C iekawe byłoby porównanie „ob serw acy jny ch” danych o m gławicach p la
netarnych z modelami teoretycznym i. Już praca S e a t o n a zaw iera zestaw ienie
wyników autora z teoretycznym modelem obliczonym przez H a y a s h i e g o -
- H o s h e g o i S u g i m o t o (1962) dla gwiazd o masie 0 .4 i 0.6 dt)l9 (rys. 1).
W modelach tych gwiazda była jednorodna i ewoluowała bez procesów jądrowych
(tzn. po wypaleniu paliw a jądrowego). Początkow o gwiazda kurczy s ię i św ieci
na k o sz t wyzwalanej energii graw itacyjnej. Jej jasn o ść je s t s ta ła a temperatura
rośnie, bo promień m aleje. Z chw ilą, gdy pojawia się degeneracja gwiazda nie
może dalej s ię kurczyć i musi oddać re sz tę energii, św iecąc przy stałym pro
mieniu na k oszt energii term icznej. Model ten, jak widać, je a t bardzo słabym
przybliżeniem dla mgławic planetarnych. Ponadto istn ie je d rastyczna różnica
w sk ali czasow ej. Według I ł a y a s h i e g o - H o s h e g o i S u g i m o t o czas ewo
lucji między zaznaczonymi na ry s. 1 punktami j e s t 106 la t. L e p s z ą zgodność
kształtu teoretycznego szlaku ewolucyjnego z obserwacjami otrzymał w swojej pracy L ’E c u y e r (1966). Rozważał on ewolucję, gwiazd czysto helowych o ma sie 0.590?, i 0.739?e palących hel na tlen i węgiel początkowo w konwektywnym jądrze a potem w otaczającej je otoczce. Jego wyniki ilustruje rys. 2.
^bd
Rys. 2. Teoretyczny c iąg ewolucyjny modeli gwiazd helowych wg L ’E c u y e r a. Linią, przerywaną zaznaczono wyniki Se a t o n a dla jąder mgławic planetarnych
Skala czasowa dla tych modeli była jednak również 106 lat.
Wobec tego wydaje się, że najlepszym obecnie teoretycznym modelem odpo wiadającym mgławicom planetarnym jest model V ila’a (1966), w którym gwia zda traci energię, przez promieniowanie i produkcję neutrino. Jak bowiem zauwa żyli i O ’D e l l i S e a t o n , oczekiwana jasność wywołana kontrakcją gwiazdy:
, d (y G M 2\ . . . . .
L = - I-— —— I (.zmiana w czasie energii potenc
będzie o czynnik 30 za duża w stosunku do obserwowanej. Pojawiło się więc przyp-uszczenie, że gwiazda traci częśc energii w procesach neutrinowych,
E w olucja ją d e r mgławic planetarnych 247
a ponieważ neutrina bardzo słab o oddziaływ ają z materią, — energię tę, tracimy bezpowrotnie.
W 1963 r. A d a m s , R u d e r m a n i Woo (1963) opublikowali pracę,, w której przedstaw ili h ipotezę uniw ersalności oddziaływ ań cząstek Ferm iego, tzw. fer mionów. J e ś l i uznamy, że hipoteza ta je s t prawdziwa, to powinno istn ieć bez pośrednie oddziaływanie między elektronami i neutrinami. W warunkach panują cych w gw iazdach istotne energetycznie byłyby trzy możliwe procesy elektro- nowo-neutrinowe:
1) an ih ilacja par
+ _ _ e + e —* v -r v;
2) tzw. proces fotoneutrino, w którym kwant y w obecności elektronu rozpa da s ię na neutrino i antyneutrino:
e~ + y —> e~ + v + v;
3) produkcja par neutrinowych w procesie o sc y la c ji plazmy (gdy gaz elek tronowy je s t g ęsty ).
Poniew aż te procesy produkcji v s ą jak do tej pory li tylko spekulacjam i (bo bardzo mały je s t przekrój czynny na tę reakcję) V i l a lic z y ł dwa ciągi mo deli gw iazd różniące s ię tylko tym, że raz uwzględniono straty energii tylko przez promieniowanie, a drugi raz przez promieniowanie i produkcję neutrino. Wobec tego w równaniu budowy wewnętrznej opisującym produkcję energii:
cLLr _ - T dS dV Ł~ v d t' dS
gdzie T —- — ciepło wyzwalane przy kontrakcji, E v — w ydajność stra t energii a i
przez produkcję v — raz uw zględniał a raz nie uw zględniał £ .
Swoje ob liczen ia zaczyn ał V i l a od momentu, gdy temperatura była na tyle w ysoka, iż straty neutrinowe mogły mieć z n a c z ą c ą rolę. Wyniki jeg o obliczeń pokazane s ą na rys. 3.
