MODELE TEORETYCZNE

Spos'ro'd pierwszych prac dotyczących wzajemnego oddziaływania zwykłej gwiazdy i skolapsowanej gwiazdy neutronowej należy wymienić szczegółowe rozważania w pra­ cach P r i n g l e i R e e s (1972) oraz P r i n g l e (1973). Od ich opublikowania ilość materiału obserwacyjnego wskazującego na coraz bardziej złożoną naturę układu spowo­ dowała dalsze próby, które w szczególności wyeliminowały zwykły model oświetlenia atmosfery gwiazdy przez źródło punktow e ( W i l s o n 1973; R u c i ń s k i 1973). A na­ liza zmian jasności wynikających z dystorsji HZ Her oraz nałożonego na nią efektu „oświe­ tlenia” promieniowaniem rentgenowskim wymagała wg pracy S t r i t t m a t t e r e t al . (1973) założenia istnienia widocznego przez cały czas, również w minimach, dysku wokół gwiazdy neutronowej. W ten jedynie sposób można wg autorów wytłum aczyć ostrość minimów optycznych. Sugestia ta była później w ielokrotnie krytykow ana, bowiem dysk taki powinien dawać wyraźne linie emisyjne o dwu przesuniętych składnikach dopplerow- skich, czego się nie obserwuje. Okres 35-dniowy byłby wynikiem, jak większość teorety­ ków przypuszcza, precesji gwiazdy neutronow ej; B r e c h e r (1972) sugerował tu swo­ b odną precesję spłaszczonej gwiazdy neutronowej. Nie wnikając w mechanizm grzania atmosfery składnika optycznego, D a h a b (1974) ocenił skalę czasową wyświecania nad­ wyżki tem peratury przez nagrzane elementy powierzchniowe oraz typow e prędkości i skalę poziom ą ewentualnej cyrkulacji. Zgodnie z oczekiwaniem skala ta jest krótka, rzędu 10 s, a prędkość prądów rzędu 4 km/s.

Niekonwencjonalny model zmian jasności optycznej podali J o s s et al. (1973). W m o­ delu tym ogromna różnica w kształcie pomiędzy ostro uciętym i posiadającym „płaskie d n o ” zaćmieniem rentgenowskim a „spiczastym ” i szerokim zaćmieniem optycznym wynika z faktu, że promieniowanie rentgenowskie jest absorbowane wysoko ponad fo to ­ sferą gwiazdy, rzędu 15% promienia gwiazdy, aby następnie zostać wypromieniowane w części optycznej. W ten sposób podczas zaćmień składnik optyczny otoczony jest jasną aureolą, która zapewnia istnienie promieniowania optycznego pochodzącego z oświetlenia naw et w fazach tuż przed i tuż po środku minimum rentgenowskiego.

Z innych niekonwencjonalnych modeli wymienimy przypuszczenie B r e c h e r a i M o r r i s o n a (1974), iż za grzanie atm osfery HZ Her odpowiedzialne są głęboko wni­ kające promienie kosmiczne o energiach rzędu kilku GeV emitowane przez gwiazdę neu­ tronową, które m ogą być skierowane na „drugą stronę” gwiazdy przez względnie słabe pola magnetyczne rzędu 10 — 100 gaussow. Ten model będzie mógł zostać poddany we­ ryfikacji, bowiem przewiduje istnienie wykrywalnego strumienia kwantów J" o dającym się przewidzieć widmie.

Na zakończenie wspomnimy o trzech interesujących pracach teoretycznych. Pierwsza z nich ( B a s k o , S u n y a e v , T i t a r c h u k 1974) jest kompleksowym ujęciem

