U zupełniając swą, teorię, R o x b u r g h (1966) wysunął ostatnio hipotezę, że roz dzielone układy podwójne, w których wtórny składnik jest podolbrzymem typu , , under s ize ” * , są systemami powstałymi z podziału gwiazdy o masie przekraczającej 4 M0 i znajdującym i się jeszcze w stadium kontrakcji na ciąg główny. Hipoteza taka pozwala, jego zdaniem, w naturalny sposób wyjaśnić dlaczego składniki mniej masywne le ż ą dalej od ciągu głównego.
Jako typowego przedstawiciela takich układów rozważa R o x b u r g h KO Aql. Za kładając, że oba składniki s ą w stadium kontrakcji na c iąg główny, uzyskuje on roz w iązanie układu w następujący sposób. Typ widmowy głównego składnika (AO — A l) pozwala nam określić jego temperaturę efektywną: log
Te
t = 4.02, Mając ustaloną tem peraturę możemy znaleźć zależność masa-jasność obow iązującą przy tej temperaturze dla gwiazd w stadium kontrakcji. Korzystając z modeli ewolucyjnych I b e n a , R o x b u r g h znajduje tę zależność w postaci:log — = 0,40 + 3,3 l og— .
Dane obserwacyjne uzyskane dla KO Aql przez P l a u t a i S a h a d e g o w połącze niu z powyższą relacją prowadzą do następujących wartoś‘ci dla składników układu:
Mi = 2,9 Me M2 = 0,58 M. Ki = 2,6 R9
Rl
= 2,1 Red -
13 Re
R o x b u r g h szacuje następnie wiek układu. Mianowicie znając masę i promień głównego składnika można określić czas, jaki upłynął od rozpoczęcia kontrakcji do osiągnięcia obecnego stanu. Korzystając z modeli I b e n a otrzymujemy na wiek głów nego składnika
t
= 3,5 x 1013 sek. ("■'1,1 x 106 lat). KO Aql byłby więc układem bardzo młodyni (podobnie zresztą jak i inne układy tego typu). D la sprawdzenia całej hipotezy autor ocenia następnie teoretyczny promień, jaki powinien mieć wtńmy składnik (przy założeniu masy 0,58 Ma) po upływie czasu 3,5 x 101S sek. od momentu rozpoczęcia kontrakcji. Oszacowanie daje wynik 1,9 — 2,3 R a, dobrze zgadzający się z wartością, uzyskaną z rozw iązania.N a koniec oblicza R o x b u r g h , na podstawie znalezionego rozw iązania, orbitalny moment pędu układu KO Aql i porównuje go z w artością przew idzianą dla układu o tej masie przez jego teorię podziału. Porównanie obu wartości daje zgodność z dokład nością 4%,
Powyższe wywody R o x b u r g h a brzm ią dość zachęcająco. Je st tu jednak jedno „ a le ” . Wprawdzie można zrozumieć autora, gdy nie korzysta z obserwacyjnych wyzna czeń widma czy temperatury efektywnej wtórnego składnika (uw ażając je słusznie za niepewne), tym niemniej jednak należy wymagać, aby rozbieżność otrzymanych wyników i obserwacji nie była zbyt duża. Tymczasem otrzymana przez R o x b u r g h a różnica jasności obu składników jest ~ 4 ” 5, podczas gdy obserwacje dają wartość 2,nl5 — 3,m0, Wypada też zaznaczyć, że układy typu- KO Aql nie w ykazują silnej koncentracji ku płaszczyźnie Galaktyki, której można by oczekiwać dla gwiazd bardzo młodych. Fakty te staw iają pod poważnym znakiem zapytania zarówno sugerowany sposób interpretacji położenia składników tego typu układów na diagramie H-R, jak i wynikający stąd ich młody wiek".
116 Z literatury naukowej
L I T E R A T U R A R o x b u r g h , I.W ., 1966, A . J . , 7_1_, 133.
OBFITOŚĆ HELU W GWIAZDACH PO PU LA C JI II J . Z I Ó Ł K O WS K I
Przez dość długi okres czasu powszechnie sadzono, że obfitość helu w gwiazdach- populacji II nie przekracza 10%, W ostatnich jednak latach zaistniały pewne wskazania obserwacyjne sugerujące wyższa, obfitość helu. Warto więc zasygnalizow ać, że obecnie wyłoniły się również przesłanki natury teoretycznej, sugerujące obfitość helu rzędu 35%, a więc taką, która dotychczas wydawała się dopuszczalna raczej tylko dla gwiazd populacji I.
