Niejednorodne modele Słońca

J . SMAK

K o n stru o w an e doty ch czas jed n o ro d n e m odele Słońca [1] o d d a ją jego rzeczyw istą budow ę w sposób bardzo przy b liżo n y . W y n ik a to stą d , że silnie skoncentrow ane w j ą ­ drze procesy p ro d u k cji energii dość szybko pro w ad zą do zm niejszania zaw arto ści w o­ do ru w częściach ce n traln y c h gw iazdy. Ciągi m odeli z izoterm icznym , ubogim w w odór ją d re m m a jąc e opisyw ać ew olucję gw iazd m asyw nych nie sto su ją się do Słońca, dla którego w w y p ad k u p rz y ję c ia m odelu jednorodnego o trzy m u je się ją d ro konw ektyw ne bardzo m ałe, i p ro d u k u jąc e ty lk o ok. 30% całej energii [2]. Z resztą, n aw e t w p r z y ­ p a d k u gw iazd m asyw nych p ro ste m odele „ ją d ro —otoczka" są ju ż zastępow ane b a r ­ dziej ścisłym i, z ciągłą zm ian ą składu chem icznego we w n ętrzu gw iazdy [3].

P ierw szy n ie jednorodny m odel Słońca zb udow any w konsekw encji uw zględnienia zm ian ew olucyjnych składu chem icznego z o stał opublikow any niedaw no przez S c h w a r z - s c h i l d a i jego w spółpracow ników [4]. P u n k te m w yjścia ich rozw ażań je s t m odel je d n o ­ ro d n y (Słońce w ieku zero), w k tó ry m p ro d u k c ja energii odbyw a się w cyklu p ro to ­ now ym ; p rzy czy n k i od cyk lu C— N m ogą być zaniedbane, gdyż ja k w y n ik a z p o p rz e ­ dnich obliczeń (por. [1]) te m p e ra tu ra c e n tra ln a takiego m odelu w y p a d a dość niska. A utorow ie uw zględniają istn ien ie konw ektyw nej w arstw y zew nętrznej w któ rej n a s tę ­ p u je jo n iz ac ja w odoru. J a k p o k az ał O s t e r b r o c k [5] dla m ałom asyw nych gw iazd grubość ta k iej w arstw y m oże być dość znaczna, a jej uw zględnienie pro w ad zi do p o d ­ w yższenia te m p e ra tu ry ce n traln e j. D la Słońca grubość w arstw y konw ektyw nej może b y ć w przybliżeniu oszacow ana ze znajom ości w arunków p an u ją c y c h w fotosferze, je d n a k S c h w a r z s c h i l d , H o w a r d i H a r m k o n stru u ją całą ro dzinę m odeli z różnym i w arto ściam i p a ra m e tru

E,

Z literatury naukowej

29

W ynikająca z całkowania równań wewnętrznej budowy nadwyżka dwu warunków brzegowych, która w prostym modelu Cowlinga — Schwarzscliilda [6] posłużyła do w y­ znaczenia składu chemicznego, obecnie daje d w ie zależności między t r z e m a p a ra ­ m etram i: dwa z nich (X, Y) określają skład chemiczny, trzeci (E ) charakteryzuje ze­ wnętrzną warstwę konwektywną. Na szczęście okazuje się, że param etr E zależy głównie od m asy gwiazdy, a słabo od jej składu chemicznego. Autorowie zakładając n a X ko­ lejno 0,60, 0,70, 0,80 otrzym ują (obok Y) wartości E niewiele różniące się od siebie. Mimo, że dają one bardzo m ałą grubość w arstw y konwektywnej, jej uwzględnienie usuwa rozbieżność między obserwowaną zawartością pierwiastków ciężkich w atm o ­ sferze Słońca, a t ą sam ą wielkością wyznaczoną dla jego wnętrza, k tóra przy dotych­ czasowych modelach w ypadała za mała.