zja-294

wisk reakcji atmosfery zwykłej gwiazdy na padający z zewnątrz strumień promieniowania rentgenowskiego. Przewidziany jest kształt „odbitego” widma optycznego i rentgenow­ skiego, reakcja atmosfery na impulsy rentgenowskie w funkji czasu, własności polaryza­ cyjne promieniowania, rozkład przestrzenny pola promieniowania oraz wiele innych cech tego złożonego zjawiska. Druga z prac ( L a m b et al. 1973) jest szczegółową dyskusją akrecji materii przez gwiazdy magnetyczne, w szczególności przez magnetyczne gwiazdy neutronowe. Wreszcie trzecia z prac ( R o b e r t s 1974) rozwija interesującą hipotezę, iż 35-dniowej precesji dokonuje nie składnik rentgenowski, lecz składnik optyczny układu (HZ Her), co w połączeniu z jego dystorsją przepływową musi prowadzić do utraty masy na rzecz tego poprzedniego. Materia ta tworzy dysk o niewielkich rozmiarach (~ 1 0 ^ km) w płaszczyźnie, co należy silnie podkreślić, aktualnej rotacji składnika optycznego. Ozna­ cza to, że dysk musi się stosunkowo szybko przeorientowywać, a oceniane opóźnienie w tej orientacji nie powinno przekraczać 3 5 ° w fazie orbitalnej; autor nazywa ten twór „niewolniczo zorientowanym dyskiem” . Tego rodzaju model potrafi w zasadzie przy­ najmniej jakościowo wytłumaczyć większość obserwowanych zjawisk rentgenowskich i optycznych, wymaga jednak założenia niesymetrycznej eksplozji supernowej, która utworzyła gwiazdę neutronową, a to w tym celu, aby zapewnić nachylenie osi i precesję składnika optycznego.

Wydaje się, że do rozstrzygnięcia pomiędzy wieloma istniejącymi modelami najbardziej pilną potrzebą są szczegółowe i precyzyjne obserwacje fotometryczne z cyklu na cykl i podczas całego okresu 35-dniowego. Tego rodzaju przedsięwzięcie wymagałoby albo obserwacji z satelitów, albo dobrze zorganizowanej współpracy międzynarodowej, lecz jego wartość trudno jest z pewnością ocenić.

L I T E R A T U R A B a h c a 11, J. N„ B a h c a 11, N. A. 1972, Ap. J . Letters, 178, L I.

B a s k o, M. M., S u n y a e v, R. A., T i t a r c h u k, 1. G., 1974, Astr. Astroph., 31, 249. B o p p, B. W., G r u p s m i t h , G., V a n d e n B o u t , P. A. 1972, Ap. J . Letters, 178, L5.

B o p p, B. W., G r u p s m i t h , G., M c M i l l a n , R. S., V a n d e n B o u t, P, A., W o o 11 e n, H. A., 1973, Ap. J . Letters, 186, L123.

B o y n t o n , P. E., C a n t e r n a, R., C r o s a, L., D e e t e r , J ., G e r e nd, D., 1973, Ap. J ., 186, 617. B r e c h e r , K., 1972, Nature, 239, 25. B r e c h e r , K . , M o r r i s o n , P., 1974, Ap. J ., 187, 349. C l a r k , G. W., B r a n d t , H. V., L e w i n , W. H. G., M a r k e r t, T. H., S e h n o p p e r, H. W., S p r o 11, G. F.', 1972, Ap. J . Letters, 177, L109. C r a m p t o n, D., 1 9 f4 , Ap. J ., 187, 345. C r a m p t o n, D., H t c h i n g s, J . B., 1972, Ap. J . Letters, 178, L65. D a h a b, R. E „ 1974, Ap. J ., 187, 351.

D a v i d s e n, A., H e n r y, J . P., M i d d 1 e d i t c h, J ., S m i t h , H. E., 1972, Ap. J . fetters, 177, L97.

F o r m a n , W . , J o n e s, C. A., L i 11 e r, W., 1972, Ap. J . Letters, 177, L103.

G i a c c o n i, R., M u r r a y , S., G u r s k y, H., K e l l o g g , E., S c h r e i e r , E., T a n a n b a u m, H„ 1972, Ap. J., 178, 281.

G i a c c o n i , R., G u r s k y, H., K e l l o g g , E., L e v i n s o n , R., S c h r e i e r , E., T a n a n - b a u m, H., 1973, Ap. J ., 184, 227.

HZ = Her X — 1

295

G r o t h, E. J., Y e u n g, Ś. Ć., 1973, Buli. Amer. Astr. Soc., 5,410. J o n e s, C. A., F o r m a n, W., L i 11 e r, W., 1973, Ap. J. Letters, 182, L109. J o s 8, P. C., A v n i, Y., B a h c a 11, J. N., 1973, Ap. J., 186. 767.