Widać, że model bez strat neutrinowych zachowuje s i ę podobnie jak modele H a y a s h i e g o - H o s h e g o i S u g i m o t o (różnice spowodowane s ą innymi masami). Sk ala czaso w a oszacow ana w tym przypadku je s t również 106 lat. N atom iast, je ś li uwzględnimy straty neutrinowe, to nie tylko k ształt ciągu ewolucyjnego będzie bardzo podobny do uzyskanego przez S e a to n a dla jąder mgławic planetarnych, ale i sk a la czaso w a będzie rzędu 104 lat (bo produkcja
Niestety, modele te liczone były dla \VX0' i 1 . 2 a nie dla 0.6 typowej
dla jąder mgławic planetarnych, gdyż prace V i l a ’ a i S e a t o n a robione były
niemal jednocześnie i V i l a nie spodziewał się., że bę.dzie mógł swoje wyniki
porównać z wynikami Se a t o n a .
R ys. 3. Teoretyczne ci%gi ewolucyjne gwiazd obliczone przez V i l a : n — z uwzględnie niem strat neutrinowych. L in ia przerywana — wyniki S e a t o n a dla jąder mgławic pla
netarnych
Można się. jednak spodziewać, że badanie późnych stadiów ewolucyjnych
gwiazd o masie bliskiej masy Słońca, z uwzględnieniem neutrinowych strat
energii, może pomóc w badaniach mgławic planetarnych i ich drogi do białych
karłów, a dodatkowo' dostarczyć dowodów na uniwersalność oddziaływań czą
stek Fermiego.
E w o lu c ja ją d e r m gław ic p la n e ta rn y c h
249
L I T E R A T U R A C .R . O ’ D e l l , 1963, A P J , 138, No 1. M .J. S e a t o n , 1966, MN, 132, No 1, S.C . V i l a , 1966, A P J , 146, No 2. W.K. R o s e 1966, A P J , 146, No 3. J . L ’ E c u y e r , 1966, A P J, 146, No 3.J . Z i ó ł k o w s k i , 1966, „ P o s tę p y A stro n o m ii” XIV, z e s z , 4.
B .A . Wo ro n c o w-W e l i am i n o w, 1953, G a sn e b e l und neue S ter n e, B erlin . 600—607. G .O . A b e 11, 1955, P u b . A .S .P ., 67, 258. II.C . A r p , 1961a, A P J, 133, 869. C . H a y a s h i , R. H o s h i , D. S u g i m o t o , 1962, P ró g . th e o r. P h y s ., O sa k a , Suppl. Ser. No 22. J .B . A d a m s , M.A. R u d e r m a n , C .H . Wo o , 1963, P h y s . R e ? ., 129, 1383. J . L . G r e e n s t e i n , 1961, S te l la r A t m o s p h e r e s , C h ic a g o , s . 676. W. W id e m a n , 1963, Z. A stro p h y s., 57, 87.
CIASNE U KŁA DY PODWÓJNE*
Częśd I
J Ó Z E F S M A K
TECHHE ABOftHblE CMCTEMbl
(waCTb I )
10. Cmak
3Ta CTaTfl flaeT
o63op
M36paHHbix HaCjiiOAaTeJibHbix pe3yjibTaT0Bu
bo-np O C O B B OÓJiaCTH HCCJieflOBaHMM TCCHMX flBOMHbIX CHCTeM.
CLOSE BINARY SYSTEMS Part I
This article gives a review of selected observational results and problems in the field of the close binary systems.
1. WSTĘP
Tematyka określona przez tytuł niniejszego artykułu jest tak obszerna, iż zbgdne wydaje się wyjaśnienie, że pełne jej omówienie wymagałoby pokaźnych rozmiarów monografii i przekraczałoby m ożliwości jednego autora. Dodatkowym, niezmiernie istotnym ograniczeniem jest tu także aktualny stan i dotychczaso we wyniki badań nad ciasnymi układami podwójnymi. Wprawdzie ostatnie ćwierć wiecze przyniosło ogromny napływ danych obserwacyjnych, a lata ostatnie ~ burzliwy rozwój teorii procesów ewolucyjnych w ciasnych układach
podwój-* Wszystkie wzory w niniejszym artykule odnoszą się. do parametrów fizycznych wy rażonych w jednostkach cgs.
nych, ale wszystkie te wyniki nie tworzą, jeszcze zwartego obrazu „ c a ło ś c i” , jaki — dla przykładu — istnieje w przypadku wczesnych i średnio zaawansowa nych faz ewolucji gwiazd pojedynczych.
Stwierdzenie, iż ciasny układ podwójny jest obiektem bardziej złożonym niż pojedyncza gwiazda, ma charakter trywialny. Ale właśnie ten trywialny fakt sprawia, że ewolucja ciasnych układów podwójnych prowadzi do całego boga ctwa form, stanowiących poważny problem nie tylko z punktu widzenia ich po prawnej interpretacji ewolucyjnej, ale nawet z punktu widzenia czysto empiry cznej klasyfikacji.
Artykuł niniejszy będzie ograniczał się, w zasadzie do zagadnień obserwa cyjnych. Uwagi wypowiedziane powyżej m ają być usprawiedliwieniem dla spo sobu przedstawienia tych zagadnień; tylko niektóre spośród nich można było omówić w sposób względnie kompletny i zwarty; wiele zostało potraktowanych tylko szkicowo. Dodać wreszcie trzeba, że przegląd niniejszy daleki je st od kompletności; wybór tematów odzwierciedla przede wszystkim zainteresowania i subiektywne podejście autora.