Omawiając różne propozycje mechanizmów powodujących zmiany blasku gwiazd magnetycznych należy dla porządku wspomnieć o jeszcze jednym, związanym z odchy

leniami kształtu gwiazdy od sferyczności. Odchylenie to miałoby być spowodowane

przez silne pole magnetyczne we wnętrzu gwiazdy. Dokładniejsze rachunki pokazały, że

wymagane pole musiałoby mieć natężenie wielu milionów gausów. W związku z tym

mechanizm taki nigdy nie był szeroko dyskutowany. Tym dziwniejsze musi wydawać się,

że ostatnie obserwacje gwiazdy a Cen mającej zmienne linie helu i zmieniającej jasność

z okresem ok. 9d dają się najlepiej wytłumaczyć przy założeniu, że gwiazda ma kształt

elipsoidalny i rotuje dookoła osi nie będącej osią symetrii (M o 1 n a r 4974).

Przyczyny zmian jasności gwiazd magnetycznych 29

Sumując tę część artykułu należy stwierdzić, że szerokopasmowe obserwacje gwiazd magnetycznych w dziedzinie wizualnej nie są w stanie jednoznacznie rozstrzygnąć, który z omawianych mechanizmów rzeczywiście ma miejsce, a który jest m ało prawdopo­ dobny. Nowe światło na problem zmienności blasku tych gwiazd zostało rzucone przez obserwacje ich w dalekim nadfiolecie za pomocą sztucznych satelitów Ziemi.

4. PORÓWNANIE Z OBSERWACJAMI

Pierwszą gwiazdą osobliwą, dla której opublikowano wyniki obserwacji w dalekim nadfiolecie wykonane za pomocą OAO- 2 była ot2 CVn (M o 1 n a r 1973). Dla gwiazdy tej istniała niezmiernie szczegółowa dyskusja obserwacji spektroskopowych w dużej dyspersji i fotometrycznych dostępnych z powierzchni Ziemi (P y p e r 1969). W opar­ ciu o te obserwacje zbudowała ona model zewnętrznych warstw gwiazdy dający rozkład pola magnetycznego i różnych pierwiastków na jej powierzchni. Niestety, model ten nie wyjaśniał zmian blasku. M o l n a r (1973)

wykonał obserwacje fotometryczne oc2 CVn w 9 pasmach rozciągających się od 3317 A do 1332 A (rys. 2), a ponadto zmierzył rozkład energii w jej widmie w zakresie 1 9 0 0 -3 7 0 0 A za pomocą scannera.

Najciekawszym wynikiem pracy b yło stwierdzenie, że jasność gwiazdy w zakresie widmowym barcfeiej krótkofalowym niż ok.

3000 A zmienia się w antyfazie w stosunku do zmian w dziedzinie wizualnej. W długości fali 2950 A jasność gwiazdy nie zmienia się. Ten ostatni fakt wyklucza dystorsję geome­ tryczną jako przyczynę zmian blasku. Zmia­ ny w antyfazie po obydwu stronach tej długości fali sugerują, że następuje „przele­ wanie się” energii z krótkofalowej części widma do długofalowej i z powrotem. Byłby to więc dowód na działanie mecha­ nizmu „backwarming” poprzez okresowy wzrost absorbcji w nadfiolecie, zgodnie z sugestiami W o l f f i W o 1 f f a (1971). Aby zbadać czy występują przy tym zmiany temperatury efektywnej gwiazdy, należy obliczyć całkowitą energię emitowaną przez gwiazdę w różnych fazach okresu. M o l - n a r wykonał szczegółowe rachunki i do­ szedł do wniosku, że całkowity strumień energii emitowanej przez oc2 CYn nie

zmie-0.4

0.8

faza

Rys. 2. Krzywe fotom etryczne gwiazdy a 2 CVn w dalekim nadfiolecie wyrażone w jednostkach

30 K. Stępień

nia się w czasie okresu. Stąd wniosek, że temperatura efektywna gwiazdy pozostaje stała z dokładnością do błędów fotometrii.