L i 11 e r, W., 1972, IAU Circ., No. 2415.

L a m b, F. K., P e t h i c k, C. J „ P i n e s, D., 1973, Ap. J „ 184, 271. P e t r o, L., H i 11 n e r, W. A., 1973, Ap. J. Letters, 181, L39. P r i n g l e , J. £., R e e 8, M. J., 1972, Astr. Astroph., 21,1. P r i n g 1 e, J. E., 1973, Nature, 243, 90.

R o b e r t s, W. J „ 1974, Ap. J., 187, 575. R u c i ń s k i, S. M., 1973, Acta Astr., 23, 283.

S e r k o w 8 k i, K., 1974, Planets, Stars and Nebulae Studied with Photopolarimetry, ed. T. Gehrels, The Univ. of Arizona Press, s. 675.

S t o k e s , R. A., A v e r y , R. W., M i c h a 1 s k y, J. J., S v e d 1 u n d, J. B., 1973, Ap. J. Letters, 185, L17.

S t r i 11 m a 11 e r, P. A., S c o t t , J., W h e l a n , J., W i c k r a m a s i n g h e , D. T., 1973, Astr. Astoph., 25, 275.

T a n a n b a u m , H., G u r s k y, H., K e 11 o g g, E-. M., L e v i n s o n, R., S c h r e i e r, E., G i a c - c o n i, R., 1972, Ap. J. Letters, 174, L143.

U l m e r , M. P., B a i t y , W. A., W h e a t o n, W. A., P e t e r s o n , L. E., 1972, Ap. J. Letters, 178, L61.

W i 1 s o n, R. E., 1973, Ap. J. Letters, 181, L75. W h e 1 a n, J., 1973, Ap. J. Letters, 185, L127.

• ei gW t;, i.jaSq<n}sA ,. .i . u».a >

$'&,

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1 9 7 4 ). Zeszyt 4

POWSTAWANIE PIERWIASTKÓW LEKKICH (D do B)

M A C I E J K O W A L S K I

Instytut Fizyki Doświadczalnej Uniwersytetu Warszawskiego

B R O N I S Ł A W K U C H O W I C Z Wydział Chemii Uniwersytetu Warszawskiego

riPOHCXO)KUEHHE JIErKHX 3JIEMEHTOB ( Da oB)

M. K o B a j i i C K H , Ep. K y x o B H M C o n e p x a ' H B e

IIpeflC T aB JiH eTC H o 6 3 o p n o c o B p e M e im o M y c o c t o h h h w n p o S n e M b i H y K n e o c H H T e 3 a n e rK H X H yK JiH flO B : D, 3H e, 6L i , 7L i , 9B e, 10 B h 1 *B. O h h 3Ha*iHTejibHO M e H b iu e p a c n p o c T p a H e H b i mcm c o c e f lH u e j w p a . M x oT H O cH T e n b H b iń H 36biT O K b k o c m h h 6 c k h m H3JiyMeHHH MO)KeT S b iT b p e 3 y jib T a T O M peaK U H H p a c iu e r u ie n H H b k o c m h m c c k o m n p o - d p a H C T B e. B nonb3y s t o h r H n o T e 3 b i c B H fle ie n b C T B y io T n a 6 o p a r o p b i e H3MepeHHH b m - x o b o b peaK U H H C K ajibiB aH H H Ha H u p a x H e, C, N, O , Ne.

THE ORIGIN OF LIGHT ELEMENTS (D TO B)

S u m m a r y

The recent state of the problem o f the L process o f nucleosynthesis is outlined. In this process there are produced the following light nuclides: D, 3 He, Li (6 and 7), Be and B (10 and 11). They are much less abundant in nature than the neighbouring nuclides. Their relative overabundance in cosmic radiation may be attributed to spallation processes in space. While deuterium may be regarded as a rem nant from the big bang, the remaining nuclides may be treated with a high probability as products of spallation reactions; this hypothesis is supported by laboratory measurements o f spallation reactions on He, C, N, 0 , Ne.

