1) W trakcie ewolucji gromady galaktyk rośnie gęstość jądra gromady sk ła
dającego się głównie z ciężkich m as, lekkie stanow ią rozpraszające się halo
gromady.
2) M niejsza początkowo energia kinetyczna powoduje, że koncentracja
centrum gromady przebiega gwałtowniej, z a ś ekspansja w szechśw iata odwrot
nie — dąży do rozrzedzenia gromady.
3) Trw ałość układów podwójnych wydaje się być w iększa w gromadach
bardziej licznych. Co do c z ęsto ści powstawania par trudno coś pow iedzieć,
gdyż w iększa ilość i gęsto ść c ia ł w gromadach bardziej licznych sugerowałaby
w iększe tempo powstawania par, lecz w takich gromadach ogólne pole s i ł może
dominować nad siłam i przy spotkaniach, co przeciwnie — świadczyłoby o mniej
s z e j c z ę sto śc i powstawania par.
4) Galaktyki tła nie wpływają na budowę gromady.
5) Tempo ucieczek je s t w iększe przy h #
0,przy zmniejszonym e oraz przy
niezerowej ogólnej rotacji gromady.
6) Ciekawe je st, że pomimo odchylania się z czasem rozkładu prędkości
od maxwellowskiego pozostaje gaussowskim rozkład prędkości wzdłuż jednej
o si. Ten w łaśnie gaussow ski rozkład prędkości radialnych (względem obserwa
tora) może być praktycznym kryterium realności gromad galaktyk.
188
T. K w asi7) Praca ta, zdaniem autora, w pewnej mierze wyjaśnia obserwowaną bu dowę gromad galaktyk, co z kolei może być wskazówką do określania ich wieku. L I T E R A T U R A H o e r n e r S.t 1960, Z. f. A . 50, 184. H o e r n e r S., 1963, Z . f. A. 57, 47. A a r a e t h S.J.', 1963, M. N. 126, No. 3. A a r s e t h S .J., 1966, M. N. 132, No. 1. R u d n i c k i K., 1964, Postępy Astr., XII, 219.
Z PRACOWNI 1 OBSERWATORIOM
ZMIENNOŚĆ BLASKU HZ 29
J. S M A K
riEPEMEHHOCTb BJ1ECKA HZ 29
W. C ma k
HZ 29, ocoOeHHbiił GejibiM KapJWK oGiiaflaroiunM iumpokmmm, iio b h a h m o m y a b o w-
HbiMM a6cop6UMOHHbiMM jiMHMHMM r e jin a , SBJiaeTcfl nepeMemicM 3Be3AC>8 c ne- PMOAOM paBHUM npn6jlM3MTeJlfaHO 18 MMHyT.
LIGHT VARIABILITY OF HZ 29
HZ29, a peculiar white dwarf with extremaly broad and apparently double absorption lines of helium, is shown to be a variable star with period of about 18 minutes.
Dwanaście lat temu na łamach „Postępów Astronomii” referowane były (S e rków - s k i 1955) rozw ażania K o p a ł a (1955) nad m ożliw ością istnienia ciasnych układów podwójnych wśród białych karłów. Układy takie, ze względu na małe rozmiary składni ków, mogłyby odznaczać się rekordowo krótkimi okresami rzędu minut, czy nawet se kund. W tym samym czasie W a l k e r (1954) ogłosił swoje niezwykłe odkrycie, że nowa DQ Herkulis jest gw iazdą zaćm ieniow ą o najkrótszym podówczas znanym okresie, oraz źe niebieski składnik układu jest gw iazdą p u lsu jącą o okresie 71 sekund. Wszystko to spowodowało, że na przestrzeni ostatnich kilkunastu lat wielu obserwatorów poszuki wało krótkookresowych zmian jasności u białych karłów i obiektów pokrewnych w za ło że n iu , że przynajmniej niektóre z nich mogą być zmiennymi pulsującymi podobnymi do niebieskiego składnika DO Her, bądź też że wśród nich mogą występować układy podwójne typu rozważanego przez K o p a ł a . Wyniki tych poszukiwań były negatywne i zapewne dlatego tylko o niektórych z nich znaleźć można krótkie wzmianki w litera turze. W zw iązku z tym trudno jest powiedzieć cokolwiek na temat kompletności i sku teczności takich poszukiwań. Szczególnie delikatnym aspektem tej sprawy jest problem wykrywalności fluktuacji o bardzo małej am plitudzie i bardzo krótkich okresach, które w przypadku słabych obiektów ginąć mogą z łatw o ścią w ,,szum ie” instrumentalnym. Przykład HZ 29 stanowi wyjątkowo przekonywającą ilustrację do powyższych uwag.
