z niewiel­
kim i zmianami temperatury efektywnej, tak jak to opisano powyżej, i w ylicza jasność
układu poprzez bezpośrednie numeryczne całkowanie po widocznej powierzchni ,,biszkopta” natężeń światła opuszczającego atmosferę.Proponowana przezeń kwadratura jest
bardzo nieskomplikowana; z kierunku położonego w nieskończoności obserwatora wysła­
ny jest pęk prostych, które w punktach pierwszego przecięcia się z otoczką definiują
grawitację, temperaturę efektywną i kąt wyjścia promieniowania z atmosfery. Ze.względu
na nieokreślone granice całkowania w płaszczyźnie prostopadłej do kierunku na obserwa­
tora kwadratura ta je st stosunkowo wolno zbieżna i wymaga dużej liczby punktów (ok.
1500—2000 dla uzyskania dokładności 0.1%), co jednak w przypadku dnżych maszyn li­
czących nie jest żadnym problemem.
------1
------- r1-------1-------i1----------- 11--------I
---- r
i ----^
I
I
I
I
______ ______________________________________ ________“
I2 0
*
------ -< 2.2
0.0
0.2
Am
0.4
0.6
0.8
Faza
Rys. 2. Teoretyczna krzywa bolometrycznej jasności układu W UMa o parametrach: stosunek mas
<7 * 0.5, nachylenie orbity i “ 80°, stała Jacobiego C “ 3.8. W górnej c zfćc i podane s% przewidy­
wane zmiany gradientu spektrofotometrycznego <p dla typu widmowego GO w okolicy 5000 A
W ten sposób obliczyc można zależność jasności układu w funkcji fazy dla zestawu
parametrów q, c j i, Te, je że li problem traktujemy monochromatycznie, lub bez zależno­
ści od średniej temperatury efektywnej, jeżeli rozpatrujemy zmiany w świetle integral­
nym. Otrzymane krzywe łudząco przypominają obserwowane krzywe jasności układów
W UMa (rys. 2). Model można by wykorzystywać więc do jednoczesnego wyznaczania C
i i, przy założeniu znanych z obserwacji spektroskopowych Te i q, na które zresztą wy­
nik i są stosunkowo mało czułe.
Z litera tu ry naukow ej
167
Interesującym wynikiem j e s t , że przew idyw ać można w yraźną granicę głębokości
minimów: 1.28 mag., gdy układ op isany j e s t pow ierzchnią C 2 i 0 .94 mag., gdy C m C i
(z acho dzi to dla q - 1 oraz i “ 90°). Obserw owane układy W UMa w yk azują maksimum
przy ok. 1.1 mag., a ze względu n a różne sto su n k i m as i n achy len ia orbit oraz s e le k c ję
o bserw ac yjn ą n ajw ięcej j e s t układo'w o g łęb o k o ścia ch ok. 0.5 mag.
Model przewiduje również bardzo po dobną głębokość obu minimów i maksimum róż­
nicy wynosi 0.2 mag. Wynika to z faktu, że mniej is to t n e s ą tu zaćm ienia; w ażn iejszy
j e s t geometryczny efekt orientacji względem obserw atora wydłużonej konfiguracji, ja k ą
stanowi układ W UMa.
W jednym punkcie modele s ą n iezgodne z obserwacjami; p rzew iduje bowiem nieco
w ię k s z ą g łęb ok ość zaćm ień bardziej masywnego składn ik a, co n ie j e s t s ł u s z n e dla
w iększości systemów. Wchodzi tu w grę ró ż n ic a zwykle kilku se tn y c h wielkości gwia­
zdowej, tak że n iew ielkie u lep s z e n ie modelu mogłoby u su n ą ć prawdopodobnie i t ę
trudność.
LITERATURA
B a k e r , N. , T e m e s v i r y , S. , 1966, T a b le s o f C o n v e c tiv e S te lla r E n v e lo p e M odels (2 d ed .j
N. York: NASA, G oddard In st, for S pace S tu d ie s).
E g g e n , O .J ., 1961, R oy. O bs. B u ll., 31.
E g g e n , O .J ., 1967, Mem. R .A .S . 70, 111.
L u c y , L .B ., 1967, Z.f. A p., 65, 89.
L u c y , L .B ., 1968a, Ap. J .. 151, 1123.
L u c y , L .B ., 1968b, Ap. J . , 153, 877.
S m a k , J . , 1968, P o s tę p y A s tr., 16, 3.
'
.
,
■
w
.