4 - Postępy Astronomii - z. 4

298 M. Kowalski, B, Kuchowicz

1. O TZW. „PROBLEMIE LITU”

Przez długi czas od chwili wysunięcia powszechnie dziś przyjmowanej teorii nukleo- syntezy pierwiastków chemicznych w gwiazdach, zwanej w skrócie od nazwisk jej tw ór­ ców teorią B2 FH, (B u r b i d g e et al. 1957), otw artą pozostawała sprawa powstawania kilku pierwiastków lekkich: litu, berylu i boru, a także jąder deuteru i helu 3He. Cechą charakterystyczną powyższych nuklidów jest ich stosunkowa nietrwałość przy tem pera­ turach, jakie istnieją we wnętrzach gwiazd. Wprawdzie pewne nuklidy z tej grupy tw orzą się w reakcjach jądrow ych cyklu p —p we wnętrzu gwiazd (D, 3 He, 7 L i —jeśli chodzi o nuklidy niepromieniotwórcze):

'H + 'H -* 2D + e + + 2D + ‘ H -► 3He + 7 , ( 1) oraz

3He + 4 He -*■ 7Be + 7 , 7Be + e“ -»• 7Li +vg, (2)

jednakże szybko ulegają wypaleniu w reakcjach prowadzących do powstania helu4 He, np.:

7L i+ 'H — 2 4He. (3)

Zauważmy, że ani oba trwałe izotopy boru ( 10B i 1 1B), ani jedyny trwały izotop berylu (9Be), ani wreszcie 6 Li nie tw orzą się w reakcjach term onuklearnego spalania we wnętrzach gwiazd, gdyby natom iast w jakiś inny sposób powstały id o . tych wnętrz tra­ fiły, wtedy uległyby również wypaleniu, przede wszystkim w reakcjach typu (p,oc ), np.:

11B + 1H -* - 3 4 He (4)

Wnętrza gwiazd nie stanow ią zatem w żadnym wypadku tygli, w których mogłaby przebiegać synteza pierwiastków wspomnianej grupy; na odw rót, jądra ich ulegają tam zniszczeniu. W świetle tego nie powinno nas dziwić niewielkie rozpowszechnienie pier­ wiastków grupy L (Li, Be, B; włącza się tu również D i 3 He) w przyrodzie. Mówiąc o niewielkim rozpowszechnieniu mamy tu na myśli rozpowszechnienie w porównaniu z pierwiastkami sąsiednimi w układzie nuklidów (a więc z helem, węglem, azotem i tle­ nem). Załamanie uniwersalnej krzywej obfitości pierwiastków w obszarze pierwiastków grupy L o ok. 6 — 7 rzędów wielkości wydaje się stanowić, w świetle tego co już powie­ dzieliśmy, dość naturalną konsekwencję obowiązującego dziś modelu nukleosyntezy w gwiazdach. Tym, co wydaje się dziwne, nie jest małe rozpowszechnienie średnie nukli­ dów grupy L, ale — na odw rót — zbyt wielka ich obfitość, czy to w pewnych typach gwiazd,czy też w docierającym do nas promieniowaniu kosmicznym. Odpowiedzieć trzeba na pytanie: w jakich warunkach tworzyć się mogą nuklidy z grupy L?

W rezultacie trudności wiążących się przez długi" czas z udzieleniem odpowiedzi na to pytanie, ukute zostały takie term iny, jak „proces x " (od symbolu niewiadomej, jako że

Powstawanie pierwiastków lekkich 299 wszystko niemal było tu niewiadome) — jako nazwa zbiorcza dla wszystkich procesów syntezy nuklidów grupy L — czy też „problem litu” (jako że spośród pierwiastków grupy L najłatwiej obserwować jest lit).

Obecnie możemy mówić', że znamy reakcje prowadzące do powstawania nuklidów grupy L. Choć jednak proces x przechrzczony został na proces /, nie oznacza to bynaj­ mniej, że poznaliśmy już wszystkie niewiadome tego procesu. Przedmiotem dyskusji po­ zostają mechanizmy astrofizyczne, prowadzące do powstania warunków, w których moż­ liwe są reakcje nukleosyntezy pierwiastków grupy L.

W artykule niniejszym przedstawimy najpierw dość krótko przegląd danych obserwa­ cyjnych o pierwiastkach grupy L. W części jądrowej zajmiemy się reakcjami, które prowa­ dzą do powstania tych pierwiastków. Na koniec wreszcie spróbujemy scharakteryzować ważniejsze teorie powstawania tych pierwiastków.