Następnym krokiem jest prześledzenie zmian ewolucyjnych ta k dobranego "wyjścio­ wego modelu. Rezultatem tej części pracy jest znalezienie rozkładu wodoru we w nętrzu gwiazdy po upływie 5 bilionów lat, gdyż tak i wiek przyjm ują autorowie dla Słońca (rys. 1). Na początkową zawartość wodoru kładą oni X = 0,80. Tak otrzym any model

Rys. 1. Rozkład wodoru we w nętrzu Słońca. N a osi odciętych zam iast pro­ mienia odłożono masę q zaw artą wew­ nątrz sfery o danym promieniu (w jed ­ nostkach masy Słońca). Na począt­ kową zawartość wodoru przyjęto

X = 0,80.

nie jest jeszcze modelem obecnego Słońca. W prawdzie dla modelu wyjściowego brano M = M , L — L @, Ii = B @, ale w czasie ewolucji zmianie ulega obok składu chemicz­ nego również jasność i promień gwiazdy. Zatem ów pośredni model daje jedynie we­ w nętrzny rozkład wodoru, k tó ry z dość dobrym przybliżeniem może być użyty do całkowania definitywnego modelu Słońca. Budując go autorowie znowu uwzględniają istnienie strefy konwekcji, której grubość oraz początkowy skład chemiczny znajdują dla trzech wartości X . W yniki tego całkowania podaje tabela 1.

Tabela 1

Początkowy skład chem. ^{P aram etr} konwekcji E Tem perat. centralna Te Gęstość centralna Qc X r Z 0,60 0,30 0,10 3,61 17,1 X 106 122 0,70 0,26 0,04 3,25 15,8 X 106 127 0,80 0,185 0,015 2,95 14,8 X 10« 132

Zmiany ewolucyjne składu chemicznego m ają miejsce głównie w częściach cen­ tralnych gwiazdy (por. rys. 1), zatem wartości X , Y, Z zawarte w tabeli 1 odnoszą się również do otoczki Słońca w wieku 5 bilionów la t. Zwraca uwagę fak t dość dużych Z,

30

w zgodzie z d an y m i spektroskopow ym i, co było ju ż podkreślane p rz y je d n o ro d n y m m odelu w yjściow ym . Znalezione w arto ści p a ra m e tru E d a ją n a grubość w arstw y kon- w ektyw nej olc. 18% p rom ienia Słońca, zaw iera ona je d n a k m niej niż pół p ro c e n ta c a ł­ kow itej jego m asy. T e m p e ra tu ra tej w arstw y je s t niew ysoka; w najniższych jej czę­ ściach przekracza nieznacznie m ilion stopni. J e s t to za m ało do p o d trzy m y w a n ia rea k cji litu z w odorem , czym próbow ano w yjaśnić praw ie zu p ełn y b ra k litu w atm o sferze Słońca. Schw arzschild przypuszcza, że w ypalenie litu n astąp iło ju ż w okresie k o n tr a k ­ cy jn y m życia Słońca, k iedy w arstw a k o n w ek ty w n a rozciągała się do znacznych głę­ bokości.

W yprow adzone d la wyjściowego m odelu jednorodnego i dla m odelu n ie je d n o ­ rodnego zależności m iędzy jasnością, a m asą i składem chem icznym pozw alają znaleźć zm iany, ja k im uległa w procesie ew olucji jasność Słońca. O kazuje się, że w ciągu 5 b i­ lionów la t w zrosła ona o pół w ielkości gw iazdow ej.

