J e s z c z e w końcu XIX w., gdy otrzymano, d o stateczn ą ilość widm różnych gwiazd okazało s ię , że u niektórych z nich linie pewnych pierwiastków, głów nie z grupy pierwiastków ziem rzadkich, s ą znacznie siln ie js z e niż u innych, podobnych fizycznie gwiazd. Równocześnie występowało osłabienie linii wapnia i paru innych pierwiastków. P o za tym linie widmowe tych gwiazd były niezwykle ostre. Gwiazdy te nazwano osobliwymi. Jednym z najbardziej wybitnych i najlepiej znanym reprezentantem grupy gwiazd osobliwych jest s ła b s z y składnik gwiazdy podwójnej wizualnej a CVn. Ju ż na początku
26
K. S t ę p i e ńXX w. odkryto, że niektóre linie tej gwiazdy nie tylko m ają nienormalne n a tę ż e n ia , ale że te n a tę ż e n ia s ą zmienne w c z a s i e , i to okresowo. Okres wyr n o s ił ok. 5 dni. R ów nocześnie G u t h n i c k i P r a g e r (1914) odkryli paru- procentowe zmiany ś w ia tła mająpe t ę s a m ą okresow ość. N ależy tu podkre ś l i ć , że o b serw acje wykonane były w 1914 r., gdy tech n ik a fotoelektryczna s ta w ia ła p ierw sze kroki. Mimo to ich jak o ść i dokładność s ą zdumiewająco wysokie i nie u s t ę p u j ą wielu w spółczesnym obserwacjom.
O stro ść linii widmowych gwiazd osobliw ych mogłaby wskazywać na to , że widzimy je od strony bieguna ro ta c ji, ale je ż e l i traktować je jako o s o b n ą grupę fizy czn ą może również o z n a c z ać m n iejszą prędkość ro tacji. B liż s z e badania s t a t y s ty c z n e gwiazd normalnych pokazały, że również wśród nich i s t n i e j ą gwiazdy o wąskich liniach (czego n ależało b y oczekiw ać przy przypadkowym ro zk ład zie o s i ro ta c ji w p rz e s trz e n i). Co więcej, j e ż e l i utworzy s i ę h isto gram parametru v sin i , gdzie v j e s t p rę d k o śc ią rotacji gwiazdy a i kątem między o s i ą ro tacji i promieniem w idzenia (ten w ła śn ie parametr otrzymuje się z o b serw acji), to okazuje s i ę , że gwiazdy normalne m ają w przybliżeniu rozkład g a u sso w sk i bez uw zględniania gwiazd o sobliw ych. T e o sta tn ie powo d u ją w yraźną nadwyżkę, gwiazd z małymi v sin i . Wydaje s i ę w ię c , że gwiazdy osobliwe ro tu ją wolniej niż gwiazdy norn.alne podobnych typów widmowych.
Gwiazdy osobliw e sp o ty k a s i ę wśród typów widmowych B8 — F 3 , aczkol wiek istn ie je p a r ę gwiazd sp o z a tego p rz e d z ia łu , które te ż s ą z a lic z a n e do tej grupy.
J e ż e l i chodzi o o so b liw o śc i w widmie, to nienormalne n a t ę ż e n ia wyka z u ją głównie linie pierwiastków ziem rzadkich. Zaw artość niektórych pier w iastków z tej grupy wydaje s ię być w yższa, o jed en , dwa a nawet trzy rz ę dy w ielk o ści w stosunku do normalnych gwiazd. Natom iast linie w apnia, helu i paru innych pierwiastków s ą c z ę s t o s ła b s z e . Rodzaj o s o b liw o ś c i widma gwiazdy j e s t skorelowany z jej temperaturą: w gw iazdach gorących na jw ię k sz e odchylenia od normy w y k azu ją lin ie krzemu, manganu i niezidentyfikow ana linia A 4201. Gwiazdy o typach p ó źn iejszy ch niż B9 mają n a jw ię k sz e o s o bliw ości związane z chromem, europem i strontem. T a b e l a 1 przedstaw ia nie które n a j j a ś n i e j s z e gwiazdy osobliw e wraz z ich wskaźnikami barwy o raz naj w ażniejszym i oso b liw o ściam i ( E g g e n 1965). Były podejmowane próby wy ja ś n i e n i a tych nietypowych natężeń za pomocą mechanizmów, które by zwięk sz a ły selektyw nie n a tę ż e n ia niektórych lin ii przy normalnym s k ła d z ie che micznym atmosfery. Staranne analizy składu chem icznego (w s z c z e g ó ln o ś c i B u r b i d g e ’ ó w 1955) wykazały, że tego rodzaju efekty nie mogą w yjaśnić obserwowanych anomalii. T rz e b a więc p rzy jąć, że is to tn ie w atmosferach gwiazd osobliw ych w y s tę p u ją anomalie składu chemicznego.