HZ 29 należy do grupy k ilkudziesięciu niebieskich obiektów odkrytych w północ nym biegunie Galaktyki w wyniku fotograficznego przeglądu wykonanego przez Hu ma - s o n a i Z w i c k y ’ e g o (1947). W iększość obiektów HZ okazała się być białymi
karła-190
Z pracow ni i obserw atoriówmi. HZ 29, ja k tó w ynika z bad ań s p e k tra ln y c h G r e e n s t e i n a (1957, 1958) i G r e e n - s t e i n a i M a t t h e w s a (1957), j e s t białym karłem z pow ażnym i o so b liw o śc ia m i w w id m ie. N ależą do n ich : brak lin ii w odoru; s z e r o k ie , pozornie podw ójne linie, a b so rp c y jn e n e u tra ln e g o h elu ; lin ie He I s ą przy tym z n a c z n ie s ła b s z e n iż w innych ubogich w wo dór b ia ły c h k a rła c h . Podw ójna stru k tu ra lin ii h elu w id o czn a j e s t w yraźnie naw et na rep ro d u k cjach (p atrz G r e e n s t e i n 1958 — F ig . 4); o d le g ło ść m iędzy dwoma , ^ k ł a d o w ym i” w y n o si ok. 30
A,
co w p rz e lic z e n iu na ró ż n ic ę p rę d k o ś c i ra d ia ln y c h odpow iada o k. 2000 k m /s e k . D ane UBV, wg pom iarów H a r r i s a o raz pomiarów au to ra z 1962 r ., s ą n a s tę p u ją c e : V = 14.18, B — V = —0 .2 2 , U — B = —1.0 2 . HZ 29 n a le ż y w ięc do naj g o rę tsz y c h zn an y ch b ia ły c h karłów .O b serw acje fo to e le k try c z n e HZ 29, na których o p iera s ię n in ie js z a p ra c a , w ykonane z o s ta ły 5 la t tem u, w o k re s ie lu ty —maj 1962. P ro w ad zo n e one były z a pom ocą 36-calo- w ego te le s k o p u C ro s s le y a O bserw atorium L ic k a i stan d ard o w ej ap aratu ry fo to e le k try c z - n e j. D odatkow o, n a p rośbę a u to ra , p o d c z a s je d n e j nocy g w iazd a obserw ow ana była ró w n ież p rz e z D ra W. K r z e m i ń s k i e g o w O bserw atorium L o w e lla . Z m ienność HZ 29 w y k ry ta z o s ta ła 4 lu teg o 1962 r. O b serw acje w u ltra fio le c ie w sk azy w ały na is tn ie n ie reg u la rn y c h zm ian o am p litu d zie ok. 0 .0 5 mag. i o k re s ie o k . 9 m inut. P ó ź n ie js z e o b ser w a c je (w łączn ie z o b serw acjam i K r z e m i ń s k i e g o ) n a su n ę ły jed n a k pow ażne w ątp li w o śc i co do ś c i ś l e reg u larn eg o c h a ra k te ru zm ian; na n iek tó ry ch re je stro g ra m a c h 9-rainu- to w a o k reso w o ść b y ła z a z n a c z o n a bardzo n ie w y ra ź n ie , lu b te ż g in ę ła z u p e łn ie we fluk tu a c ja c h in s tru m e n ta ln y c h . W te j s y tu a c ji au to r o g ra n ic z y ł s ię do opublikow ania k ró tk iej in fo rm ac ji na tem at , , dom niem anej” o k re s o w o śc i ( W h i t f o r d 1962; S praw ozdanie O bserw atorium L ic k a ). Z ty c h te ż powodów n ie p o d jęto żad n y ch d a ls z y c h o b se rw a c ji fotom etrycznych lub sp ek tro sk o p o w y ch przy u ży c iu te le sk o p u 120-calow ego.
D opiero sta ra n n a a n a liz a s ta ty s ty c z n a c a łe g o m ateriału o b se rw a c y jn e g o , w ykonana w sty c z n iu 1967 r ., rz u c iła z u p e łn ie now e ś w ia tło na sp ra w ę z m ien n o ści HZ 29. Po w y konaniu a n a liz y a u to k o re la c y jn e j dla p o sz c z e g ó ln y c h ciągów pomiarów (z p o s z c z e g ó l nych nocy) o k a z a ło s i ę , że k s z ta łt funkcji k o re la c v jn e j j e s t we w sz y s tk ic h w ypadkach (w g ra n ic a c h błędów ) ta k i sam . F u n k cja k o re la c y jn a w y k azu je s iln e maksim um przy o k . 18 m in., o raz d ru g ie, z n a c z n ie m niej w y raźn ie, przy 9 min. Wynik te n o z n a c z a ł, źe o k re s 9-m inutow y, sugerow any p rz e z n iek tó re rejestro g ram y (a le ty lk o na p o d staw ie ic h o g lę d z in ), nie j e s t o k resem podstaw ow ym i to w ła ś n ie sta n o w iło d o d atk o w ą oko lic z n o ś ć u tr u d n ia ją c ą p o tw ierd zen ie is tn ie n ia o k reso w o ści na n iek tó ry ch re je s tro g ra m ach. Głównym czy n n ik iem m askującym zm ienność gw iazdy były o c z y w iśc ie „ s z u m y ” in stru m e n ta ln e (szum kw antow y, flu k tu a c je e k s ty n k c ji itd .) , których am p litu d a była po rów nyw alna z am p litu d ą z m ie n n o śc i sam ej gw iazdy.