.
KRONIKA
JAN JERZY KUBIKOWSKI
Doc. Dr Jan Jerzy K u b i k o w s k i urodził się 9 października 1927 r. w Horodence.
Do szkoły powszechnej uczęszczał we Lwowie. W czasie wojny stracił ojca i musiał
pracować jako pracownik fizyczny — był pomocnikiem tokarza i kierowcy w cukrowni
w Horodence. W 1945 r. zamieszkał wraz z m atką i brać­
mi w Podkowie Leśnej pod Warszawą, gdzie też ukoń­
czył liceum dla dorosłych i w 1946 r. uzyskał świade­
ctwo dojrzałości. Po przeniesieniu się wraz z rodziną
w okolice Wrocławia, jeszcze w tym samym roku, Jan
K u b i k o w s k i rozpoczął studia astronomiczne na Uni­
wersytecie Wrocławskim. Decyzję tę podjął mimo trud­
nych warunków finansowych i mieszkaniowych, ale by­
ła to realizacja w ieloletnich, młodzieńczych marzeń.
Wśród dokumentów pozostały ręcznie pisane gazetki
z okresu lat szkolnych, w których „Redaktor” Jan K u ­
b i k o w s k i p isa ł artykuły o promieniowaniu i kosmosie,
jakby przygotowując się do przyszłej tematyki naukowej.
Studia
astronomiczne
Jana
K u b i k o w s k i e go
trwały do 1950 r., ale ju ż od 1948 r. rozpoczął pracę
w Obserwatorium Astronomicznym jako zastępca
asy­
stenta, przechodząc kolejno wszystkie szczeble do
adiunkta w 1955 r. Początkowo Jego praca naukowa
zw iązana była z dużym programem astro metrycznym,
tzw. Katalogiem słabych gwiazd. Mimo, że ta tematyka naukowa nie w zbudziła w Nim
głębszego zainteresowania, Jan K u b i k o w s k i wykonał powierzone Mu zadanie i Jego
praca magisterska w 1950 r., jak również pierwsze publikacje, dotyczą właśnie wyzna­
czania deklinacji gwiazd, co było c zę śc ią składową programu Katalogu słabych gwiazd.
Równocześnie jednak Jan K u b i k o w s k i studiuje samodzielnie w grupie astrofi­
zycznej zagadnienia zw iązane z atmosferami gwiazd i ta tematyka zaczyna pociągać Co
coraz bardziej. W 1957 r. uzyskuje stopień naukowy kandydata nauk astronomicznych
i w 1958 r. wyjeżdża na 9-miesięczny staż naukowy w Instytucie Astrofizycznym w Pa­
ryżu, gdzie pracuje pod kierunkiem prof. E. S c h a t z m a n a . Tam też zapoznał się z pro­
blemem przechodzenia fal uderzeniowych w atmosferach gwiazd i opracował zagadnienie
zmiany temperatury za frontem fali uderzeniowej. Po powrocie do Wrocławia Jego zain­
teresowania koncentrują się wyraźnie na problemach niestacjonarnych atmosfer gwiazdo­
wych. Pragnie w iązać opracowania teoretyczne z danymi obserwacyjnymi i dlatego zaj­
muje się sam, a potem ze współpracownikami, zagadnieniem powstawania lin ii absorpcyj­
nych w atmosferach niejednorodnych i z gradientem prędkości. Równocześnie jednak
stara się zrozumieć gwiazdę, jako układ stanowiący pewną całość, podlegającą zmia­
nom ewolucyjnym. Stąd Jego zainteresowania wnętrzami gwiazd, pulsacjami gwiazd i ich
etapami ewolucyjnymi.
W 1964 r. Jan K u b i k o w s k i przeprowadził przewód habilitacyjny i uzyskał sto-
[169]
170
Kronika
pień naukowy docenta. Od 1965 r. byt kierownikiem Katedry A strofizyki Teoretycznej
Instytutu Astronom icznego. Rów nocześnie rozpoczął p racę w W yższej Szkole P ed ago­
giczn ej w Opolu. W tym ok resie dużo starań włożył w szeroko zakrojone studia matema­
tyczne i fizyczne w n ad ziei, ż e sta n ą s ię one pom ocą przy teoretycznych badaniach
astrofizyczn ych. Je g o duża erudycja i cechy charakteru spraw iły, że chętnie powierzano
Mu lic z n e funkcje. Był członkiem Rady R edakcyjnej ,,A cta A stronom ica” , pracow ał
w Z arządzie P o lsk ie go Tow arzystw a Astronomicznego, był członkiem Komitetu Astro­
nomicznego PAN i Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Wielokrotnie kierował pracami
m agisterskim i i był recenzentem rozpraw doktorskich.