Hipoteza taka została mianowicie wysunięta przez F a u l k n e r a (1966) w pracy prezentującej modele gwiazd na gałęzi horyzontalnej. Były to modele statyczne budo wane przy założeniu, że gwiazda przeżyła ,,helium-flash” bez wymieszania (ostatnia praca Sc h w a r z sh i 1 d a i H a r m a (1966) zdaje się potwierdzać to przypuszczenie), oraz że aktualnymi źródłami energii w gwieździe są; spalanie helu w centrum i spalanie wodoru na brzegu jądra helowego. Autor liczy szereg modeli zm ieniając obfitość metali, masę gwiazdy i rozmiar jądra helowego dla dwóch obfitości wodoru na powierzchni gwiazdy: X e = 0,90 i X e = 0,65. Własności otrzymanych modeli pozwalają^ F a u 1 k n e ro- wi wytłumaczyć jakościowo dwa ważne fakty obserwacyjne: występowanie w diagra mach gromad kulistych przerwy Hertzsprunga oraz korelację między szerokością^ przerwy i długością^ gałęzi horyzontalnej a o b fito śc ią m etali. Porównanie z obserwacjami prze mawia przy tym za przyjęciem obfitości wodoru X e - 0,65 przy obfitości m etali
z
~ 2 x iq-\Kontynuację powyższych badań stanowi praca F a u l k n e r a i I b e n a (1966). Program ewolucyjny I b e n a zo sta ł w niej wykorzystany do policzenia ewolucji modeli z poprzedniej pracy podczas przebywania gwiazdy na gałęzi horyzontalnej (tzn. do momentu wypalenia helu w centrum). Porównanie z obserwacjami dla gromad kulistych o niskiej obfitości m etali (takich jak M2 czy M92) sugeruje przyjęcie dla tych gromad: mas gwiazd na gałęzi horyzontalnej ~ 0.7 Me, zawartości pierwiastków ciężkich
Z ~ 2 x 10*4 i obfitości wodoru bliskiej albo X e = 0,65 albo X e = 0,90.ęiekaw e jest,
że dla pierwszej wartości X e gwiazda ewoluuje wzdłuż ga łęzi horyzontalnej na lewo, podczas gdy dla drugiej — na prawo. Fakt ten wyklucza przyjęcie pośrednich wartości
X e, gdyż na diagramie H-R otrzymalibyśmy wtedy gałąź raczej wertykalną^niż horyzontal
n ą, Dłuższa skala ewolucji na gałęzi horyzontalnej przemawia za przyjęciem wartości
%c ~ 0,65. Nie jest to jednak jedyny argument. Dotychczasowe próby dopasowania
dróg ewolucyjnych modeli do obserwowanego kształtu diagramu dla gromady M92 pro wadziły (przy założeniu obfitości wodoru ~ 0,90) do mas gwiazd ~ 1,3 M9. Konieczne staje się wtedy przyjęcie znacznej utraty masy między gałęzią^ olbrzymów a g a łę z ią horyzontalną. Ponadto otrzymany z takiego dopasowania wiek gromady wynosił 2,2 x 1010 lat, a więc był większy od wieku Galaktyki, Obecnie F a u l k n e r i I b e n policzyli ewolucję wzdłuż gałęzi olbrzymów, przyjmując parametry otrzymane dla gałęzi horyzontalnej, tzn, M ~ 0,7 Me i X e = 0,65. Usuwając w ten sposób kłopot z w ię zany z utratą masy, otrzymali jednocześnie dobrą zgodność kształtu drogi ewolucyjnej z obserwowanym diagramem H-R, zaś wiek gromady okazał się teraz równy tylko 1,5 x 1010 lat. Fakty te autorzy uw ażają za najm ocniejszy argument na rzecz postulo wanej niskiej obfitości wodoru.