W tym m iejscu w y ja śn ić n a le ż y , ż e b b e b n o ść maksim ów w p rzeb ieg u fu n k cji kore la c y jn e j n ie sta n o w i je s z c z e dowodu na is tn ie n ie ś c i ś l e o k reso w ej z m ie n n o śc i. D ecy d u ją c e g o dowodu d o s ta rc z y ło dopiero sp o rz ą d z e n ie „ z ło ż o n y c h ” (com posite) krzyw ych b la s k u w o p arciu o w s z y s tk ie o b se rw a c je w ykonane w c ią g u danej nocy i przy z a s to so w an iu w s tę p n e j w a rto ś c i o k resu su g e ro w a n e j p rz e z funkcję k o re la c y jn ą (0.0122 d n ia). P ro ced u ra ta p o zw o liła na u śre d n ie n ie flu k tu a c ji in stru m e n ta ln y c h i d oprow adziła do n a s tę p u ją c y c h w niosków :
1) HZ 29 j e s t zm ien n ą o k reso w ą o o k re s ie ok. 18 m inut. I s tn ie ją c e o b se rw a c je nie p o z w a la ją jed n a k na d o k ła d n ie js z e w y z n aczen ie d łu g o ś c i o k re s u , w s z c z e g ó ln o ś c i na s tw ie rd z e n ie , czy n ie je s t on zm ienny. W tym a s p e k c ie k o n ie c z n e s ą d a ls z e o b se rw a c je fotom etryczne g w iazd y .
2) K s z ta łt ś re d n ie j krzyw ej b la s k u przypom ina zdeform ow aną, podw ójną sin u s o id ę ; minimum w tórne je s t n ie c o p ły ts z e od głów nego i w y k azu je p rz e s u n ię c ie w sto su n k u d o fazy o f 5 (rys. .1). A m plituda z m ien n o ści w ynosi o k . 0 .0 5 5 m ag. w u ltra fio le c ie i ok. 0 .0 4 0 m ag. w barw ie n ie b ie s k ie j; o b se rw a c je w in n y ch barw ach n ie były prow adzone.
Z pracowni i obserwatoriów 191
.6 .8 O .2 .4 .6 .8 O .2
Ry». X. Krzywa zmian blasku HZ 29 w świetle ultrafioletowym. Na oai odciętych — faza w jedno stkach okresu (0.0122 dnia). Na osi rzędnych — jasność gwiazdy z dowolnym punktem zerowym
3) Średnia jasność gwiazdy jest stała w granicach ± 0.03 mag.
Istniejące dane są zbyt skąpe, by można było podać jakąś definitywną interpretację HZ 29. Można jednak pokusić się o wysunięcie następującej hipotezy roboczej. HZ 29 jest ciasnym układem podwójnym złożonym z dwu białych karłów. Obserwowane zmiany jasn ości mogłyby być w. tym wypadku powodowane przez asymetrię kształtn składników , lub — co jest m ało ' prawdopodobne — przez zaćm ienia o bardzo małej amplitudzie. K ształt lin ii widmowych inoże być wynikiem szybkiego ruchu orbitalnego; zmiany pręd kości radialnych o okresie 18 minut, uśredniane podczas długich ekspozycji, dawałyby właśnie takie rozdwojenie lin ii. Odległość składowych musiałaby być równa amplitudzie zmian prędkości radialnych. W tym kontekście podać można, że prędkość orbitalna w układzie podwójnym dwu białych karłów o okresie P = 18 min. może być (w zależno ści od mas) rzędu kilkuset k u /se k , a całkow ita amplituda — rzędu 1000—2000 km/sek, co zgadzałoby się z obserwowaną separacją lin ii w widmie HZ 29. Czy rozważana tutaj hipoteza jest słuszna — okaże się po wykonaniu odpowiednich obserwacji spektralnych, których celem byłoby wykrycie hipotetycznych zmian prędkości radialnej.
W zakończeniu wspomnieć wypada o niedawnej pracy C . i M. B u r b i d g e ’ ow oraz H o y l e ’ a (1967), którzy sugerują, że HZ 29 należy do klasy quasi-gwiezdnych galaktyk (QSG). Autorzy c i zwracają uwagę na pewne analogie pomiędzy długościami fal lin ii w widmie HZ 29 i w widmach dwu innych obiektów: 3C191 i PKS 0237—23. A naliza tych dwu obiektów prowadzi do wartości czerwonego przesunięcia z = 1,95 i taką samą wartość B u r b i d g e ’ o w i e i H o y l e przypisują wid-tnu HZ 29. Można chyba spodzie wać s ię , że wobec istnienia dwu, tak różnych hipotez, HZ 29 stanie się wkrótce przed miotem bardziej szczegółowej analizy obserwacyjnej.
L I T E R A T U R A
B u r b i d g e , G., B u r b i d g e , M., H o y l e , F . 1967, Ap. J ., w druku. G r e e n s t e i n , J .L . 1957, Publ. A. S. P ., 68, 501.