B l i ż s z a a n a liz a okresowych zmian n atężeń lin ii w a 2 CVn pokazała, że niektóre linie zmieniały s i ę w antyfazie z innymi, tzn. ich maksima n atężen przypadały na minima innych. Zmieniały s i ę również z tym samym okresem
G w i a z d y m a g n e t y c z n e 27 T a b e l a 1 N a j j a ś n i e j s z e g w ia z d y o s o b liw e N a z w a B-y O s o b l. N a z w a Vo B-y O s o b L HR 4817 4 .4 6 - 0 .1 6 Mn 0 A ur 2 .7 0 - 0 . 0 8 Si HR 612 4 .6 8 - 0 .1 6 X4200 co H er 4 .4 4 - 0 . 0 3 C r , Eu |3 L e p 3.29 - 0 .1 4 Mn E UMa 1 .7 6 - 0 . 0 2 C r , Eu 36 E ri 4 .6 3 - 0 .1 3 X4200 0 Mic 4 .7 2 - 0 .0 1 C r, Eu 49 O ri 4.27 - 0 .1 3 Mn K P SC 4 .9 1 + 0 .0 3 C r, Eu a And 2 .1 7 - 0 . 1 3 Mn 7 8 V ir 4 .9 4 + 0 .0 4 C r , Eu a Dor 3.20 - 0 .1 2 X4200 52 H e r 4 .8 1 + 0.08 Sr i C rb 4 .8 5 - 0 .1 0 Mn l P h e 4 .7 0 + 0.08 S r 9 H er 4 .1 2 - 0 .1 0 Mn coO ph 4 .4 6 + 0.12 Sr 11 O ri 4 .6 2 - 0 .0 8 Si y Equ 4 .6 8 + 0 .2 6 F p (3 C rB 3.69 + 0.27 F p .o .(
faza
faza
R y s . 1. P r z y k ła d y o k r e s o w y c h z m ia n n a tę ż e ń lin ii w id m o w y ch w g w ia z d a c h o s o b li w y c h : u g ó ry d la HD 12 5 2 4 8 i u d o łu d la HD 3 4 4 5 2 . W g w ie ź d z ie HD 12 5 2 4 8 l in i e Eu II i C r II z m ie n ia ją s i ę w a n ty f a z i e . D la HD 3 4 452 p o d a n e s ą z m ia n y n a tę ż e ń lin ii H e I .
28
K. ^tępieńprędkości radialne niektórych linii. W następnych latach odkryto znacznie więcej okresowych zmiennych widmowych, głównie dzięki pracom D e u t s c h a . Rysunek 1 prezentuje parę przykładów zmienności natężeń linii widmowych wziętych z pracy D e u t s c h a (1947). Typowe okresy zmian wynoszą parę dni. Ostatnio Wo o d (1964) i H o n e y c u t t (1966) stwierdzili występowanie szybkich zmian w skali kilku minut w widmie 73 Dra. Gwiazda 73 Dra je s t zmienną widmową o okresie ok. 20 dni. Ponieważ jednak obserwacje zmian tego typu s ą trudne, należy poczekać na w iększą ilo ść dokładniejszych da nych zanim uzna s i ę istnienie tych zmian za fakt bezsporny. Aczkolwiek znacz ny procent gwiazd osobliwych ma zmienne natężenia linii widmowych, to jed nak nie w szystkie z nich n a le ż ą do zmiennych widmowych. Znaczna ich ilo ść nie wykazuje zmian w widmie, przynajmniej widocznych na oko. Być może wykonanie szeregu rejestrogramów i staranne ich pomierzenie pozwoliłoby na wykrycie małych zmian u znacznie w iększej ilo ści, je ż e li nie u wszystkich, gwiazd osobliwych.