Z literatury naukowej 117
Do omówionych wyżej prac naw iązuje opublikowana ostatnio praca F a u l k n e r a , I b e n a i W i l s o n a (1966), Zajmuje s ię ona składnikami dwu układów podwójnych: ADS 755 i ADS 11479, dla których W i l s o n o w i udało się ostatnio wyznaczyć masy. Ponieważ to gwiazdy na gałęzi olbrzymów, więc znajomość masy ma tu decydujący wpływ na określenie wieku, czy też składu chemicznego. Otrzymana przez W i l s o n a wartość masy wynosi dla wszystkich składników ~ 0 ,7 M0. Przyjm ując obfitość metali
Z - 2 x 10“4 i korzystając ze swych najnowszych obliczeń ewolucyjnych oraz z obser-
wowanych jasności obu układów, autorzy zn a jd u ją teraz zależność między wiekiem a zaw artością wodoru dla rozważanych gwiazd. W szczególności przyjmując wiek równy wiekowi Galaktyki (1,5 x 1010 lat) otrzym ują zawartość wodoru X g = 0,65, Przyjęcie krótszego wieku lub większej obfitości metali prowadzi do jeszcze mniejszej wartości X e. Ze wszystkich powyższych rozważali wynika wniosek, że ju ż w okresie narodzin Galaktyki obfitość w helu we Wszechświecie wynosiła 35%. .F akt ten, o ile zostanie potwierdzony przez dalsze badania, może mieć poważne znaczenie kosmologiczne.
L I T E R A T U R A F a u l k n e r , J. , 1966, A p ,J ., 144, 978.
F a u l k n e r , J . and I b e n I. , Jr., 1966, A p .J ., 144, 995.
F a u l k n e r , J . , I b e n , I., Jr. and W i 1 so n, O .C ., 1966, Ap. J . , 146. 271. S c h w a r z s h i l d , M. and H a rm, R. , 1966, Ap. J . , 146, 496.
FORMOWANIE SIĘ GW IA ZD W MŁODYCH GROMADACH J . Z I Ó Ł K O W S K I
Jednym z najstarszych zastosowań ewolucyjnych modeli gwiazd była ocena na ich podstawie wieku różnych gromad gwiezdnych. Oszacow ania takie były robione wielo krotnie dla gromad złożonych z gwiazd w stadium cii^gu głównego oraz w późniejszych fazach ew olucji. Ostatnio I b e n i T a l b o t (1966) zastosowali takie postępowanie również dla gromad bardzo młodych, w których większość członków znajduje s ię jeszcze w stadium kontrakcji przed ciągiem głównym. Linie stałego wieku na teoretycznym diagramie H-R zostały skonstruowane w oparciu o modele ewolucyjne I b e n a , opisujące kontrakcję gwiazd o masach w przedziale 0,5—15 Me, W swojej pracy autorzy rozw ażają dwie gromady: NGC 2264 i NGC 6530. Po nałożeniu obserwacyjnych diagramów H-R dla obu gromad na diagram teoretyczny zn a jd u ją oni, że niem ożliw e je st ustalenie średniego wieku gwiazd w gromadzie, gdyż dla gwiazd masywnych wiek wypada około 100 razy mniejszy n iż dla gwiazd o małych masach. Je ś li przyjmiemy, że wszystkie gwiazdy w gromadzie pow stają równocześnie, to wynikałoby st^d, że jakiś nie znany i nie uwzględniony w teorii ewolucji czynnik powoduje drastyczne zafałszowanie teore tycznych czasów kontrakcji. Daleko bardziej rozsądne wydaje się jednak przyjęcie zgodnie z sugestiami H e r b i g a , że formowanie się gwiazd w gromadzie jest procesem c i^ ły m , który dla najmłodszych grom adnie został jeszcze zakończony. Na do ln^ granicę wieku gromady (liczonego od powstania pierwszych gwiazd) otrzymujemy wówczas 6,5 x 107 lat dla NGC 2264 i 8 x 106 lat dla NGC 6530.
