O NOWEJ METODZIE WYZNACZANIA PROMIENI GWIAZD
K. S T Ę P I EŃ
Każdemu astronomowi znany je st zWiązek między jasn o ścią całkow itą gwiazdy, je j temperaturą efektywną i promieniem, który można wyrazić w następującej formie:
L , -
4tt« 2 a r 4. ( 1)
b o i €
Ze związku tego można w szczególności wyznaczyć promień gwiazdy, je że li z po miarów wyznaczymy i temperaturę efektywną. Niestety, dla większości gwiazd żadna z tych w ielkości nie je st obserwowalna bezpośrednio. W związku z tym stan dardową metodą postępowania jest wyznaczenie np. z fotometrii UBV poczerwienienia i absorpcji międzygwiazdowej i, po wyznaczeniu odległości, w ielkości absolutnej w izualnej. Równocześnie, z tej samej fotometrii lub z badań spektralnych, należy wyznaczyć typ widmowy (i ewentualnie klasę jasności). Mając te dwa parametry można skorzystać z zależności Mboi “ Mv + BC, gdzie BC jest poprawką bolometryczną, oraz z zależności między typem widmowym i temperaturą efektywną i dopiero wówczas można wyznaczyć R z zależności (1). Jest to, jak widać, metoda dość pośrednia i opiera się na szeregu empirycznych zależności, których kalibracja jest niekiedy wątpliwa. Dlatego w jednym z numerów , , Monthly Notices of the R .A .S ,” W e s s e l i n k (1969) proponuje in ną metodę wyznaczania promieni gwiazd opartą o bardziej bezpośrednio obserwowalne parametry. Można mianowicie napisać zależność analogiczną do równania (1), tyle że ograniczoną do obszaru widzialnego:
L - 4 txR 2 S . (2)
gdzie L v jest jasn o ścią gwiazdy a Sv jasn o ścią powierzchniową w zakresie w idzial nym. Z ależność tę można przedstawić w skali wielkości gwiazdowych:
Mv - s v + 51og/ć ■ const., (3) gdzie s v je st jasn ością powierzchniową wyrażoną w wielkościach gwiazdowych. Abso lutna wielkość gwiazdowa je st stosunkowo łatwo wyznaczalna z obserwacji i pozostaje tylko wyznaczenie jasności powierzchniowej poprzez (B-V)o. Stałą po prawej stronie równania (3) można znaleźć przez podstawienie odpowiednich wartości dla Słońca oraz wybranie punktu zerowego dla sv np. w formie:
s„ - Vq + 51ogrf" , (4) gdzie VQ jest widomą w ielkością gwiazdową poprawiona na absorbcję międzygwiazdową a ci" średnicą kątow ą gwiazdy. Z zależności (4) wynika, że gwiazda o zerowej wiel kości gwiazdowej i średnicy kątowej równej jednej sekundzie łuku będzie miała ja s ność powierzchniowy równą zero. W ten sposób zależność (3) przyjmie postać'.'
7. literatury naukowej 219
Z równania (4) można wyznaczyć sv dla gwiazd o znanych rozmiarach kątowych i wielkościach widomych. Autor korzysta z danych dla 18 gwiazd, dla których istn ie ją kompletne i wiarygodne dane. Wskaźnik (B — P)Q dla tych gwiazd pokrywa dostatecz nie szeroki zakres (-0,30 < (B - V)a < 1,80) z wyjątkiem zakresu +0,64 < (B - K)0< + + 1.45, gdzie brak jest gwiazd o zmierzonych rozmiarach kątowych. Zależność między
s v i (B - V)0 dla wspomnianych 18 gwiazd przedstawiona jest na rys. la i b.
R y s. 1. Z a le żn o ść ja s n o ś c i pow ierzchniowej sy od ( B — K)Q. Krzyżykiem oznaczona je s t po zycja Słońca
Zastosowanie empirycznej zależności między s v i (B — F) wraz z zależnością
( 5) je st ogromne. Zależności te um ożliw iają znalezienie rozmiarów każdej gwiazdy,
dla której istnieje fotometria UBV i znana je st odległość do niej. Niepotrzebna jest znajomość temperatury efektywnej i poprawki boloinetrycznej. Podobnie można w yzna czyć jakikolw iek inny parametr występujący w równaniu (5), znając dwa pozostałe.
220 Z literatury naukowej
Autor dyskutuje kilka przykładów zastosowania nowej metody. A w ię c n p . metoda ta pozwala na wyznaczenie lin ii stałych promieni na słynnym diagramie Sandage’a przed stawiającym wykres Hertzsprunga-Russella dla wielu gromad gwiazdowych. Widać wówczas, że z wszystkich naniesionych tam gwiazd najw iększe promienie m ają nad- olbrzymy z gromady h i X Persei — s ą one porównywalne z promieniami niektórych nadolbrzymów w Obłokach Magellana.
