W komecie wyróżniamy zazwyczaj trzy części: j ą d r o , które przedstawia się w postaci bardziej lub mniej jasnej „gw iazdy” , g ł o w ę , ' którą stanowi' otaczająca jądro mgiełka, oraz o g o n (warkocz) w postaci święcącego, jak gdyby wychodzącego z głowy pasma materii.
O widmach komet 183
na szcze lin ą spektrografu i jest rozłożone na swe poszczególne składowe?* Załóżm y, ze starannie prowadzimy na jądrze komety (albo na najjaśniejszej centralnej części głowy komety). Każdy punkt wzdłuż szczeliny spektrografu — wzdłuż lin ii widmowej — będzie odpowiadał danemu obszarowi komety. Szcze lina może być nawet skierowana w kierunku ogona, dając nam w ten sposób — obok widma głowy i jądra — również i widmo części ogona komety.
Jądro komety da nam bardzo wąskie widmo identyczne z widmem Słońca, z jego liniam i absorpcyjnymi: jądro jest bryłą lub grupą brył stałych, które odbijają po prostu promieniowanie Słońca. Z jednej i drugiej strony tego widma jądra obserwujemy cały szereg lin ii emisyjnych, rozciągających się na róż ne odległości od jądra. Na te emisje nałożone jest często słoneczne widmo ciągłe, świadczące o tym, że głowa komety może czasami oprócz gazów zawie rać również i cząstki stałe — pył. Je że li szczelina spektrografu pokrywa ogon, obserwowane s ą również emisje dla niego charakterystyczne, rozcią gające się na różne odległości.
Widma różnych komet obserwowane w tej samej odległości od Słońca, mogą znacznie różnić się w stosunkach natężeń continuum do poszczególnych pasm emisyjnych, lub też we wzajemnych stosunkach natężeń różnych pasm. Ponadto widmo zmienia się znacznie z odległością od Słońca. W odległo ś c i heliocentrycznej komety, większej niz 2,5—3 jednostki astronomiczne, jest ono z reguły odbitym widmem słonecznym.
1. WIDMO GŁOWY KOMETY
Na ultrafioletowym krańcu widma głowy komety (fig. 1) zidentyfikowano pasmo (0—0) przejścia elektronowego A*I. X 2TC molekuły OH. Wygląd tego pasma w komecie różni się jednak znacznie od jego wyglądu w źródłach la boratoryjnych. Pasmo (0—0) otrzymane w laboratorium ma 4 głowy, dwie R i dwie Q; głowa R 2, A 3064 A jest n ajsilnie jsza. Tymczasem w komecie to j asmo OH sprowadza się do małej ilości silnych lin ii. Na przykład w widmie komety 1941 I (Cunningham) zmierzono 11 lin ii (7 bardzo silnych) w zakre sie między A 3078,5 a 3106,0 A; w komecie 1948 I (Bester) zmierzono 8 li n ii w zakresie 3081,5 a 3107,0
A [1].
Rozkład natężeń pomiędzy poszcze gólnymi prążkami był całkowicie różny w obu tych kometach i w niczym nie przypominał rozkładu natężeń w jakimkolwiek ze źródeł laboratoryjnych. D łu gości fali indywidualnych lin ii kometarnych OH doskonale zgadzały się z war tościami laboratoryjnymi A prążków odpowiadających niskim rotacyjnym lic z bom kwantowym (źródła o niskiej temperaturze), ale względne natężenia zde cydowanie się różniły. Podobnie jak OH zachowują się też i inne kometarne pasma molekularne; wyjątek stanowią tylko pasma C 2, które nie różn ią się wiele od swego wyglądu w źródłach laboratoryjnych.Roz-4050 w e 4-375 i383
F ig . 1 . Typowe widma szczelinow e głowy komety — widma komety 1941 I (Cunningham) uzyskane przez P . S w i n g s a w Obser watorium M cDonalda. a) Widmo komety przy r = 0,87 jedn. astr., spektrograf kwarcowy, kamera f / l , dyspersja 137
X/mm
przyX 3360
X.
b) Widmo komety przy r = 0,73 jedn. astr., spektrograf szklany , kamera f / l , dyspersja 89 A/mm przy X 3880A.