W ciągu ostatn iego la ta Ja n K u b i k ó w s k i brał udział jak o organizator i wykładow­
ca lletnich szk ół: A strofizycznej w Limanowej i A strofizyki R elatyw istycznej w Opolu.
Szczeg óln ie ta ostatn ia tem atyka sta ła s i ę nową p a s ją naukową Ja n a K u b i k o w s k i e g o . Poprzednie prace i stu dia stanowiły d o sk on ałą podstaw ę do p od jęcia problemów no­
wych, atrakcyjnych a rów nocześnie trudnych. Jan K u b i k o w s k i miał n ad zie ję, że dzię­
ki powstaniu grupy naukowców uda s ię ro zp ocząć system atyczn e badania z zakresu rela­
tyw istycznych zagadnień astrofizyczn ych. Miał n ad z ie ję na u zy sk an ie szybko warto­
ściow ych wyników w tej dzied zin ie, a my byliśm y pewni Je g o sukcesów .
A le 11 listo p a d a 196R r. p rzy szła śm ierć. P rz y sz ła n agle, bez o strzeżen ia czy za­
pow iedzi. P rz y sz ła z ta k ą perfidią, że na moment uderzenia wybrała c z a s pośw ięcany
zwykle na seminarium relatyw istyczn e. J e s t ja k a ś tragiczn a dysproporcja między t ą te­
matyką, w której swobodnie można konstruować modele W szechśw iata, czy opisyw ać pro­
c e sy o znaczeniu kosm icznym, a kom pletną b ezrad n o ścią wobec prostego z jaw isk a, ja ­
kim je s t o statn ie uderzenie serca.
I pow stała pustka, z którą trudno s i ę pogodzić. O dszedł K o lega, P rz y ja c ie l, zaw sze
pogodny, uśm iechnięty, życzliw y dla w szystk ich , k och ający ży cie w jego n ajlep szy ch ,
n ajsz la ch e tn iejsz y ch formach. O dszedł w momencie, kiedy tak dużo mógł nam je s z c z e
dać.
C z e ść Je g o pam ięci!
Antoni O polski
ZAGADNIENIA ASTRONOMICZNE
NA MOSKIEWSKIM SEMINARIUM NEUTRINOWYM
Moskwa, wrzesień 1968
Br. K U C H O W I C Z
W pierwszej połowie września 1968 r. odbyło się w Instytucie Fizyki im. P.N. Lebiediewa w Moskwie kilkudniowe seminarium na temat fizyki i astrofizyki neutrina, zor­
ganizowane przez Wydział Fizyki Jądrowej Akademii Nauk ZSRR. Zgromadziło ono po­
nad stu fizyków i astronomów z całego terytorium Związku Radzieckiego, zainteresowa­
nych rozmaitymi aspektami tego burzliwie się^ ostatnio rozwijającego nowego działu fi­
zyki (a częściowo i astronomii, nie chcę zresztą przesądzać o tym, do której z nauk za­
lic z y ć należy badania nad neutrinem — jest to typowy przykład zagadnienia wyrastają­
cego na styku kilku dyscyplin naukowych). W Instytucie im. Lebiediewa zorganizowane
zostało ju ż przed kilku laty specjalne Laboratorium Neutrinowe, kierowane przez profe­
sora G.T. Z a c e p i n a , który był przewodniczącym Komitetu Organizacyjnego semina­
rium. W Laboratorium tym problematyką neutrinową zajmuje się ok. 20 osób. W Instytucie
Fizyki Wysokich F.nergii w Sierpuchowie pod Moskwą, którego zwiedzenie umożliwiono
gościom zagranicznym, projektuje się przeprowadzenie eksperymentów neutrinowych na
największym obecnie na świecie akceleratorze (przyspiesza on protony do gigantycznej
energii 7* 1010 eV). Plany tych i innych eksperymentów przedstawione były na semi­
narium.