W innym przykładzie autor wyznacza wielkość absolutną 5 Cephei. Jako dane wyjściowe przyjmuje: średni w skaźnik barwy 5 Cephei < (B — l0 o > “ + 0,58 i średni promień wyznaczony metodą Wesselinka < R > “ 48 R e. Stąd można zn aleźć Mv i autor otrzymuje wartość < Mv > “ - 3™56. Jest to jasność o 1™36 większa n iż wynika z za leżności Shapleya okres-jasność. Nadwyżka zgadza się z poprawką do zależności okres-jasność sugerowaną przez innych autorów.
R y s. 2. Z a le żn o ść masa-jasność w izua ln a otrzymana z 8 u kład ów zaćmieniowych (skład niki układów połączo ne s ą odcinkam i) i Słońca (którego p o zy cja oznaczona je s t krzyżykiem) Dla wielu gwiazd zaćmieniowych is tn ie ją dane o promieniach i masach ich skład ników. D la niektórych z nich znamy też wskaźniki barwy dla każdego składnika osobno. Z tych danych można uzyskać w ielkości absolutne Mv i skonstruować zależność ma- sa-jasność w izualna. Pokazuje j ą rys. 2 w oparciu o 8 układów zaćmieniowych plus Słońce. Jak widać, rozrzut dokoła lin ii ciągłej je st zaskakująco mały.
Autor wyznacza też promienie niektórych niebieskich nadolbrzymów w Obłokach M agellana. Z obliczeń wynika, że najw iększy znany nadolbrzym HDE 268757 ma śred n icę równą 2200 promieni Słońca (a więc ponad 10 jednostek astronomicznych).
W końcu pracy autor porównuje jasności powierzchniowe wyznaczone ze znale zionej przez siebie zależności z jasnościam i znalezionymi via poprawki bolometryczne i temperatury efektywne. Istnieje mianowicie oczywisty związek między BC i T
Z literatury naukowej
221
S tałą w równaniu (6) można wyznaczyć korzystając z danych dla Słońca. Zależność między BC, Te i innymi wielkościami opisującym i gwiazdy była znajdywana przez wielu autorów, Stąd można znaleźć s v i porównać je z obserwowanymi (jak je autor nazywa) jasnościam i powierzchniowymi. Z porównania widać, że istn ie ją pewne różnice między tak wyznaczonymi jasnościam i powierzchniowymi, szczególnie dla gwiazd nie- . bieskich. Autor kładzie je na karb źle wyznaczonych skal BC i Te a nie jasności
wyznaczonych przez siebie.
Praca W e s s e l i n k a je s t niew ątpliw ie bardzo interesująca i zapewne dostarczy nowego narzędzia um ożliwiającego wyznaczanie promieni gwiazdowych. Wydaje się jednak, że pewność siebie, z jak ą autor przedstawia i dyskutuje tę metodę jest nieco przedwczesna. O ile zależności (1)—(5) są oczywiste i nie budzą zastrzeżeń, o tyle n ależy się chw ilę zatrzymać nad empirycznie znalezionym związkiem między (B — V)Q i sv. Autor podkreśla, że aczkolwiek staranne zbadanie wpływu klasy jasności na tę zależność nie jest obecnie możliwe, to jednak — mimo, iż na rys. 1 s ą gwiazdy różnych ■ k la s , — nie widać żadnej oczywistej seperacji między nim i. Zastanówmy się co to je s t sv w języku modeli atmosfer. Gdyby filtr V był monochromatyczny, byłby to po prosty logarytm (z odpowiednim współczynnikiem) ilo ś c i energii emitowanej w odpo wiedniej długości fali. Poniew aż filtr V jest szerokopasmowy, na sv ma też wpływ nachylenie rozkładu energii w widmie w okolicach efektywnej długości fali filtru. Wiadomo, że nachylenie rozkładu energii w tym miejscu słabo zależy od efektywnej grawitacji (czyli od klasy jasności), ale czy sama wartość tej energii w okolicy 5500 A je s t tylko funkcją (B — V) 0 — nie je st oczywiste. Przeciw nie, wydaje się , że istnieje też zależność od efektywnej grawitacji. Aby tę zależność zbadać dokładniej należy znaleźć\ teoretyczne wartości s v dla różnych modeli atmosfer, przemnażając rozkłady energii przez funkcję przepuszczalności filtru żółtego a następnie porównać modele ► o tych samych wartościach (B — V)a, ale różnych wartościach przyspieszenia grawi
tacyjnego. Trzeba tu uwzględnić fakt, że siatki modeli są wyskalowane w temperatu rach efektywnych a olbrzym i karzeł mające tę samą wartość (B — K)o różnią się nieco w temperaturze. Powtarzając tę procedurę dla różnych wskaźników barwy dosta niemy teoretyczną zależność sv od (B — K)„. Wydaje się, że różnice między olbrzy mami i karłami powinny być małe dla gwiazd gorących i bardzo zimnych, dla których tylko niewielka część energii je st wysyłana w części w idzialnej i rozkłady widmowe w tym obszarze niew iele się różnią. Natomiast dla gwiazd mających maksimum energii w obszarze widzialnym zależność energii wysyłanej w tym obszarze od grawitacji powinna być zauw ażalna. Porównanie teoretycznej, otrzymanej z badań modelowych, zale żności sv od (B — V)Q i od grawitacji z zale żn ośc ią obserwowaną może być inte resującym sprawdzianem rachunków modelowych szczególnie po rozszerzeniu materiału obserwacyjnego.
