Szereg hipotez w ysuniętych do tej pory (patrz Część I) przyjm ow ało zwykle utworzenie się grafitu w obszarze pom iędzy gwiazdą i obserwatorem za przyczynę zjawiska. Żadna z nich nie została wszakże opracowana na tyle, ażeby możliwe stało się porównanie jej przepowiedni z obserwacjami.
I. POCHODZENIE.NADWYŻKI FIOLETU
Opublikowana 20 lat tem u praca P h i l l i p s a i B r e w e r a ( 1 9 5 5 ) stwierdza, iż autorzy dostrzegli lokalne continuum w fiolecie, obserwując silnie rozgrzane próbki grafitu. Podobne doświadczenie z rozgrzewaną oporowo rurką z węgla pirolitycznego przeprowadzone zostało w Toruniu przez R o z p ł o c h a i niżej podpisanego. Wspomnianą rurkę umieszczono pod kloszem pom py próżniowej, k tó ry to obszar przepłukiw any b y ł argonem w czasie trwania eksperym entu. Oś optyczna spektrografu pokryw ała się z osią rurki, co um oż liw iło obserwację świecenia jedynie substancji sublimujących z grafitowych ścianek do wnętrza. Mechanizmu świecenia nie u d ało się, jak dotąd, zidentyfikować. Można się jedynie spodziewać, że jest to świecenie rekombinacyjne pewnych m olekuł węgla. Fioletowe continuum pojawia się
Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. II 251
Rys. 7. Porów nanie obserw ow anego co n tin u u m w fiolecie z labo rato ry jn y m i obserw acjam i prom ieniow ania p ro d u k tó w sublim acji grafitu ( K r e ł o w s k i 1975)
w tem peraturze ok. 2800°K . Graficzne porównanie continuum obserwowanego ( A l e x a n d e r i in. 1972) z wynikami P h i l l i p s a i B r e w e r a oraz doświadczenia toruńskiego przedstawia rys. 7. Widać na nim niezłą zgodność obserwacji z wynikami labo ratoryjnymi. Jeśli utożsamienie zjawiska wytworzonego w laboratorium i zjawiska astronom icz nego jest słuszne, to jesteśmy w posiadaniu dowodu na obecność gorących ziaren grafitu w po bliżu fotosfery gwiazdy typu RCB.
II. PROPONOW ANY MODEL ZJAWISKA
Zrozumienie fizycznej natury zjawiska RCB wymaga skonstruowania m odelu, który nadaw ałby się do porównania z obserwacjami, a zarazem m ógłby wskazać na braki w naszej obecnej wiedzy, uniemożliwiające całkow ite zrozumienie zagadnienia. Pierwszy tego rodzaju model ( K r e ł o w s k i 1974, 1975) poszedł śladami hipotez wiążących zjawisko RCB z utratą masy przez gwiazdę. Opierał się on na następujących założeniach:
- w pewnym momencie następuje w yrzut sferyczno-symetrycznej otoczki z zew nętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Jest to, oczywiście, model najprostszy - popierają go jednak dwa argumenty obserwacyjne:
a) wspomniana w rozdziale 2 stałość prawa poczerwienienia; identyczny rozkład materii na tarczy gwiazdy przez długi okres czasu sugeruje obecność sferycznej otoczki ( A l e x a n
b) łatw y do zauważenia na wieloletnich krzywych blasku (M a y a 11 1960) fakt wielo krotności minimów, wyrażający się schodkowymi spadkami lub powrotam i blasku, wydłużającymi zresztą wydatnie czas trwania zjawiska sugeruje również sferyczność, gdyż prawdopodobieństwo wyrzucenia kilku wielkich protuberancji zawsze w stronę obserwatora wydaje się niewielkie wobec braku rozbłysków podczerwieni pom iędzy minimami
— otoczkę obowiązuje LTE, tzn. zachowuje się ona nadal jak zew nętrzna warstwa atmosfery gwiazdy z tym tylko, że promieniowanie jest tam rozcieńczone geometrycznie, odpowiednio do aktualnego promienia otoczki