Seminarium, składało się z kilku sesji, poświęconych następującym tematom:
1. Doświadczenia z niskoenergetycznymi neutrinami
2. Neutrina wysokich energii z akceleratorów i promieniowania kosmicznego (do­
świadczenia)
3. Neutrina wysokich energii (teoria)
4. Astrofizyka neutrinową
5. Wybrane aspekty fizyki kosmicznych mionów.
W seminarium brali udział goście zagraniczni, reprezentujący wszystkie ważniejsze
ośrodki, w których od paru lat uprawiana jest tematyka neutrinową. Przedstawiono za­
równo obszerne przeglądy — podsumowania'aktualnego stanu wiedzy w określonej dzie­
dzinie, najczęściej w oparciu o własny wkład referenta — jak i pewną liczb ę drobnych
prac przyczynkowych.
N ajw iększą lic zb ę prac przedstawiono na sesji pierwszej, która w istocie rzeczy
dotyczyła doświadczalnej astronomii neutrinowej Słońca, niskoenergetyczne neutrina
bowiem, o których mowa w nazwie sesji, to przede wszystkim neutrina słoneczne. Gwoli
ścisło ści trzeba dodać, że jeden referat dotyczył także niskoenergetycznych antyneutrin
z reaktorów jądrowych. Siedem prac przedstawiono także na sesji czwartej, poświęconej
[171]
172
Kronika
problemom teoretycznym astrofizyki neutrino wej. W świetle tego można wyrazie więc
pogląd, że prawie połowa seminarium poświęcona była problematyce astronomicznej;
sposób podejścia do kwestii astronomicznych był jednak dość odmienny od podejścia
w klasycznych dyscyplinach astronomii. Pewna liczb a prac dotyczyła wreszcie zagad­
nień detekcji wysokoenergetycznych neutrin, które s ą wytwarzane w górnych warstwach
atmosfery ziemskiej przez dochodzące do nas cząstki promieniowania kosmicznego; zbu­
dowano ju ż pierwsze detektory dla tych neutrin i przedstawiono wyniki obserwacji. Ten
kierunek badań powiązany jest również w pewnym stopniu z astronomią, chód może wła­
ściw iej wypadałoby go zaliczyć do dziedziny badań nad przestrzenią kosm iczną ( ,,space
research” ; szkoda, że nie mamy w języku polskim krótszego odpowiednika).
Prof. R. D a v i s z Brookhaven przedstawił wyniki swego doświadczenia, opartego
na podanym przed dwudziestu laty przez prof. P o n t e c o r v ę pomyśle. Pod działaniem
neutrin (o odpowiednio wysokiej energii) może zajść reakcja przemiany chloru w argon:
v + »C1 — ” A + e~.
Jest to reakcja niezwykle mało wydajna; gdyby 10” atomów izotopu chloru 57C1 pod­
dać działaniu strumienia neutrin słonecznych przez 24 godziny, powstanie kilka atomów
argonu J,A. Argon wytworzony jest promieniotwórczy; gdyby po napromieniowaniu olbrzy­
miej ilo ści chloru (w postaci związku chemicznego) udało się wydzielić z niego metoda­
mi radiochemicznymi argon i wykryć jego promieniotwórczość, byłoby to prostym po­
twierdzeniem spowodowanej przez neutrina przemiany chloru w argon. Pozornie wszystko
to wydaje się proste, w rzeczywistości opracowanie odpowiedniej metodyki doświadcze­
nia trwało wiele lat. Trzeba było użyć ogromnych ilo ści chloru; w ostatnim swym do­
świadczeniu O a v i s użył ok. 380 tysięcy litrów C,C1«. Dla odcięcia wpływu promienio­
wania kosmicznego ogromny zbiornik-detektor umieszczony został na głębokości półtora
kilometra w kopalni złota w Południowej Dakocie (USA). Przeprowadzono ju ż dwa do­
świadczenia: pierwsze trwało 4B dni, drugie — 110 dni: Na podstawie tej udało się
określić górną, granicę szybkości wychwytu neutrina przez jądro chloru S7C1. Wartość ta
okazała się o połowę m niejsza od przewidywań teoretycznych, opartych na modelach
słonecznych. Rozbieżność ta jednak nie jest istotna, wszak w tej dziedzinie operowano
od niedawna tylko rzędami wielkości. Wykorzystanie wyników obserwacji D a v i s a po­
zwoli na skonstruowanie dokładniejszych modeli słonecznych.
Interpretacji teoretycznej doświadczeń z neutrinami słonecznymi poświęcony był re­
ferat prof. J.N . B a h c a 11 a z Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego w Pasadenie*.