Grupą gwiazd w wielu aspektach podobną do gwiazd osobliwych s ą gwiazdy metaliczne. Widma ich też wykazują pewne osobliw ości* tym razem ogranicza ją c e s i ę do metali, głównie wapnia. Osobliwości tę s ą jednak znacznie mniej wyraźne. Gwiazdy metaliczne s ą nieco chłodniejsze od osobliwych; najgorętsze z nich znajdują s i ę tam, na diagramie H—R, gdzie najchłodniejsze gwiazdy osobliwe (a więc ok. typu F 2 —F 3 ). S ą więc niejako przedłużeniem gwiażd o s o bliwych w kierunku późniejszych typów widmowychj. Badania statystyczne gwiazd metalicznych wykazały, że znaczny ich procent, a być może w szystkie, s ą składnikami układów podwójnych. T ego samego typu badania przeprowa dzone dla gwiazd osobliwych w skazują, że procent układów podwójnych między gwiazdami osobliwymi je s t n iższy niż wśród gwiazd normalnych,. T o dało po wód do niektórych spekulacji dotyczących pochodzenia gwiazd osobliwych. T rzeba tu jednak zaznaczyć, że znaczna ilość gwiazd osobliwych ma okresy rzędu paru miesięcy, a nawet lat. T ak ie okresy s ą spektroskopowo trudne do wykrycia. Wciąż z r e s z t ą odkrywane s ą nowe układy. B a b c o c k sygnalizował odkrycie słabych pól magnetycznych u gwiazd metalicznych, ale niedawne pomiary w Obserwatorium L ic k a nie potwierdziły istnienia pól w tych gwiazdach.
Fotometria gwiazd osobliwych wykazała, że znajdują s i ę one nieco ponad ciągiem głównym na diagramie H—R. Natomiast na diagramie dwuwskaźniko- wym nie różnią s i ę w z a sa d z ie od normalnych gwiazd i po poprawieniu na ekstynkcję l e ż ą na ciągu głównym. Ich poprawione na poczerwienienie między- gwiazdowe wskaźniki barwy s ą nieco bardziej niebieskie niż wynikałoby to z k lasy fik acji widmowej HD. Dodaje to je s z c z e je d n ą więcej rozbieżność między klasyfikacjami widmowymi danej gwiazdy opartymi o różne kryteria. Otóż zależnie czy weźmie s ię pod uwagę natężenie linii wodorowych, czy linii metali, czy fotometrię, czy j e s z c z e inne kryterium, d ostaje s ię różne typy widmowe dla jednej i tej samej gwiazdy. Różnią się one czasam i o cały typ widmowy. T a niejednoznaczność powoduje, że o gwiazdach osobliwych
Gwiazdy magnetyc zne 29
mówi s ię n a jc z ę ś c ie j jak o o gw iazdach typu A p, gdzie p o zn ac za osobliw ość (od ang. peculiarity).
W yjaśnienie pochodzenia gw iazd osobliw ych napotykało na w iele trudno ś c i. Nadmierna ilo ś ć pierwiastków c ię żk ic h z n a jd u jąc a s ię w atmosferach tych gwiazd sugerowałaby, że materia atm osferyczna m usiała ju ż przejść przez wnętrze gw iazdy, gdzie zo sta ła wzbogacona w te pierw iastki poprzez reakcje termojądrowe. W ten sposób pow stała h ip oteza, że s ą to gw iazdy, które ju ż dawno temu odeszły od ciągu głównego, przeszły przez stadium olbrzym a, od rzu ciły z n a c z n ą część sw ojej masy początkow ej i pow róciły w okolice ciągu głównego. N iestety, ich obecność w młodych gromadach otwartych oraz brak cech kinem atycznych odróżniający ch je od normalnych gw iazd podobnych ty pów widmowych pow odują, że ta h ipoteza trudna je s t do p rzyjęcia. Inna hipo te z a postulow ała, że każda gw iazda osobliw a je s t składnikiem układu podwój nego. Drugi składnik układu m iał odewoluować od ciągu głów nego, przekazać c zę ś ć sw ojej masy pierwszemu składnikow i (powodując w ystąpienie u niego oso bliw o ści) i obecnie je s t niew idoczny, a jego mała masa uniem ożliw ia wy krycie go na drodze spektroskopowej. N iestety, pewna ilo ść gw iazd o s o b li wych jest składnikam i układów podw ójnych, gdzie obserwujemy drugi sk ła d n ik , który często je s t norm alną gw iazdą. Nic tu nie w skazuje na obecność trze c ie j, daleko zaaw ansow anej ew olucyjnie gw iazdy. P róba m odyfikacji tej hipotezy poprzez za ło że n ie , że drugi składnik w ybuchnął jako supernowa i oderwał s ię od gw iazdy oso bliw ej (m ającej stmosferę w zbogaconą poprzez wybuch) rów nież nie u s u n ą ł szeregu trudności dodając przy tym nowych. N ie
którzy badacze o de szli od z a ło że n ia , że materia atmosferyczna gw iazd oso bliw ych m usiała przejść przez wnętrza. P rz y ję li oni m ianow icie hipotezę, że pole magnetyczne istn ie ją c e w atmosferze przyspiesza naładowane elektrycz nie c z ą s tk i, doprow adzając do reakcji jądrowych na pow ierzchni gw iazdy. N iestety, b liż s z e rachunki pokazały, że niem ożliw e je st odtworzenie obser wowanego składu chem icznego przy pomocy tego mechanizmu. W efekcie żadna z teorii pochodzenia gw iazd osobliw ych nie wydaje s ię być dostatecznie prze konyw ająca i problem ten pozostaje nadal zagadką.