— start otoczki następuje momentalnie z pewną stałą prędkością (trochę wyidealizowany obraz działania frontu ciśnieniowego), a w miarę oddalania się otoczki od powierzchni gwiazdy grubość jej wzrasta skutkiem różnicy grawitacji na krańcach i skutkiem działania ciśnienia wewnętrznego. Oznacza to, wraz z założeniem LTE, przyjęcie ścisłego związku pom iędzy parametrami geometrycznymi i fizycznymi otoczki
— formujące się w stygnącej otoczce ziarna są sferyczne i narastają jednorodnie w formie kulek sadzy (jednorodny wzrost kuleczek sadzy jest faktem doświadczalnym). Kuleczki te pod w pływ em wygrzewania grafityzują, tracąc wówczas swe podobieństwo do ciała doskonale czarnego. Pojawienie się zgrafityzowanych kulek sadzy w yw ołuje zapewne zarówno poczerwienienie, jak i zagadkowe continuum fioletowe. Dlaczego w tym samym momencie ^ pojawia się liniowe widmo emisyjne — nie wiadomo
— skład chemiczny odpowiada wynikom D a n z i g e r a (1965) z tym , że uwzględniono jedynie 5 pierwiastków: H, He, C, N, O i 14 najtrwalszych m olekuł, jakie pierwiastki te, z wyjątkiem oczywiście helu, mogą z sobą tw orzyć.
Jak widać z przytoczonego wyżej spisu założeń, model taki przyjmuje wyrzut za fakt dokonany, nie podejmując próby wyjaśnienia mechanizmu utraty masy. Zidentyfikowanie tego ostatniego nie wydaje się możliwe bez znajomości w pływ u wspomnianych w rozdz. 2 pulsacji i drobnych wahań blasku na strukturę atm osfery i jej zdolność do erupcji masy. Ponadto m ało zaawansowany stan badań nad zachowaniem się gazowych otoczek okołogwiazdowych, a zwłaszcza nad powstawaniem w nich m olekuł, nie pozw olił wyjść poza założenie LTE. Zatem zbudowany w edług przedstawionych wyżej założeń model pozwala raczej jakościowo, niż ilościowo przewidzieć zachowanie się gwiazdy typu RCB w trakcie minimum.
III. PORÓW NANIE MODELU Z OBSERWACJAMI
Otrzymana drogą rachunków na bazie przyjętego modelu krzywa blasku opisuje minimum wyw ołane przez pojedynczą otoczkę. Takich minimów, zwłaszcza głębokich, obserwuje się niewiele. Czas spadku blasku wynosi w nich średnio 30 dni, a czas pow rotu jest dwukrotnie dłuższy. Liczby te są praktycznie niezależne od głębokości minimów, o ile tylko w yw ołane są one przez w yrzut pojedynczy. Jak widać na rys. 8, manewrując odpowiednio prędkością wyrzutu, można uzyskać teoretyczną krzywą blasku odpowiadającą danym obserwacji. Dopasowanie głębokości minimów pozwala przy tym wyznaczyć masę otoczki na 10 —1026 gramów. Uzyskane wartości wydają się być rozsądne; niewielka energia w yrzutu w pełni tłum aczy brak jakiegokolwiek pojaśnienia gwiazdy sygnalizującego erupcję, podobnie, jak wspomniane już i w części I, i w niniejszym tekście zachowanie bez zmian param etrów
Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. U 253 m. 8 w
W
l / / /ii
/ i / / / / / / / / / / i i i \ i \ i / / i i/ /\ /
81 km ś" 77km-s' O 50 100 150 200 t(dni)Rys. 8. Teoretyczne krzywe blasku dla różnych prędkości wyrzutu otoczki ( K r e ł o w s k i 1974)
fizycznych atm osfery podczas przejścia przez minimum. Otrzymane rachunkowo promienie ziaren wynoszą 40—50 A, co również wydaje się być w zgodzie z prawem poczerwienienia, przedstawiającym się zupełnie inaczej dla jakichkolw iek większych ziaren. Dopasowania
ro z k ła d u n a tę ż e ń w nadw yżkach p o d czerw onych do krzyw ych Plancka o T - 7 0 0 - 9 0 0 °K rów nież znajdują w yjaśnienie w m odelu. Ju ż p o d koniec w izualnego m inim um o to c zk a staje się niem al całk o w icie przezroczysta, a te m p eratu ry w szystkich ziaren id en ty czn e, o w artościach z p rze d zia łu w yznaczonego przez obserwacje.