Wyniki innych doświadczeń neutrinowych, prowadzonych również głęboko pod zie­
mią, w szybach kopalni w Stanach Zjednoczonych, Południowej Afryce i Indiach, przed­
stawione były przez prof. R e i n e s a (Uniwersytet K alifornijski), prof. M e n o n a (Tata
Institute of Fundamental Research, Bombaj) oraz jego współpracowników: prof. W o 1fe n d a l e ’ a z Wielkiej Brytanii i prof. M i y a k e z Japonii i przez prof. K e u f f e l a
z Utah State University (USA).
Omawiano propozycje nowych doświadczeń, zbliżonych charakterem do doświadcze­
nia D a v i s a, a więc polegających na wyszukiwaniu przemian jądrowych, zachodzących
w określonych substancjach pod działaniem neutrin słonecznych. Znany specjalista
z fizyki neutrinowej, prof. P o n t e c o r v o ze Zjednoczonego Instytutu Badań Jądrowych
w Dubnej, w ysun^ hipotezę niezachowania ładunku leptonowego. Gdyby tak było, wtedy
masa spoczynkowa neutrina nieco różniłaby się od zera i w wiązce neutrin możliwe by* Prof. B a h c a l l
ny przez D a v i s a.
nie mógł, niestety, przybyć na seminarium i referat jego został przedstawio­
K ronika
173
łyb y o s c y l a c j e (v s f t v ,
ve) podobne do o s c y l a c j i w w ią zk ac h neutralnych mezonów
K °. P o dan o o s z a c o w a n i a c h a ra k te ry sty c zn y c h d ł u g o ś c i o s c y l a c j i dla neutrin z ak c e leratoro'w i z p r o c e só w we wnętrz ach gw iazd. D o ś w i a d c z e n ia pozw oliłyby n a w y zn acze n ie
w arto śc i s t a ł e j s p r z ę ż e n i a , c h a r a k t e ry z u ją c e j n a r u s z e n ie z a c h o w a n ia lic z b y leptonowej.
O s c y l a c j e p o w y ż s z e doprowadziłyby do z m n i e js z e n ia strum ienia neutrin ze S ło ń c a (być
może niezgodności wyników eksperym entu D a v i s a z przewidywaniami teoretycznymi
B a h c a l l a j e s t tym w ł a ś n i e uwarunkowana). H ipo te za p o w y ż s z a j e s t niew ątpliw ie bar­
dzo c i e k a w a , w zbudziła ożyw ion ą d y s k u s j ę i n atra fiła s z e r e g z a s t r z e ż e ń .
Z a g a d n ie n ie e m i s ji neutrin i antyneutrin p o d c z a s wybuchów gw iaz d supernowych
p r z e d s ta w ił dr I m s z e n n i k , m o ż liw o ś ć o b s e r w a c ji tych antyneutrin omówił prof.
Z a c e p i n . Prof. G.. M a r x z Uniwersytetu w B u d a p e s z c i e zreferował k w e s ti ę możliwo­
ś c i d e te k c ji antyneutrin po c h o d z e n ia z i e m s k ie g o , autor n i n ie j s z e g o sp r aw o zd a n ia przed­
s ta w ił rolę neutrina w teorii g r aw ita cji oraz problemy s t a t y s t y k i neutrin. W referatach
l.D . N o w i k o w a i w spółpra cowników (odczytanym w z a s t ę p s t w i e pr z e z I m s z e n n i k a)
o r a z K o n s t a n t i n o w a i K o c z a r o w a omówiono k w e s t i ę tzw. neutrin k o s m o lo g ic z ­
nych.
C h oć neutrino znane było od dawna j a k o c z ą s t k a h ip otetyczn a, n i e zb ęd n a fizykom
d la ra tow an ia praw za c h o w a n ia energii i pędu, dopiero od kilk u n as tu l a t p o d n ie s ie n ie
poziomu techniki d e t e k c ji umożliwiło prow adzen ie d o ś w i a d c z e ń . J e d n o c z e ś n i e rozwój
teorii neutrina zw iąz an y z n ie zach ow an iem p a r z y s t o ś c i w s ł a b y c h od d ziaływ a n ia c h ,
dwukomponentową t e o r ią neutrina i d a lsz y m i j e j k o n sek w en cjam i doprowadził do p o ja ­
wienia s i ę law iny p r ac teo rety czn y ch. P o w a ż n a c z ę ś ć tych p r ac dotyczy problemów emi­
s j i neutrin w końcowych s t a d i a c h e w o lu c ji g w iazd i podsu m ow an a z o s t a ł a przed kilku
l aty w artykule przeglądowym J a t c z a k a n a łam ach t e g o ż p is m a ( P o s t . Astron. 1 3 , 6 3
(1965)).