3. W YNIKI O B S E R W A C JI M A G N E T Y C Z N Y C H
B a b c o c k zebrał swoje obserwacje magnetyczne gw iazd w katalogu ( B a b c o c k 1958), gdzie zaw arł w yniki dotyczące ok. 100 gw iazd. Wyniki w s k a z u ją na to, że w każdej gw ieździe o so bliw ej z dostatecznie w ąskim i lin ia m i można wykryć istnie nie pola magnetycznego. D okładność pojedynczego pomiaru za le ży od szerokości lin ii. U gw iazd z u ltraw ąskim i lin ia m i, tak ich ja k 10 A q l, m ożliwy je st pomiar pola z d o k ład nością do ok. 30 gaussów , pod czas gdy u gwiazd z szerokim i lin ia m i dokładność je s t nawet rzędu 1000 gaus sów. D oc h o d zą tu z re s z tą inne c zy nniki pogarszające dokładność pomiaru.
30 K. Stępień
Linie widmowe często m ają dziwne profile, s ą asymetryczne, czasami podwój ne lub poszarpane, co utrudnia znacznie ocenę pozycji środka ciężkości linii. Poza tym niekiedy linie różnych pierwiastków d a ją różne wartości pola, przy czym różnice dochodzą do 1000 gaussów. To powoduje, że pomiar pola z da nej kliszy jest niejednoznaczny a błąd zawyżony. Co więcej, w przypadku-sła bych pól, których wartości s ą rzędu błędów pomiaru, zdarza się, że dwóch różnych badaczy uzyskuje z tej samej kliszy dwie różne wartości pola różnią ce się nie tylko wartością bezwzględną, ale i znakiem. Te wszystkie pro blemy unaoczniają trudności pomiarów pól magnetycznych. Oczywiście, przy silnych polach rzędu kilogaussów omówione efekty grają niew ielką rolę, gdyż wartości mierzone s ą dużo większe od błędów pomiaru.
Przy mierzeniu klisz B a b c o c k odkrył pewien efekt występujący u nie których gwiazd i nazwany przez niego „crossover effect” . Przejawia się on w ten sposób, że np. widmo powsta łe ze światła prawoskrętnie spola ryzowanego ma wąskie i ostre linie, podczas gdy drugie widmo ma linie szerokie, rozmyte, a często pod wójne. Jedyne istniejące wyjaśnie nie tego efektu dał sam B a b c o c k .
Mechanizm jego wyglądałby jak na rys. 2. Jeżeli linia powstaje głównie w dwu różnych obszarach gwiazdy, przy czym jeden zbliża się do ob
serwatora a drugi oddala, ulegnie ona rozszczepieniu- dopplerowskie- mu. Je że li następnie w obydwu obszarach istnieje pole magnetycz ne przeciwnych znaków, to każda li nia powstała w danym obszarze ule gnie rozszczepieniu zeemanowskiemu. W efekcie dla lin ii spolaryzowanych np. prawoskrętnie rozszczepienia zeemanowskie i dopplerowskie zno s z ą się dając wąską lin ię a dla spolaryzowanych lewoskrętnie dodadzą się, dając szeroką lub podwojną linię. Fizycznie taka sytuacja może powstać na przykład, gdy gwiazda posiada pole dipolowe z o s ią magnetyczną nachyloną do osi rotacji. Gdy jeden biegun magnetyczny będzie znikał wskutek rotacji za brzegiem tarczy gwiezdnej a drugi będzie się ukazywał i gdy dana lin ia powstaje głównie w obszarach okołobiegunowych, powinien byc właśnie obserwowany „crossover effect” .