Z p ra c y Schw arzscliilda, H ow arda, H a rm a w ynika, że w prow adzenie zew nętrznej stre fy konw ektyw nej podw yższyło (w p o rów naniu z m odelam i jednorodnym i) w arto ść te m p e ra tu ry c e n traln e j. W konsekw encji tego konieczne sta ło się pow tórzenie ra c h u n ­ ków z uw zględnieniem p ro d u k c ji energii w cyk lu węglowym . P ra c a ta k a została w y ­ k o n an a przez W e y m a n n a [7]. O kazało się je d n a k , że w rzeczyw istości przy czy n k i

Rys. 2. P ro d u k c ja energii we w n ę­ tr z u Słońca w cyk lu p ro tonow ym (e„p), oraz w ęglowym ( e j . C ałko­ w ita p ro d u k c ja je s t p o k az an a przez trzecią k rzy w ą (eM). L in ia p rz e ­ ry w a n a oznacza śred n ią p ro d u k cję energii d la całego Słońca. N a osi o dciętych — część m asy Słońca — q.

do p ro d u k cji energii od cyklu C— N są niewielkie (rys. 2). W zw iązku z ty m obliczony m odel, podobnie ja k poprzedni, nie zaw iera ją d ra konw ektyw nego. C h a ra k te ry sty k i fizyczne m odelu p o d aje (dla szeregu p rz y ję ty c h w arto ści X ) ta b e la 2. J e d y n a is to tn a różnica w p o rów naniu z m odelem pierw szym zachodzi dla grubości zew nętrznej w a r­ stw y konw ektyw nej, k tó ra z obliczeń W e y m a n n a w y p ad ła jeszcze m niejsza.

T ab ela 2 P oczątk o w y skład chem . ^{P a ra m e tr}

konw ekcji E T em p erat. c e n tra ln a T c Gęstość ce n traln a 6c X Y Z 0,60 0,32 0,08 2,33 16,4 X 10° 128 0,70 0,27 0,03 2,19 15,1 X 10« 132 0,80 0,19 0,01 2,05 14,1 X 106 136

Z literatury naukowej ³¹

l i t e r a t u r a

[1] B. S t r ó m g r e n „The Sun" (ed. G. P . K u i p e r ) , str. 70, 1953. [2] I. E p s t e i n , L. M o t z , Ap. J . 120, 156, 1954. [3] R. S. K u s l i w a l i a , Ap. J . 125, 242, 1957. [4] M. S c l i w a r z s c l i i l d , R. H o w a r d , R. H i i r m , Ap. J . 125, 233, 1957. [5] D. E. O s t e r b r o c k , Ap. J . 118, 529, 1953. [6] M. S c h w a r z s c ł i i l d , Ap. J . 104, 203, 1946. [7] R. W e y m a n n , Ap. J. 126, 208, 1957. i

K R O N I K A

(S p ra w o zd a n ia i notatki z obrad X K on gresu M iędzyn arodow ej U n ii A stron om iczn ej w Moslcwie, 13— 20 sierp n ia 1 9 5 8 )

X Kongres Międzynarodowej Unii Astronomicznej

( Spraw y ogólne oraz K om isja 25 — Fotometrii gwiazdowej)

E . R Y B K A

1. U w a g i w s t ę p n e

X K ongres M iędzynarodow ej U nii A stronom icznej, k tó ry odbyw ał się w Moskwie od 12 do 20 sierpnia 1958 r., b y ł najliczniejszym z dotychczasow ych kongresów , ze względu zaś zarów no n a szeroki zakres om aw ianych zagadnień ja k i n a w ielką liczbę u cz estn i­ ków jego o b rad y zasługują n a w ielostronne naśw ietlenie przez różnych autorów . Z tego pow odu w niniejszym a rty k u le b ęd ą po d an e ty lk o -wiadomości o ch a ra k te rz e ogólnym , adm inistracy jn o -o rg an izacy jn y m , w om aw ianiu k tó ry ch a u to r niniejszego a rty k u łu b rał u dział ja k o członek K o m ite tu W ykonaw czego U nii, spośród zaś zagadnień i dyskusji naukow ych U n ii szerzej om ówione zo stan ą ty lk o problem y, k tó ry m i zajm ow ała się K om isja 25 (fo to m etria gw iazdow a). N iezm iernie doniosłe zagadnienia om aw iane n a sym- pozjonach i połączonych dysk u sjach , oraz w kom isjach zo stan ą zreferow ane przez in ­ n y ch uczestników K ongresu z Polski.