Autorzy próbują następnie uzyskać pewne jakościowe informacje dotyczące przebiegu procesu formowania się gwiazd. W tym celu dokonują oni dla każdej gromady zliczeń
118 Z literatury naukowej
gwiazd, które uformowały się w określonym przedziale czasu i w określonym przedziale mas (jest to możliwe po nałożeniu obserwacyjnego diagramu gromady na teoretyczny dia gram H-R, na którym oprócz lin ii stałego wieku zaznaczone są również drogi ewolucyjne gwiazd o różnych masach). Zasadnicze wnioski wyprowadzone przez autorów na pod stawie tych zliczeń s y nast^pujfjce. Szybkość formowania s ię gwiazd (mierzona lic z b y gwiazd uformowany w jednostce czasu) rośnie eksponencjalnie w cza sie. Daje s ię przy tym zauważyć wyraźny efekt .segregacji czasowej gwiazd o różnych masach. Mianowicie, początkowo pow stają wyłącznie gwiazdy o małych i średnich masach. Dopiero w koń cowym okresie z a c z y m ijy s ię tworzyć gwiazdy masywne, czemu towarzyszy zahamowanie tempa formacji gwiazd mniej masywnych. Wskazywałoby to na słuszność sugestii H e r- b i g a , że formowanie się masywnych gwiazd powoduje dysypację obłoków gazu między- gwiazdowego i przerywa proces powstawania nowych gwiazd.
Należy tu jednak dodać, że autorzy p o d k re ślają iż wobec stosunkowo małej li czebności gwiazd w gromadach oraz innych niepewności zastosowanego postępowania, wyniki zliczeń można traktować jedynie jako przybliżone w skazania jakościowe.
L I T E R A T U R A I b e n , I., Jr. and T a l bot , R .J., 1966, Ap.J., 144, 968.
KRONIKA
„GWIAZDY PÓŹNYCH TYPÓW” KOLOKWIUM W TRIEŚCIE, CZERWIEC
1966
J . S M A K
W dniach 13—17 czerwca 1966 r. odbyło s ię w Trieście międzynarodowe kolokwium poświęcone gwiazdom późnych typów widmowych. Patronat nad kolokwium objęły cztery komisje Międzynarodowej Unii Astronomicznej (14, 29, 35 i 36), faktycznym jednakże organizatorem było Obserwatorium Triesteńskie; znakomita organizacja kolokwium była. przede wszystkim za s łtig ^ Dyrektora tegoż Obserwatorium, Prof. Margherity H a c k .
W niniejszym sprawozdaniu pragnąłbym ograniczyć s ię (częściowo z powodów po danych poniżej) do omówienia tylko kilkunastu spośród ponad 50 referatów wygłoszonych na kolokwium. Na wstępie jednak k ilk a uwag ogólnych. Je że li przyjąć, że głównym celem „specjalistyczn eg o” kolokwium powinno być m ożliw ie pełne podsumowanie aktualnych o s i^ n ię ć w danej dziedzinie, to kolokwium w Trieście cel taki speftiiło w niewielkim tylko stopniu. Złożyło s ię na to szereg powodów. Po pierwsze, tematyka jego była zbyt obszerna. Obok referatów dotyczących identyfikacji lin ii w widmie Słońca, czy analizy gwiazd węglowych, były referaty poświęcone stabilności wibracyjnej czer wonych karłów, rozmieszczeniu i kinematyce gwiazd typu Mira — by wymienić przykłady zupełnie odległe tematycznie. Po drugie, na kolokwium dominowany, przynajmniej ilo ścio wo, prace o charakterze obserwacyjnym. W tym aspekcie poważnym jego mankamentem był niezwykle skromny u d z ia ł czołowych astro fizyko w-spektroskopistów. Wystarczy powiedzieć, że wielkie obserwatoria kalifornijskie reprezentował w Trieście jeden tylko uczestnik, student Uniwersytetu Kalifornijskiego (R .F . Wi n g) . W sumie, spośród 70 uczestników kolokwium, znakom ity większość stanow ili przedstawiciele astronomii europejskiej, w tym ponad połowa Włochów i Francuzów. Tu przejść można do trzeciego mankamentu, ju ż nie tyle kolokwium, ile kontaktów międzynarodowych w dziedzinie astronomii. Mankamentem tym je st żenujący wprost a — niestety — powszechny brak znajomości języków obcych. Językiem dominującym na kolokwium, podobnie jak w całej astronomii, b y ł język angielski.. Niestety, n ie lic zn i tylko astronomowie, dla których angielski nie jest językiem ojczystym , mogli swobodnie posługiwać s ię nim przy wy głaszaniu referatów, czy też w dyskusjach. Zdarzały s ię referaty, które — mimo iż przygotowane w formie pisemnej w języku angielskim — były odczytywane w sposób uniem ożliw iający zupełnie ich zrozumienie.