. W o s z c z y k
O widmach komet 185
ciąga się ono od A 3134 A do A 3159 A. Jego obecność była przez dłuższy czas wątpliwa ze wzglądu na to, że w tym samym rejonie przypada pasmo (0—0) systemu Fortrata molekuły C H . Jednak S w i n g s , E l v e y i B a b c o c k [2] definitywnie w ykazali, że słaba em isja kometarna około A 3140
A
należy do pasma (1—1) OH i że przyczynek pasm CH może być tylko minimalny.Pasmo (0—0) NH przejścia ,437Ti _ X 3H~ jest zwykle bardzo silne w korne tach i podobnie jak OH znacznie różni s ią od NH otrzymywanego w laborato riach w jakimkolwiek rodzaju źródeł. Pasma (1—1) NH dotychczas w kometach nie obserwowano. Natężenie pasm OH i NH- jest różne w różnych kometach i zmienia się także z odległością heliocentryczną komety.
Idąc dalej w kierunku dłtiższych fal, około A 3590
A
spotykamy pasmo (1—0) systemu B2S + - A’aZ + molekuły CN. Ten obszar widma zawiera jeszcze pasmo (0—0) systemu 3TT — — OH"*", ale ta identyfikacja nie wydaje się być dostatecznie udokumentowana [1,3].Sekwencje A r = 0 (3883
A)
i A r = —1 (4216A)
systemu fioletowego CN znajdują się praktycznie we wszystkich widmach komet. Ich profile rotacyjne s ą najbardziej znamienne i będą dyskutowane w części III. Obok sekwencji A r = 0, od strony krótkich fal, obserwuje się czasami, w rejonie centralnym głowy, słabe emisje, które nie s ą jeszcze zidentyfikowane. Ze strony dużych, na widmach silnie naświetlonych, obok sekwencji A r = 0 CN pojawia się system B*L — ,Y21X molekuły CH . W kometach to przejście elektronowe jest słabsze niż system A 2A — X 2{ft przy A 4314 lecz silniejsze niż omawiana emisja systemu Fortrata, C21 + - przy A 3145A.
Pasmo B*I.~ - X 2Tl skła da się w zasadzie z 7 do 8 słabych em isji w obszarze A 3886—3921 A (gałę zie Q i P) i występuje tylko w partiach centralnych głowy komety. W przej ściu A 2A — A"*1!! em isją n ajsiln ie jszą jest mieszanina lin ii gałęzi Q na A 4313 A; gałąź R rozciąga się w kierunku krótkich fal, zawiera zwykfe 6 lin ii i jest siln ie jsza niż gałąź P, obserwowana w stronę fal długich (5 lin ii). Podob nie jak w przypadku OH, NH i CN, rozkład natężeń lin ii rotacyjnych nie jest taki sam jak w źródłach laboratoryjnych.Między s iln ą sekwencją A r = C i sekwencją sła b szą A r = —1 CN prawie całe widmo komety jest wypełnione krótkimi emisjami zgrupowanymi wokół A 4050
A,
które noszą nazwę pasm Swingsa. Identyfikacja tych pasm ma dłu gą historię. Odkryto je w komecie dużo wcześniej niż w źródłach laborato ryjnych. Najpierw, przed rokiem 1942, identyfikowano je z najrozmaitszymi mblekułami dwuatoinowymi, z nowymi systemami C 2, CN , pasmami C II, NaH itp. W roku 1942 H e r z b e r g i S w i n g s zaproponowali niezależnie przyporządko wanie ich jakiejś molekule utworzonej z elementów najbardziej obfitych w prze strzeni kosmicznej (II, C, N, O). Najodpowiedniejszą molekułą wydawała się CH j — produkt dysocjacji metanu — i na wniosek H e r z b e r g a taka identy fikacja, jako próbna, została powszechnie przyjęta. Późniejsze liczne prace laboratoryjne wykazały, że molekuła odpowiedzialna za emisję „grupy 4050”186 A. Woszczyk
nie zaw iera wodoru. W roku 1950 S w i n g s sugerow ał, że grupa ta mogłaby być emitowana przez C 3. W rok p ó źnie j D o u g l a s potw ierdził tą, su g e stią i definityw nie zide ntyfik ow ał „grupą 4050” jak o em isją molekuły C 3 [4].