Wykonując szereg pomiarów poszczególnych gwiazd B a b c o c k stwier d ził, że pola magnetyczne wszystkich gwiazd magnetycznych s ą zmienne
_JL_
'*'1
l— r
Rys. 2. Mechanizm powstawania „cro ss over effect” . L in ia widmowa ulega rozszczepieniu dopplerowskiemu na dwie (lub więcej) składowe. Wskutek istn ie nia pól magnetycznych w obszarach gdzie powstaje lin ia , każda lin ia ulega roz szczepieniu zeemanowskiemu. W efek cie składowe prawoskrętnie spolary zowane le ż ą blisko siebie dając w ąską lin ię w dolnym widmie a składowe lewo- skrętnie spolaryzowane d a ją szeroką (lub podwójną) lin ię w górnym widmie
G w i a z d y m a g n e t y c z n e 31
w czasie. Niektóre z tych gwiazd były periodycznymi zmiennymi widmowy mi i okazało się, że pole magnetyczne zmienia się w nich z tym samym okre sem. Rysunek 3 przedstawia pole magnetyczne a 2 CVn zmienne z okresem 5.d47.
faza
R y s . 3. Krzywa magnetyczn a a a C V n
D la niektórych gwiazd została znaleziona okresowość w oparciu tylko o po miary magnetyczne. W wielu przypadkach B a b c o c k nie mógł jednak znaleźć okresowosci zmian. To skłoniło go do podziału dobrze zaobserwowanych gwiazd magnetycznych na trzy grupy, które nazwał odpowiednio a, (3 i y. Do klasy a, której prototypem była a 2 CVn, zaliczy ł wszystkie gwiazdy zmieniające pole magnetyczne w sposób regularny i okresowy. W grupie tej znalazło się 7 gwiazd, w tym jedna, HD 188041, zachowująca stale ten sam znak pola. Pozostałe zmieniały znak i w fazach, w których ta zmiana następowała, występował „crossover effect” . Występował on przy tym w takim sensie jak należałoby tego oczekiwać'przy interpretacji B a b c o c k a , tzn. gdy krzywa magnetyczna przechodziła z wartości ujemnych na dodatnie, występował dodatni „crossover effect” a pół okresu później, gdy krzywa przechodziła na wartości ujemne — ujem ny. Prototypem grupy (3 była (3 CrB a w sumie należało do niej 8 gwiazd. We dług B a b c o c k a zmieniały one pole magnetyczne w sposób przypadkowy, nieregularny, przy czym pole często zmieniało znak i czasami występował
32
K. Stępień„ c r o s s o v e r e f f e c t ” . Grupa trz e cia z y Equ jako prototypem l ic z y ł a 6 gw iazd, które według B a b c o c k a były również zmiennymi nieregularnymi, a l e pole m agnetyczne z a w s z e zachow yw ało ten sam znak. N ie ste ty , d o k ł a d n ie js z e p oszu k iw an ia okresów oparte na materiale B a b c o c k a o r a z nowe pomiary m agnetyczne P r e s t o n a p o k az ały , ż e w iele p rz e d sta w ic ie li grup (i i y w łąc z nie z obydwu prototypami, (3 C rB i y E q u , zm ienia s i ę okresowo.
Wiśród okresowych gw iazd magnetycznych znajduje s i ę również jeden układ podwójny, HD 9 8 0 8 8 , dla którego o k re s zmian magnetycznych j e s t równy okresowi orbitalnemu. R ysunek 4 p rzed staw ia obydwie krzywe — prędkości
R y s . 4. K rzyw a m a gn ety czn a (lin ia przerywana) i p r ę d k o ś c i ra d ialn y ch (lin ia c i ą g ł a ) g w ia z d y HD 9 8088
rad ialn ej i pola m agnetycznego. J a k widać s ą one p rz e su n ię te względem s i e bie o 90°. N iew ie lk ie zmiany p ręd k o śc i rad ialn e j nie m a ją c e nic w spólnego z p o d w ó jn o ś c i ą ob serw uje s i ę u innych gw iazd magnetycznych. Krzywe prędko ś c i rad ialn e j również tu p rzesun ięte s ą o 9 0 ° w stosunku do krzywych ma gnetycznych.
N a j s i l n i e j s z e pole m agnetyczne obserwowane było u gw iazdy HD 21544L. T a , n iestety stosunkowo s ł a b a (8l”8), gw ia z d a ma tak s iln e pole m agnetyczne, że w widmie je j można obserw ow ać p o s z c z e g ó ln e skład n ik i zeem anowskie linii. We w sz y stk ic h innych gw iazd ach te sk ład n ik i w skutek zbyt małej s e p a ra c ji i czynników p o s z e r z a ją c y c h i rozm yw ających linie z l e w a ją s i ę ze s o b ą d a ją c je d n ą l i n i ę w lewo- i je d n ą w prawoskrętnie spolaryzowanym
wid-G w i a z d y m a g n e ty c zn e 33