P rzejdę teraz do „wyboru” referatów, które ze względów zarówno merytorycznych jak i językowych zrozumiałem najlepiej i potrafię tutaj omówić. Podstawy wszystkich badań spektroskopowych, zw łaszcza dla gwiazd późnych typów, stanowi identyfikacja lin ii widmowych. Problemów z tym związanych dotyczył referat Pani C.M. S i t t e r l y (Washington), która zakomunikowała o przygotowaniach do nowego wydania Tablic
Multipletów. Rew izji ulec ma cały szereg danych z ostatniego wydania tych tablic,
120
Kronikalinii w o b szarze dalekiego ultrafioletu i podczerw ieni na podstaw ie danych pochodzą cych z obserw acji wykonywanych poza atm osfery ziem ską. W chw ili obecnej istn ie je ju ż obszerny m ateriał dla ultrafioletow ej c z y ś c i widma Słoń ca, w której odkryto już i zmierzono ok. 6 400 linii (absorpcyjnych i em isyjnych); z nich tylko połowa doczekała s i ę id en ty fik acji.
K ilk a referatów dotyczyło analizy składu chem icznego gw iazd węglowych. Na czoło w y su w ają s i ę tu problemy w zględnej o b fito śc i w ęgla, tlenu i azotu, ja k również stosunku izotopow ego C 1J/ C U, które m og^ stan ow ić te s t dla teorii późnych etapów ew olucji gw iazd i pow staw ania pierw iastków . Wyniki an alizy natężeń linii i pasm z a le ż y jednak
w sp o só b istotn y od stop n ia zaaw ansow ania teorii budowy atm osfer takich gw iazd. Aczkolw iek ostatn io można tu zanotować pewien p o stęp , to jednak sy tu a c ja je s t nadal n ie zad o w alająca. I tak, S. M o r r i s (V ictoria) i A .A. Wy l l e r (O slo) podali przykład, ilu stru jący jak ważna j e s t znajom ość m as. Z an alizy natężeń pasm molekularnych otrzymuje s i ę , średnio dla typowych gw iazd węglowych, że C /O = 6,9 i N /C = 2 3 — przy założonej m asie 10 m as Słońca — oraz C /O = 1,5 i N /C = 50 — przy m asie równej 1 ma s ie Słońca; odpowiednie stosun ki dla normalnej gw iazdy, jaką^ je s t Słońce w yn oszą 0,57 i 0,1 8 . Dwie prace dotyczyły stosunku C 1J/ C U ( J . L . C l i m e n h a g a — V ictoria, oraz Y . F u j i t a, T . T s u j i i H. M a e h a r a — Okayama). Aczkolwiek dla w ięk szo ści badanych gw iazd stosun ek ów wypada około 4 (w porównaniu z C łl/ C 13 = 100 dla skorupy Ziem i), to jednak je s t on sz c z e g ó ln ie czuły na tem peraturę. Przykładow o, trzej cytowani wyżej astronomowie jap o ń scy otrzym ują dla UU Aur w artości C 12/ C u w gran icach od 15 do 160 (|) , w zależn o ści od p rzyjętej w artości temperatury.
Przy o k azji wspomnieć warto krótki komentarz teoretyczny do tych p rac, wygłoszony w d y sk u sji przez A. W e i g e r t a (G etynga). Ja k o jeden z teoretyków zajm ujących s i ę późnymi etapam i ew olucji gw iazd, W e i g e r t stw ierd ził, że aktualne dane teorii odno sz ą c e j s i ę do etapu , , błysku helow ego” , w sz c z e g ó ln o śc i brak dokładnych ocen efektyw n o ści m ieszan ia s ig gwiazdy (jądro-otoczka), oraz nieuw zględnianie procesu utraty m asy, nie pozw alają^na podanie teoretycznych „p ro g n o z” składu chem icznego obiektów takich jak gwiazdy węglowe.