Na zgodność obserw ow anych zm ian blasku w podczerw ieni z przepow iedniam i m odelu w skazuje rys. 9. Co praw da rachunki nie z o s ta ły dow iązane d o „szczątkow ego” prom ieniow ania p o zo stałeg o p o p o p rzed n im zjaw isku, ale m aksim um w podczerw ieni p rzy p a d a na m o m en t p o w ro tu gw iazdy do norm alnego blasku wizualnego. Je st to m o m e n t, w k tó ry m o to c zk a staje się całkow icie p rzezroczysta dla prom ieniow ania podczerw onego, a zarazem dość jeszcze gorąca. D olne, gorące w arstw y stają się w idoczne w bliskiej podczerw ieni i fak t te n o d p o w iedzialny je st za obserw ow ane m aksim um . N astępnie, w m iarę stygnięcia ziaren strum ień prom ieniow ania w bliskiej podczerw ieni, ja k o c z u ły n a te m p e ra tu rę , dość szybko m aleje. Z m iany n a tę ż e n ia w zakresie, w k tó ry m o to c zk a przez c a ły czas zjaw iska je st cienka opty czn ie są b ardzo pow olne, co zapew nia obserw ow alność nadw yżek podczerw ieni w ciągu d łu g ic h okresów „bezczy n n o ści” . P okryw a się to z w ynikam i obserw acyjnym i F o r r e s t a i in. ( 1 9 7 2 ); niestety, całk o w icie b ra k obserw acji w najbardziej interesujących pasm ach 1,25 i 2 ,2 0 M.
6. ZA K O Ń CZEN IE
W stępny, daleko n ie k o m p le tn y m odel zjawiska RCB przedstaw iony tu ta j w skrócie w skazał na m ożliw ość tłu m a c z e n ia obserw ow anych fak tó w erupcją sferyczno sym etrycznej oto czk i, a przy okazji zw ró cił uw agę na wiele b rak ó w w danych obserw acyjnych i la b o ra to ry jn y ch oraz w form alizm ach te o re ty c z n y c h zm ierzających do opisu o to c ze k okołog w iazd o w y ch .
Wydaje się, że now ych danych na te m a t wielkoskalowej zm ienności gwiazd RCB oczekiw ać nie należy. Pilną spraw ą je st za to rozszyfrow anie n a tu ry p eriodycznych zm ian m ało sk alo w y ch i zbudow anie m odelu atm o sfery uw zględniającego ich obecność.
N iezm iernie dotk liw y je st b ra k system atycznych obserw acji w podczerw ieni, szczególnie zaś w bliskiej, gdzie spodziew ać się należy najw iększych zm ian jasności. Zagadnienie pojaw ienia się fioletow ego co n tin n u u m po w in n o d o czekać się system atycznego opracow ania lab oratoryjnego i wreszcie in te rp re tac ji te o re ty cz n ej, co u m o ż liw iło b y w łączen ie jego opisu d o rachunków m odelow ych. Wiąże się to z koniecznością la boratoryjnego określenia w łasności o p ty c zn y c h ciał sta ły c h w w ysokich te m p eratu ra ch ; po m iaró w ta k ich d otychczas nie w ykonyw ano.
Sens b adań nad gazow o-pyłow ym i o to c zk a m i ok o ło g w iazd o w y m i w ykracza po za zakres in terp retacji poszczególnych zjawisk. Mamy tu bow iem do czynienia z w ym ianą m asy p o m ię d zy gwiazdam i i ośrodkiem m iędzygw iazdow ym . Pew ne teorie w yw odzą pow staw anie n ow ych gwiazd od zagęszczeń ośrodka w y w o łan y c h obecnością m o le k u ł. Z kolei ziarna uw aża się niekiedy za „ w y tw ó rn ie” ty c h w łaśnie m o le k u ł, co zdaje się p o tw ie rd z ać korelacja p ozycyjna p y łu z gazem m olekularnym . W sytuacji tej w zbogacenie ośrodka w p y ł m oże m ieć d o n io słe znaczenie dla ew olucji galaktyk, a zw łaszcza dla form ow ania się grom ad gwiazd. Poznanie zatem fizyki zjaw isk zachodzących w o to c zk a ch gwiazd ty p u RCB, p o d o b n ie ja k in n y c h gwiazd eru p ty w n y c h , m oże rzucić now e ś w ia tło na szereg podstaw ow ych problem ów astronom ii galaktycznej, k tó re pozostają zagadkow ym i do dziś dnia.
Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. II 255
L I T E R A T U R A
A l e x a n d e r , J. B., A n d r e w s , P. J., C a t c h p o l e , R. M., F e a s t , M. W., L l o y d E v a n s , T., M e n z i e s , J. W., W i s s e, P. N. J., W i s s e, M., 1972, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 158, 305. C o y n e, G. V. S., S h a w 1, S. J„ 1973, Astrophys. J., 186, 961.
D a n z i g e r, I. J., 1965, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 130, 199.
F e a.s t, M. W., G l a s s , I. S., 1973, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 161, 293. F e r n i e, J. D., S h e r w o o d , V. E., D u P u y, D. L., 1972, Astrophys. J., 172, 383. F e r n i e, J. D., 1965, Astrophys. J., 142, 1072.
F o r r e s t , W. J., G i 11 e 11, F. C., S t e i n , W. A., 1972, Astrophys. J. (Lett.), 178, L129. K r e ł o w s k i , J., 1972, Post. Astr. 20, 23. = Część I.
K r e ł o w s k i , J., 1974, Praca doktorska. UMK Toruń.
K r e ł o w s k i, J., 1975, w': V.E. S h e r w o o d , L. P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, 1AU Symp., 67, D. Reidel (w druku).
M a y a 11, M., 1960, J. Roy. Astron. Soc. Canada 54, 193. P a c z y ń s k i , B., 1971, Acta Astron., 21, 1.
S h e r w o o d , V. E., 1975, w: V. E. S h e r w o o d ^ L . P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, IAU Symp. 67, D. Reidel (w druku).
T o t o c h a v a, A. G., 1973a, Astron. Tsirk., USSR 744. T o t o c h a v a, A. G., 1973b, Astron. Tsirk., USSR 791.
T o t o c h a v a, A. G., 1975, w: V. E. S h e r w o o d , L. P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, IAU Symp. 67, D. Reidel (w druku).
'
.
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIII (1975). Zeszyt 4
NOWSZE DANE OBSERWACYJNE O SUPERNOWYCH
K O N R A D R U D N I C K I
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego, Kraków Referat w ygłoszon y na XVII Zjeździe PTA
HOBWHE HAEJlIOMTEJlbHblE flAHHblE O CBEPXHOBbIX
K. P y a H H U K H C o n e p x a H H e
CiaTbH AaeT o63op HenaBHO H3yneHHbix cJjaKTOB KacawmHxcn 4>eHOMeHa cBepxHOBbix.
NEW OBSERVATIONAL DATA ON SUPERNOVAE
A b s t r a c t
A review of new data pertaining to the supernova phenomenon is presented.
1. WSTĘP
Kilka lat temu ogłosiłem w „Postępach Astronomii” artykuł o obserwacyjnych aspektach wiedzy o supernowych ( R u d n i c k i 1969). Od tego czasu obserwacje supernowych i ich proste interpretacje rozwinęły się tak bardzo, że — mimo, iż większość informaq'i podanych wówczas pozostaje w mocy — fakty nowe zebrały się w sporych ilościach i tak przesunęły kierunki natarcia na tym odcinku frontu astronomii, że istniejąca sytuacja zasadniczo różni się od opisanej wówczas. Dlatego kwalifikując mój artykuł z roku 1969 jako mający nie tylko historyczne znaczenie, ale w zasadzie zawierający podstawowe informacje, a w ten sposób unikając konieczności powtarzania całych partii tekstu — chcę w artykule obecnym dać prze gląd najważniejszych, świeżo poznanych faktów i wnieść poprawki do pewnych przestarzałych już poglądów przedstawionych w owym artykule.