L I T E R A T U R A W e s s e 1 i n k, A .J. 1969, M.N.R.A.S. 144, 297.
222
2 l it e r a t u r y n a u k o w e j GROMADY KULISTE M3, M13, M l 5 i M92 K. S T Ę P I E Ń D o k ł a d n e w y z n a c z e n i e p o c z e r w i e n i e n i a d l a grom ad k u l i s t y c h j e s t n i e z m i e r n i e w a ż n e c o n a jm n i e j z d w ó c h p o w o d ó w : n m o ż l i w i a d o p a s o w a n i e c ią g u g ł ó w n e g o gro m ad y do c i ą g u g ł ó w n e g o w i e k u zero i , c o z a tym i d z i e , w y z n a c z e n i e j a s n o ś c i a b s o l u t n y c h i n d y w i d u a l n y c h g w i a z d o r a z w i e k u i o d l e g ł o ś c i d o gro m ad y , a p o n a d to p o z w a l a n a o k r e ś l e n i e g r a n i c o b s z a r u n i e s t a b i l n o ś c i w d a n e j g r o m a d z ie . To o s t a t n i e u m o ż l i w i a m>in. w y j a ś n i e n i e p o d z i a ł u g ro m ad n a d w i e g r u p y w y k r y t e g o p r z e z O o s t e r h o f f a i S a w y e r a t a k i e g o , ż e w p i e r w s z e j g r u p i e ś r e d n i o k r e s g w i a z d z m i e n n y c h typu a i b j e s t O ^ S a w d ru g iej 0 ^ 6 5 . R ó ż n i c e w ś r e d n im o k r e s i e m o g ą b y ć i n t e r p r e t o w a n e j a k o w y n i k a j ą c e a l b o z r ó ż n i c w j a s n o ś c i a b s o l u t n e j g a ł ę z i h o r y z o n t a l n y c h g to m a d , a l b o z p r z e s u n i ę c i a p a s a n i e s t a b i l n o ś c i n a d i a g r a m i e H-R w l o g T g. W z a s a d z i e r ó ż n i c ę t a k ą d a ł a b y t e ż s y s t e m a t y c z n a r ó ż n i c a w m a s a c h g w i a z d z m i e n n y c h w obu ty p a c h gro m ad . P o z a tym p o z y c j a l e w e g o o g r a n i c z e n i a p a s a n i e s t a b i l n o ś c i j e s t z a l e ż n a o d z a w a r t o ś c i h e l u w g r o m a d z i e i j e j w y z n a c z e n i e u m o ż l i w i a d y s k u s j ę tej z a w a r t o ś c i .W y z n a c z e ń p o c z e r w i e n i e n i a n i e k t ó r y c h gro m ad było w i e l e , p r z y czym c z ę s t o o p i e r a ł y s i ę o n e n a r ó ż n y c h m e t o d a c h . N i e s t e t y i w y n i k i n a o g ó ł b y ły r ó ż n e , a r ó ż n i c e n i e k i e d y b y ły n a t y le z n a c z n e , ż e p o d d a w a ł y w w ą t p l i w o ś ć s a m ą w a r t o ś ć p o c z e r w i e n i e n i a . K o l e j n ą p r ó b ą w y z n a c z e n i a p o c z e r w i e n i e n i a d l a g ro m ad M3, M13, M15 i M92 j e s t p r a c a S a n d a g e ’a (1 9 6 9 ) ; ma o n a f u n d a m e n t a l n e z n a c z e n i e po p i e r w s z e d l a t e g o , ż e o p i e r a s i ę n a z n a c z n i e r o z s z e r z o n y m m a t e r i a l e o b s e r w a c y j n y m (i to n a j w y ż s z e j j a k o ś c i ) i po d r u g i e p o r ó w n u j e z e s o b ą p a r ę m e t o d a z g o d n o ś ć w y n ik ó w o t r z y m y w a n y c h z n i c h j e s t d o b r a . D o d a tk o w y m a r g u m e n te m n a k o r z y ś ć tej p r a c y m o ż e b y ć fa k t, ż e n i e m a l r ó w n o c z e ś n i e u k a z a ł