2. O r g a n i z a c j a k o n g r e s u i j e g o p r z e b i e g

W K ongresie wzięło u d ział około 800 astronom ów należących do U nii i około 400 osób spoza U nii. Członkowie U nii b y li gośćm i A kadem ii N au k Z S R R , k tó ra d aw ała im b ez p ła tn e w yżyw ienie, zakw aterow anie i tra n s p o r t z h o te lu „U k rain a" do m iejsca o b rad w U niw ersytecie. J u ż n a k ilk a d n i przed rozpoczęciem kongresu zaczęli zjeżdżać do M oskwy u czestnicy z w ielu krajó w . N ajliczniejszą g ru p ę astronom ów stanow iła delegacja ze S tanów Z jednoczonych A m eryki P ółnocnej, sk ąd p rzy b y ło 163 a s tro n o ­ m ów, w w ielu p rzy p a d k ach z członkam i rodzin. Część uczestników zw iedziła przed kongresem Pułkow skie O bserw atorium A stronom iczne. D ni od 8 do 11 sierpnia b y ły przew idziane d la w ycieczek do ta k ic h m iejsc ja k K rem l, W y staw a G ospodarstw a W ie j­ skiego i P rzem ysłu, oglądanie m ia sta , m e tra itp . A u to r niniejszego a rty k u łu p rz y b y ł do M oskw y 9 sierpnia, a b y w ziąć u dział w posiedzeniach K o m ite tu W ykonaw czego U nii, k tó re rozpoczęły się w poniedziałek 11 sierpnia.

U czestnicy z P o lsk i p rzy b y li w trze ch gru p ach . O ficjalną delegację stanow iła 15-oso- bow a g ru p a w ydelegow ana przez P o lsk ą A kadem ię N auk. P rzew odniczącym tej g ru p y b y ł a u to r a rty k u łu , a w skład jej w chodzili astronom ow ie:

1. P ro f, d r A leksander B irk en m ajer, W arszaw a 2. P ro f, d r W ilhelm ina Iw anow ska, T oruń 3. P ro f, d r F elicjan K ępiński, W arszaw a

4. D oc. d r K azim ierz K ordylew ski, K raków

5. P ro f, d r K aro l K ozieł, K raków 6. P rof, d r J a n M ergentaler, W rocław 7. D r S tefania N inger-K osibow a, W rocław 8. D oc. d r W iesław O palski, W arszaw a

K ronika

33

9. P ro f. d r A n to n i Opolski, W rocław 10. P ro f, d r S tefan P iotrow ski, W arszaw a 11. P ro f, d r E ugeniusz R yb k a, K raków 12. D r R ozalia Szafraniec, K raków 13. Doc. d r S tefan W ierzbiński, W rocław 14. P ro f, d r Jó zef W itkow ski, P oznań 15. P ro f, d r W łodzim ierz Zonn, W arszaw a.

D ru g a g ru p a, delegow ana przez M inisterstw o Szkolnictw a W yższego, obejm ow ała trze ch astronom ów spośród pięciu k an d y d a tó w z P olski n a członków U nii. — W reszcie Polskie T ow arzystw o A stronom iczne zorganizow ało w ycieczką n a K ongres, w skład k tó rej weszło p o n ad 30 osób. — R azem z P olski p rzybyło n a K ongres około 70 osób.

G rupa, delegow ana przez M inisterstw o S zkolnictw a W yższego (m gr C. Iwaniszew - ska, d r K . R udnicki i m gr K . Serkowski) p rz y b y ła do M oskw y 11 sierpnia, delegacja zaś Polskiej A kadem ii N au k p rzy b y ła 12 sierpnia.

Jeszcze p rzed oficjalnym otw arciem K ongresu o d były się we w to rek 12 sierpnia dw a posiedzenia. Z ra n a tego d n ia zebrały się połączone K om isje M iędzynarodow ej R a d y U nii N aukow ych (In te rn a tio n a l Council of S cientific U nions), a po p o łu d n iu — p ołączona d y sk u sja n a d ro zbłyskam i słonecznym i i stru m ie n ia m i korp u sk u larn y m i.

