DANE OBSERWACYJNE

Najbardziej charakterystyczne dla pierwiastków grupy L wydaje się porównanie ich średniej obfitości kosmicznej z obfitością w promieniowaniu kosmicznym. Jest faktem znanym od lat, że zawartość litu, berylu i boru w docierającym do Ziemi promieniowaniu kosmicznym jest porównywalna z zawartością sąsiadów z układu okresowego: węgla czy też azotu, zamiast być mniejszą o czynnik ok. 106 , jak by wynikało z uniwersalnej krzywej obfitości. Wiadomo także, że jądra 2D i 3 He, mało rozpowszechnione w materii układu słonecznego, dość obficie reprezentowane są wśród cząstek promieniowania kos­ micznego. Dane liczbowe, zaczerpnięte z wykładu F o w l e r a (1972), zawarte są w ta­ beli 1.

T a b e l a 1

Porównanie średnich obfitości pierwiastków chemicznych z obfitościam i w promieniowaniu kosmicznym Grupa pierwiastków Obfitość średnia w promieniowaniu kosmicznym w górnych warstwach atmosfery w z'rodle prom. kosm. (wartości szacunkowe) Z = 1 60 000 3000 3040 Z = 2 3 000 160 180 3 < Z < 5 2 1 0 '4 4 0 6 < Z < 9 50 11 18 10 < Z < 14 15 3,5 6,5 15 < Z < 19 0,1 0,4 0,2 20 < Z «; 25 0,1 0,4 0,2 Z = 26 1 1 3,4

300 M. Kowalski, B. Kuchowicz

Nie powinno nas dziwie, źe pierwiastki ciężkie reprezentowane są stosunkowo obficie w promieniowaniu kosmicznym. Wiąże się to z pochodzeniem tego promieniowania. Jeśli uznać za rzecz naturalną eksplozję gwiazd supernowych jako jedno ze źródeł promienio­ wania kosmicznego, wtedy zrozumiałe się staje wzbogacenie wyrzuconej w przestrzeń materii w produkty eksplozyjnej nukleosyntezy*.

Rzut oka na ostatnią kolumnę w tab. 1 wskazuje jednak, że materia wyrzucona w prze­ strzeń przez źródło promieniowania kosmicznego nie jest wcale wzbogacona w pierwiastki grupy L. Jak zatem wyjaśnić fakt, że tyle ich dociera w tym promieniowaniu do Ziemi?

Jedyne sensowne wyjaśnienie tego faktu wydaje się kryć w przyjęciu mechanizmu reakcji kruszenia jąder cięższych w przestrzeni kosmicznej, gdzie przecież nie ma całkowi­ tej próżni i ciężka cząstka promieniowania kosmicznego ma podczas swego lotu niezero- wą szansę natrafienia na jądro np. wodoru międzygwiazdowego. Wytworzony w takim zderzeniu fragment jądra cięższego może poruszać się dalej, z niewielką na ogół zmianą energii i pędu. Z dużej zawartości jąder węgla, azotu i tlenu w materii wyrzucanej przez wiele typów eksplodujących gwiazd wynika z kolei, że o zmianie składu chemicznego pierwotnego promieniowania kosmicznego decydować będą przede wszystkim reakcje kruszenia tychże jąder. Z danych laboratoryjnych zaś wiadomo (patrz dokładniej w rozdz. 3), że właśnie nuklidy grupy L powstają obficie w tychże procesach. Spora zawartość tychże nuklidów w docierającym do nas promieniowaniu kosmicznym jest więc ważną konsekwencją procesów wtórnych, jakim podlega promieniowanie kosmiczne w przestrzeni międzygwiazdowej.

Tabela 2 zawiera zestawienie średnich obfitości kosmicznych nuklidów z grupy L wg ostatniej kompilacji C a m e r o n a (1973); dla celów porównawczych zamieszczono dane z dwóch poprzednich, dość często cytowanych zestawień. Istotną rozbieżność w porów- nafiiu z poprzednimi danymi widać w przypadku obfitości boru. Ponieważ sprawa ta wzbudziła sporo kontrowersji, zajmiemy się nią nieco dokładniej. W wyniku analizy za­ wartości boru w chondrytach węglistych, C a m e r o n doszedł do wniosku, że uwzględ­ nić trzeba wielką lotność boru, gdyż nie uwzględniając tego efektu otrzymuje się zaniżoną (prawie o dwa rzędy wielkości) obfitość boru. Na rzecz podwyższenia tejże obfitości C a m e r o n skorzystał także z wyniku S m i t h a i S t e c h e r a (1971), którzy linię 1362,46

A

w widmie

ę

Oph przypisali obecności B + w ośrodku międzygwiazdowym. Podniesiona znacznie przez C a m e r o n a (1973) nowa wartość obfitości boru nie zgadza się jednak ze wstępnymi wynikami obserwacji linii międzygwiazdowych w ultrafiolecie, prowadzonych przy użyciu spektrometru U V umieszczonego na pokładzie orbitalnego obserwatorium astronomicznego „Kopernik” (OAO—C). Na podstawie tych danych wyni- kających z obserwacji w kierunku f Per oszacowano górną granicę dla obfitości B + w ośrodku międzygwiazdowym ( M o r t o n i współpr. 1973). Stąd, jak również w opar­ ciu o analizę frakcjonowania chemicznego w meteorytach, można wydedukować popra­ wioną obfitość boru równą 30 (A u d o u z e i współpr. 1973) — o rząd niższą od wartoś­ ci podanej aktualnie przez C a m e r o n a (1973). Zdaniem naszym wartość ta jest rów­ nież bardziej prawdopodobna. Można tylko stwierdzić, że ostateczne ustalenie dość wia­ rygodnej obfitości boru w materii pozaziemskiej nie następi zbyt prędko. Wszak do dziś

* W spółczesny stan w iedzy o ek sp lozyjn ej n u kleo syn tezie p rzedstaw ion y je st w m ateriałach z k o n ­ ferencji w A ustin ( S c h r a m m i A r n e t t 1 9 7 3 ).