Ważnego problemu z zakresu nukleosyntezy dotyczył referat grupy k alifo rn ijsk iej (P .S . C o n t i , J . L . G r e e n s t e i n , G. W a l l e r s t e i n , H. S p i n r a d , C. We b b , M.S. V a r d y a ) , przedstaw iony na kolokwium przez V a r d y g (Utrecht). D otyczył on obser- w acji linii wzbronionych neutralnego tlenu w widmach olbrzymów II p o p u lacji, które stan o w ią jed y n ą> inform ację odnośnie do o b fito śc i tlenu w takich obiektach. Problem w yznaczenia o b fitości je s t jednak nietrywialny z punktu w idzenia mechanizmu pow sta wania tych lin ii, cze g o dowodem może być fakt, że ju ż po w ygłoszeniu referatu V a r d y a otrzym ał telegraficzn e inform acje od współautorów pracy (nieobecnych na kolokwium) 0 kon ieczn o ści przeprow adzenia z asad n icz e j rew izji wyników! Z pewną^ ostrożnością^ przyjąć zatem nafeży główny wynik pracy o tym, że stosun ek O /F e w gw iazdach po p u lacji II je s t w yższy od an alogiczn ego stosunku d la gw iazd populacji I.
S zczeg ó ln ie in teresu jący był referat o zastosow an iu przetworników obrazów do o b serw acji widm gw iazd późnych typów, przedstaw iony z iś c ie k a z n o d z ie jsk ą sw adąj przez je z u itę z Obserwatorium W atykańskiego, M. Mc C a rt h y ’e g o . Referat o p ie rał s i ę na wynikach M cC a r t h y ’ e g o , P . T r e a n o r a i W.K. F o r d a uzyskanych na 72-ca- lowym telesk o p ie Obserwatorium P e ik in sa na s t a c ji obserw acyjnej we F la g s ta ff. Jedno- kaskadow y przetwornik o 40-krotnym wzmocnieniu, przy zastosow an iu katod typu SI 1 S20, p o zw alał na rejestrow anie widm w o b sz a rze 4500—12000 X i w d y sp ersjach 24 i 360 A/mm. G ranicę zasięgu w n ajkorzystn iejszym przypadku — o b szar 4500 —8500 A, d y sp e rsja 360 A / m m — stan ow iła 16-ta w ielkość gw iazd. W n isk iej d y sp e rsji prowa dzono prace m ające na celu u stale n ie ekonomicznych kryteriów dla k lasy fik a c ji widmowej.
Kronika 121
W dyspersji 24
A/mm
badano szczegółowo podczerwony obszar widm olbrzymów typu M; m .in. linie absorpcyjne Ti i Sr oraz pasma V 0 i TiO, jak również lin ię em isyjny P-del- ta (pozostałe linie serii Paschena blokowane sy^ zwykle zupełnie przez absorpcję mo lekularny). Wśród ciekawszych wyników szczegółowych M c C a r t h y wym ienił odkrycie pasm absorpcyjnych V 0 w widmie podczerwonego obiektu w Taurusie oraz lin ii emisyj nej P-gamma w widmie R Leo.W dyskusji zabrał głos F .F . Wi n g , który podał, że H. S p i n r a d , posługujący s ię konwencjonalnymi metodami spektroskopii fotograficznej (patrz poniżej), nie tylko wykrył również lin ię P-gamma w widmie R Leo, ale na podstawie k ilkudziesięciu widm w wysokiej dyspersji prześledził zmiany intensywności tej lin ii z fazy. Podobnie w od niesieniu do obiektu w Taurusie, który według obserwacji W i n g a jest zmienny długo okresowy, m ateriał kliszowy S p i n r a d a pozwala na prześledzenie zmian z fazy natężeń poszczególnych pasm molekularnych, włycznie z V 0.