Obserwacje scannerem pozwoliły również na porównanie obserwowanego rozkładu promieniowania z rozkładem otrzymanym z rachunków modelowych. Okazuje się, że obserwacje w części widzialnej dobrze pasują do teoretycznego modelu z temperaturą 12000°K i log g - 4 uwzględniającego blanketing przez linie wodorowe. Obserwacje w części widma nadfioletowej leżą jednak znacznie poniżej krzywej teoretycznej. Gwiazda ma więc wyraźny deficyt promieniowania ultrafioletowego. Jest on spowodo­ wany niewątpliwie zwiększoną absorbcją metali. Całkowity strumień energii wysyłany przez ex.2 CVn wskazuje na niższą temperaturę, wynoszącą 11200°.

Wyraźny deficyt promieniowania nadfioletowego u gwiazd osobliwych potwierdzony został dla wielu innych gwiazd przez L e c k r o n e ( 1 9 7 3 ) . Potwierdza to przypuszcze­ nie o istotnej roli metali przy formowaniu wychodzącego rozkładu promieniowania tych gwiazd. Jednak wniosek o braku zmian temperatury efektywnej otrzymany z obserwacji oc 2 CVn nie wydawał się oczywisty w przypadku innych gwiazd, oc2 CVn jest unikatem nawet wśród gwiazd osobliwych. W jej widmie nie ma praktycznie ani jednej linii, która by nie ulegała wyraźnym zmianom. Dzięki temu M o 1 n a r nie miał żadnych trudności w powiązaniu zmian blasku w obszarze 2300 X ze zmianami natężeń linii pierwiastków ziem rzadkich. Pierwiastki te (jednokrotnie i podwójnie zjonizowane) mają bardzo dużo linii w zakresie 2000-2900 A i niewątpliwie zmienny blanketing spowodowany tymi li­ niami wywołuje obserwowane zmiany blasku w obszarze 2300 X. W momencie minimum blasku w tym obszarze występuje maksimum w barwie V. Należy więc sądzić, że zmiany w barwie V są spowodowane redystrybucją energii pochłoniętej w liniach pierwiastków ziem rzadkich. Krzywe w barwach U i B wydają się lepiej korelować z krzywymi z obsza­ ru poniżej 1600 A (ekstrema tych krzywych koincydują ze sobą i występują w nieco innej fazie niż ekstrema krzywych omawianych poprzednio). Autor sugeruje, że zmiany blasku w tych zakresach związane są ze zmianami linii metali z grupy żelaza, obserwo­ wanymi przez P y p e r (1969).

W sumie można było spodziewać się, że znaczne zmiany widmowe wot2 CVn oraz dość osobliwe zmiany blasku w zakresie widzialnym wskazują na to, że zmiany tempe­ ratury efektywnej mogą nie być najważniejszym źródłem zmian blasku. Nie rozstrzygało to jednak przyczyn zmian jasności u gwiazd nie będących zmiennymi widmowymi. Kla­ sycznym przykładem takiej gwiazdy jest, jak już wspominaliśmy, HD 215441. Ma ona najsilniejsze znane pole magnetyczne i największą znaną amplitudę zmian blasku. Nie­ stety, jest dość słaba (8m,8) i dlatego trudno jest dla niej otrzymać dokładne obserwacje za pomocą niezbyt czułych instrumentów. Tym niemniej L e c k r o n e (1974) wyko­ nał pomiary fotometryczne w dalekim nadfiolecie za pomocą aparatury umieszczonej na

OAO-2. Obserwacje te (r>5. 3) pokazały, że zmiany jasności zachowują się z długością

fali bardzo podobnie jak w przypadku oc.2 CVn. Istnieje taka długość fali, gdzie jasność gwiazdy pozostaje stała, a w obszarze bardziej krótkofalowym zmiany blasku zachodzą w antyfazie w stosunku do zmian w dziedzinie widzialnej. Mimo mniej dokładnych obser­ wacji autor pokusił się o ocenę całkowitego strumienia wysyłanego przez gwiazdę i jego zmian z fazą. Okazało się, że jasność gwiazdy odpowiada temperaturze efektywnej

Przyczyny zmian jasności gwiazd magnetycznych

31

03

0.5-

83

8.5 L

2.0

-22

23

-2.5 L ■’ 1

43 r .

u L"

59

6.1

67

69

4250 &

-I

3320l

2980

] 2460

- 1910

1550

0.4 06 08 0 02

Rys. 3. Fotometryczne krzywe gwiazdy HD 215441 otrzymane za pomocą OAO-2 (punkty). Krzyży­

kami zaznaczono krzywą w barwie U

14500°K, co umieszczają wśród najgorętszych gwiazd osobliwych, natomiast ewentualne