Powstawanie pierwiastków lekkich

301

T a b e l a 2

Kosmiczne obfitości pierwiastków grupy L oraz ich izotopów

Obfitość w skali N (Si) = 1 0 ‘

Nuklid (w nawiasach ^{wg Camerona (1 9 7 3 ) wg wcześniejszych}

podano zawartość w %) _{kompilacji (dla pierwiastków)}

izotopy pierwiastki Suess i Urey

(1 9 5 6 ) Cameron (1 9 6 8 ) ‘ Li (7 ,4 2 ) 7 Li (9 2 ,5 8 ) 3,67 4 5 ,8 ^{| 49,5 100 45} 9 Be (1 0 0 ) 0,81 0,81 20 0,69 10 B (1 9 ,6 4 ) " B (8 0 ,3 6 ) 68,7 281,3 | 350 24 6,2

Niektóre stosunki obfitości:

7 L i/6 Li 12,5

11B /10B 4,1

Li/Be 61

B/Li 7,1 (dla nowej obfitości Camerona, niepewne)

2H/ *H 1/6 5 0 0

3H e/4 He 1,7 ■ 10 4 (wielkość dość niepewna)

nie udało się właściwie wykryć linii boru nawet w Słońcu ( G r e v e s s e 1969; E n g -v o i d 1969).

Odmiennie niż w przypadku boru, dla litu dysponujemy obfitym materiałem obserwa­ cyjnym. Przed kilku laty sytuację podsumował S t a w i k o w s k i (1968). Wyniki obser­ wacji litu i berylu, a także deuteru i helu-3 przeanalizował D a n z i g e r (1967). W miejs­ cu tym wspomnimy jeszcze tylko o kilku nowszych wynikach. Rysunek 1 przedstawia stosunek obfitości Li/H w zależności od typu widmowego gwiazdy, w której się go o b ­ serwuje. Obszar zajęty przez określoną grupę gwiazd oddaje w przybliżeniu rozrzut obser­ wowanych obfitości. Zastanawiające jest przy tym , że mniej niż należałoby się spodzie­ wać jest litu w przestrzeni wokół gwiazd typu T Tauri. Interpretuje się to nieraz w ten sposób, że lit powstawać ma w tych gwiazdach, ale znaczniejsze jego ilości nie są wyrzuca­ ne w przestrzeń.

Na uwagę zasługują także gwiazdy osobliwe typu A. W widmach ich występują nie­ zwykle silne linie pewnych pierwiastków. Anomalie obfitości w gwiazdach Ap tłumaczy się za pom ocą hipotezy ( V a n d e n H e u v e l 1967; G u t h r i e 1968), w myśl której miały one należeć do układów podwójnych, w których gwiazda główna zdążyła eksplodować jako supernowa. Część materii wyrzuconej podczas wybuchu w przestrzeń opadła następnie na powierzchnię drugiego składnika układu, powodując anomalie obfi­ tości na powierzchni ( G u t h r i e 1969, 1970, 1971 a,b; K u c h o w i c z 1973). Wpraw­ dzie mechanizm powyższy wydaje się najistotniejszy w odniesieniu do pierwiastków

cięż-302 M. Kowalski, B. Kuchowicz

Rys. 1. Stosunek obfitości Li/H dla kilku typów widmowych (rysunek zaczerpnięty z W a l l e r -s t e i n a i C o n t i e g o 1 9 6 9 ) .---granica wykrywalności; górna granica

obfitości w ośrodku międzygwiazdowym

szych, jednakże nuklidy grupy L powstać mogły w wyniku reakcji kruszenia pow odow a­ nych na powierzchni protonam i, przyspieszonym i do wysokich energii falami uderzenio­ wymi. Ju ż przed laty stwierdzono, że w niektórych gwiazdach Ap jest mniej więcej dwu­ krotnie więcej berylu niż w Słońcu. Ostatnio przeprow adzono dokładne badania obfitości Li, Be i B w gwieździe X Cne ( B o e s g a a r d i H e a c o x 1973). Nie tylko udało się potwierdzić dokładnie poprzednie oszacowania nadmiaru berylu, ale i stwierdzono, że boru je st też za dużo w atm osferze tej gwiazdy (mniej więcej o rząd wielkości, jeśli porównać z rozpowszechnieniem tego pierwiastka w materii układu słonecznego). Analo­ giczne stwierdzenie, aczkolwiek nie tak dobrze ugruntowane, odnosi się do litu.

Wspomniane anomalie obfitości można wyjaśnić oczywiście przy użyciu hipotezy transferu materii z wybuchającej supernowej na powierzchnię drugiego składnika układu podwójnego. Dla gwiazdy X Cne, a także i dla innych gwiazd o aktyw ności m agnetycznej, otwiera się jednak dodatkow a możliwość wytłumaczenia sporej obfitości nuklidów grupy L na powierzchni. Na powierzchni 3£ Cne stwierdzono zmienne pole magnetyczne ( P r e s t o n i współpr. 1969) od +250 do —150 gausów, z okresem 5,0035 dni. Czy ta

Powstawanie pierw iastków lekkich

303

aktywność magnetyczna nie mogłaby stanowić mechanizmu, umożliwiającego przyspie­ szanie cząstek do energii, przy których możliwe będzie kruszenie jąder węgla, azotu i tlenu, obecnych na powierzchni gwiazdy?

W dokumencie Postępy Astronomii nr 4/1974 (Stron 53-57)