Seminarium m o s k ie w s k i e , w s z c z e g ó l n o ś c i p r z e d s ta w io n e na nim wyniki prac z do­
ś w i a d c z a l n e j astronomii neutrinowej, w s k a z u j ą na w kroczen ie badań neutrinowych na
d a l s z y e ta p . D z ię k i neutrinu astronomowie otrzymali do d y s p o z y c j i środ ek , p o z w a l a j ą c y
na u z y sk iw an ie info rm acji o n a jb a r d z ie j wewnętrznych o b s z a r a c h gw iaz d.
.
.
_________________
_______
___________________________________
_____
C O flE PX A H M E TETPA/JM 2
CT 3 Tb M
K. P y f l H H U K n i i ,
CBepxHOBbix
99
A. C x a B HK O BC K H, K. C T e M n e H b , TejiecKonw Tuna Ritchey-Chrćtien
B. f l K C b , J l03HHM0 HHbie KaTaJlOrH H MX TOM HOCTb...........................................
H a 6jiK)flaTe^bHbie
acneKTbi
acTpoHOMUM
123
141
V I 3 jiaC>opaTopnfi w o ti cepBaTopufi
M. r i a H b K y B ,
cK o ro
/UiCKyCCMH Hafl B03M0)KH0CTbK) O flH a p y )K6 HMH pejlHTHBMCT-
34»})eKTa
cnyTHMKOB
b flB n * e H v m x
n e p w ue H T p O B KOMeT u
H a T y p a jib H b ix
n J ia H e T .....................................................................................................................
M3 HayqHofi
153
jiMTepaTypw
T. KBacT, JI mhhm ranaKTMK
157
C. PyqwHbCKM, Moflejw cwcTeM W U M a .......................................................
163
X po h u k a
H h E k H KyÓHKOBCKH.........................................................................................................
B.
KyxoBHq,
AcTpcmoMimecKMe npoóJieMbi
Ha m ockobckom
nocBsmeHHOM HeiiTpMHo. MocKBa, ceHTflSpb 196 8
.
.
169
ceMMHape,
.
.
. . .
171
CONTENTS
ARTICLES
K. R u d n i ę k i , Observational Aspects of Supernova K n o w le d g e ................................
A. St a w-iko w s k i , K. S t ę p i e ń , Ritchey-Chretien T e le s c o p e s .............................
W. J a k ś , Catalogues of Positions and their A c c u r a c y .................................................
99
123
141
F R OM L A B O R A T O R I E S AND O B S E R V A T O R I E S
M. P a ń k ó w , Discussion of the P ossibility of Detecting the R elativistic Effect
in the Motion of the Pericentra of Comets and of Artificial Earth’s Satellites
[ 175]
153
176
Spis treści
FROM S CI ENT IFI C L I T E R A T U R E
T. K w a s t , L in e s of G a la x ie s . .............................................................................................. 157
S. R u c i ń s k i, M odels of th e S ystem s of W UMa t y p e .................................................... 163
CHRONICLE
Ja n Jerzy K u b ik o w s k i.......................................................................................................
169
B. K u c h o w i c z , A stronom ical P roblem s a t th e Moscow N eutrino Seminar. M os­
cow , Septem ber 1968 ............................. • .............................................................................. 171
SPIS TREŚCI ZESZYTU 2
ARTYKUŁY
K. R u d n i c k i , O bserw acyjne a sp ek ty w ied zy o s u p e r n o w y c h .......................................
99
A. S t a w i k o w s k i , K. S t ę p i e ń , T elesk o p y typu R itc h e y a - C h r ó tie n a .....................J23
W. J a k ś, K atalogi pozycyjne i ic h d o k ła d n o ś c i..................................................................141
Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW
M. P a ń k ó w , D y sk u sja m ożliw ości w ykrycia efektu relaty w isty czn eg o w ruchach
pericentrów komet i n aturalnych sa telitó w p l a n e t ......................................................153
Z L I T E R A T U R Y NAUKOWEJ
T . K w a s t , L in ie galaktyk . .........................................................................................
157
S. R u c i ń s k i , Modele układów W U M a ................................................................................... 163
KRONIKA
Ja n Je rz y K ubikow ski ............................................ ............................................................... • • 169
B. K u c h o w i c z , Z ag ad n ien ia astronom iczne na m oskiew skim sem inarium neutrinowym. Moskwa, w rzesień 1 9 6 R ......................................................................................... 171