P rzy okazji warto w spom nieć, że identyfik acja C 3 w kometach ma duże znaczenie p raktyczne. Obserw acje je j w kometach s ą dużo w c ześn iej sze, n iż je j odkrycie w źródłach ziem skich. A C 3 je s t m o lekułą pośrednią w procesie form acji sadzy z węglowodorów. Proces ten ma w ielkie znaczenie przem ysłowe. Porównanie kometarnych i laboratoryjnych widm C 3 pozw oliło ju ż na o siąg niąc ie ciekaw ych rezultatów odnośnie do w ażnego problemu two rzenia s ią tej m olekuły.
O
W rejonie A 4240 A obserwowano w kilku kometach trzy em isje o A 4231, 4238 i 4254 Mogą one być przyporządkowane pasmu (0—0) C H + p rzejścia 'TT — [5].QJ e ś li ta ide ntyfik acja je s t poprawna, trzy inne em isje o A 3954, 3963 i 3973 A mogą być zidentyfikow ane jako pasmo (1—0) C H +. M c K e l l a r uw aża, że niektóre z tych lin ii mogłyby być emitowane przez S i0 2 [6].
W kierunku długich fa l, za systemem /42A — X 2Tf C H , znajduje s ię n a js il n ie js z a em isja w izualnego zakresu widma — pasma system u S w ana, A*lTg — X 3/nu , m olekuły C 2. W przeciw ieństw ie do O H , N H , CH i C N , które m ają rozkład na tężeń struktury w ibracyjnej i rotacyjnej typu „niska temperatura” (chociaż nie całkow icie identyczne ja k widma laboratoryjne w n isk ie j temperaturze), system Swana je s t w kometach reprezentowany przez liczne pasma wibracyjne z bog atą strukturą ro tacy jn ą. Można ogólnie pow iedzieć, że system pasm Swana w kometach je s t typu „w ysoka temperatura” , z grubsza podobny do widm uzyskiw anych w laboratoriach w źródłach o temperaturze około 3000°K (a c z k o l wiek obserwuje s ię pewne różnice w rozkładzie natężeń między poszczegól nymi prążkam i rotacyjnym i). Żadnego z p ię c iu innych systemów pasm C 2 w ko metach nie zaobserwowano.
W system ie pasm Swana sekwencje A f = 0 , +1 i —1 s ą s iln e , sekwencje Av = +2 i —2 s ą sła b e . Na siln ie naśw ietlonych spektrogramach komet niezbyt odległych od Słońca system Swana je s t bardzo bogaty. Na przykład w sekw en c ji Av — —2 można obserwować aż do 6 pasm .
Wiele prac om aw iających widma w m ałej dyspersji podkreśla widmową strukturę w pasmach Swana, a szc ze g ó lnie strukturę między sekw encjam i pasm C 2 w kometach 1947 X II i 1948 X I [7]. Pewne szczegóły tych struktur pochodzą od kompleksowego rozkładu natężeń w pasmach C 2, a pewne podejrzew ano, że pochodzą od niezidentyfikow anych je szc ze systemów m olekularnych. P ó ź n ie j sze widma w dużej dyspersji pozw oliły na przeprowadzenie szczegółow ej iden ty fik a c ji w tym zakresie widma i w yjaśniły szereg w ątpliw ych problemów. W izualny zakres widma komet b y ł przez d łu g i czas raczej zaniedbany. Brak było obserw acji z dostate czną zd o ln o ś c ią ro z d z ie lc z ą . Niem niej jednak uzyskano szereg interesujących w yników . Obserwowano kilka siln y c h i sk u pionych blisko jądra e m isji o A 5978, 5996, 6299, 6334 i 6621
A .
S w i n g s , M c K e l l a r i M i n k o w s k i [8] w yk azali w 1943 roku, że te em isje n a le żąO widmach komet