P ełniejsze uzupełnienie do tej kontrowersji „przetwornik obrazów — k lisza foto graficzna” stanowiły dwa referaty W i n g a . Dotyczyły one wyników obszernego programu obserwacyjnego, podjętego przez W i n g a , S p i n r a d a i L . K u h i ’ e g o , na który złożyły się: pomiary spektrofotometryczne za pomocy^ „scannera” na 36-calowym teleskopie Crossleya, dla kilkudziesięciu gwiazd typu M i S (w tym zmiennych długookresowych) — łycznie ponad 10000 pomiarów; obserwacje spektroskopowe dla wielu gwiazd tych samych typów, prowadzone spektrografem coudć teleskopu 120-calowego; obszar widmo wy — 3500—11000 X, dyspersje w granicach 4—32 A/mm. Pomiary spektrofotometryczne prowadzono w 26-ciu pasmac h (szerokości 30
A)
w obszarze 8000 — 11000A,
dobranych tak, by dawały maksimum informacji o natężeniu pasm TiO, VO, HaO, ZrO i CN oraz 0 natężeniu w obszarach względnie wolnych od absorpcji molekularnej.Obserwacje spektralne służyły wyznaczeniom natężeń poszczególnych pasm, po miarom natężeń i prędkości radialnych w funkcji fazy (dla gwiazd zmiennych) itd . C ałość wyników opublikowana zostanie wkrótce w A p .J., tak że tu ograniczę się do przytoczenia dwu spośród nich. O pierwszym była ju ż mowa powyżej. Podczerwony obiekt w Taurusie ok a zał się być gwiazdą zmienną dłu gookresową, o przybliżonych parametrach: okres ok. 600 dni, zmiana V (UBV) w granicach od 12 do 17 w ielkości, zmiana jasności podczep wonej / (10400
A)
w granicach od 2,0 do 4,5 w ielkości. Obserwacje spektrofotometryczne 1 spektralne sugerujy, że obiekt ten je s t typowy^ zmienny^ typu Mira, wyróżniajycy^ się jedynie skrajnie nisky^ temperaturą. W maksimum widmo zawiera szereg szczegółów sugerujycych typ M8, przy względnie słabych pasmach pary wodnej oraz silnych liniach molekularnego wodoru — Ha (w podczerwieni).W oparciu o pomiary spektrofotometryczne autorzy p o dają dwuwymiarowy^klasyfikację olbrzymów typu M i S (włycznie ze zmiennymi typu Mira). Wynika z niej ra.in,, że do grupy gwiazd cyrkonowych należy obiekt w Taurusie oraz drugi z podczerwonych obiektów — w Cygnusie; ten ostatni nie wykazuje praktycznie żadnych zmian jasn ości.
Z dośó licznej grupy referatów teoretycznych dotyczycych budowy i ewolucji gwiazd różnych typów wspomnieć wypada dyskusję S.S. K um a r a (Charlottesville), odnoszyj c y .s ię do dolnej części gałęzi czerwonych karłów. Z danych teoretycznych wynika,, że obiekty o masach poniżej ok. 0,10 masy Słońca nie osiygajy nigdy stanu, w którym w ich wnętrzach zapalić się może wodór. Wzrost gęstości wewnętrznej w ramach kon trakcji ku ciy^ow i głównemu prowadzi do częściowej degeneracji, która zapobiega osiągnięciu odpowiednio wysokiej temperatury; przykładowo — dla gwiazdy o masie 0,1 masy Słońca maksimum temperatury centralnej wynosi zaledwie ok. 4xl 06 O K. Dalsza ewolucja takich gwiazd polega na powolnym stygnięciu, któremu towarzyszy obsuwanie s ię w d ó ł ciy^u głównego.
122
K r o n i k a„ b la s k i i c i e n i e ” te o rii e w o lu cji gw iazd w o d n ie s ie n iu do obiektów o b ję ty c h te m a ty k ą kolokw ium . R eferat ilu stro w a n y był teo rety czn y m i diagram am i H-R dla h ip o te ty c z n e j gromady zło żo n ej ze 190 gw iazd o różnych m a s a c h , dla różnych momentów od c z a s u n aro d zin gromady* P o ró w n an ie tych diagram ów z ic h obserw acyjnym i odpow iednikam i p o zw ala m .in . n a w y c ią g n ie c ie n a s tę p u ją c y c h wniosków* T e o ria n ie j e s t w s ta n ie w y ja śn ić is tn i e n ia g w iazd o tem p eratu rach p o w ierzchniow ych n iż s z y c h od 4000 sto p n il P rz y tej w ła śn ie tem p eratu rze p rz e b ie g a lin ia g ran iczn a o d p o w ia d a ją c a w pełni kon- wektywnym modelom (te o ria H a y a s h i’e g o ). N ie w ą tp liw ie , źródło te j ro z b ie ż n o ś c i tkwi w nied o sk o n ały m potraktow aniu problem ów budowy o to c z e k konw ektyw nych, tran sp o rtu e n e rg ii p rz e z k o n w e k c ję itp . N a le p s z e z m ien iła s i ę n a to m ia s t sy tu a c ja w z a k re s ie in te rp re ta c ji dolnej c z y ś c i c ią g u głów nego w m łodych grom adach. Drogi ew o lu cji w fazie