W ieczorem 12 sierpnia o godz. 14 w sali kolum now ej D om u Związków (Dom So- juzow ) n astąp iło uroczyste otw arcie K ongresu. Za stołem p rez y d ialn y m zasiedli człon­ kowie K o m ite tu W ykonaw czego, przedstaw iciele R ządu Z SR R , A kadem ii N au k i K o ­ m ite tu O rganizacyjnego. Z jazd otw orzył prof. A. A. M ic h a j ło w, przew odniczący R a d y A stronom icznej A kadem ii N au k ZSR R , pierw sze zaś przem ów ienie wygłosił A. N . K o s y g i n , w iceprem ier Zw iązku Radzieckiego. P o nim przem aw iali wiceprezes A kadem ii N au k Z S R R A. W . T o p c z ie w , prezes U nii A. D a n j o n i przew odniczący K o m ite tu O rganizacyjnego W . A. A m b a r c u m i a n . Po części oficjalnej był d a n y k o n ­ ce rt przez O rkiestrę S ym foniczną A rm eńskiej R epubliki L udow ej, obejm ujący u tw o ry Czajkowskiego, G linki, Szostakow icza i C h aczaturiana.

13 sierpnia ran o odbyło się w wielkiej auli U n iw ersy te tu n a W zgórzach L eninow ­ skich pierw sze p len arn e posiedzenie, n a k tó ry m omówiono spraw y finansow e i o rg a ­ nizacyjne, przedłożono k a n d y d a tu ry now ycli w iceprezesów i pow ołano kom isje — fin a n ­ sową i m ia n u ją cą . P rzedstaw icielam i P olski w ty c h kom isjach byli: w kom isji m ia n u ją ­ cej prof. J . W i t k o w s k i , w fin a n so w e j— prof. S. P i o t r o w s k i . K om isja m ia n u ją ca m iała za głów ne zad an ie przyjęcie now ych członków U nii i u sta le n ie składu kom isji n a u k o ­ w ych U nii, a k om isja finansow a — opracow anie b u d że tu U nii n a najbliższe trz y la ta , głównie po stro n ie w yd atk ó w . B ardziej szczegółowe inform acje o przebiegu p ra c K o m i­ te tu W ykonaw czego U nii oraz o w nioskach kom isji finansowej zo sta n ą po d an e niżej. P o połu d n iu 13 sierpnia odb y ła się w głównej auli u n iw ersy te tu połączona d y sk u sja n ad obserw acjam i astronom icznym i ze sztucznych satelitów Zienii, ra k ie t i balonów . P rzew o ­ dniczył tej dyskusji F . W h i p p l e , a om aw iano n a niej obserw acje Słońca z balonów oraz b ad a n ia z ra k ie t i sztucznych satelitów , dotyczące ultrafioletow ego i rentgenow skiego prom ieniow ania Słońca, prom ieni kosm icznych, m ikrom eteorytów i b a d a n ia jonosfery.

Od czw artk u 14 sierpnia do w to rk u 19 sierpnia odbyw ały się posiedzenia różnych kom isji, k tó ry ch podczas K ongresu było czynnych 38. T ra d y cy jn e posiedzenia kom isyj stan o w ią trzo n kongresów Unii. G łów nym te m atem ich o brad je s t d y sk u sja n ad s p ra ­ w ozdaniam i przew odniczących poszczególnych kom isji. S praw ozdania te są drukow ane i rozsyłane n a p a rę miesięcy przed kongresem członkom U nii w p o staci to m u z a ty tu ­ łowanego Draft Reports. Tom Draft Reports n a kongres m oskiew ski zaw ierał n a 400 stronicach w bardzo zw ięzłym ujęciu podsum ow anie w yników b ad a ń za odstęp czasu od poprzedniego kongresu, k tó ry odbył się w 1955 r. w D ublinie. N a posiedzeniach

34

Do fotografii obok