a s i ę w in n y m c z a s o p i ś m i e p r a c a M c C l u r e ’a i R a- c i n e ’a (19 6 9 ) t r a k t u j ą c a m . i n . r ó w n i e ż o p o c z e r w i e n i e n i u grom ad M3 i M13. W tej o s t a t n i e j p r a c y p o c z e r w i e n i e n i e w y z n a c z o n e z o s t a ł o z u p e ł n i e n o w ą m e t o d ą i w yniki s ą c a ł k o w i c i e z g o d n e z r e z u l t a t a m i S a n d a g e ’a d la M3 i t y lk o n i e c o r o z b i e ż n e d la Ml 3. P r a c a S a n d a g e ’a o p i e r a s i ę o f o t o e l e k t r y c z n ą f o t o m e t r i ę g w i a z d g a ł ę z i h o r y z o n t a l n y c h o m a w i a n y c h g ro m ad u z u p e ł n i o n ą f o t o m e t r i ą f o t o g r a f i c z n ą w y s o k i e j j a k o ś c i . O b s e r w a c j e w y k o n a n e by ły p r z y u ż y c i u t e l e s k o p u 2 0 0 - c a l o w e g o n a Mt. P a l o m a r . N a j p i e r w a u t o r w y z n a c z a p o c z e r w i e n i e n i e grom ad z w y k r e s u d w u w s k a ź n i k o w e g o ( r y s . 1). O p i e r a s i ę p r z y tym n a w y n i k a c h M i h a l a s a ( 1 9 6 6 ) , z k t ó r y c h w y n i k a , ż e t e o r e t y c z n a z a l e ż n o ś ć m i ę d z y U — B i B — V j e s t d l a d o s t a t e c z n i e n i e b i e s k i c h g w i a z d p r a k t y c z n i e t a k a s a m a w z a k r e s i e g r a w i t a c j i 3 < l o g g < J 4. M ożna w i ę c o b s e r w o w a n y d i a g r a m dwu - w s k a ź n i k o w y d o p a s o w a ć d o z a l e ż n o ś c i d l a g w i a z d c i ą g u g ł ó w n e g o i w t e n s p o s ó b z n a l e ź ć p o c z e r w i e n i e n i e . J e g o w a r t o ś c i d l a i n d y w i d u a l n y c h grom ad p o d a n e s ą n a r y s . 1. D r u g ą m e t o d ą u ż y t ą p r z e z a u t o r a j e s t p o r ó w n a n i e k o lo r ó w w p u n k t a c h , w k t ó r y c h c i ą g i g łó w n e g ro m ad o d c h o d z ą o d c ią g u w i e k u zero z k o lo r a m i n a j b a r d z i e j n i e b i e s k i c h p o d k a r ł ó w . M e to d a o p i e r a s i ę o z a ł o ż e n i e , ż e w s z y s t k i e o b i e k t y II p o p u l a c j i (a w i ę c r ó w n i e ż g ro m ad y k u l i s t e i p o d k a r ły ) p o w s t a ł y w p ew nym o k r e ś l o n y m i n t e r w a l e c z a s u w p r z e s z ł o ś c i . Z z a ł o ż e n i a w y n i k a , ż e w s z y s t k i e g w i a z d y o w s k a ź n i k a c h b arw y bar d z i e j n i e b i e s k i c h n i ż o k r e ś l o n a w a r t o ś ć B — V o d e w o l u o w a ł y o d c i ą g u g ł ó w n e g o ( n i e z a l e ż n i e o d te g o c z y b y ły g w i a z d a m i p o l a , c z y w g r o m a d a c h ) o r a z , ż e ta w a r t o ś ć B — V j e s t u n i w e r s a l n a . W y s t a r c z y w i ę c o k r e ś l i ć o b s e r w o w a n y w s k a ź n i k B — V d la
7. literatury naukow ej 2 2 3 U-B -0 8 -OA 0.0 -
0.8
-0,4 -0,2 0,0 0.2 0,4 -0.4 -0,2 0,0 0>2 0.4 B-VRys* 1. Dwu wskaźnik o we diagramy d la czterech gromad kulistych* Krzyżykam i oznaczone si^ pomiary wykonane nie prze z autora
punktów o d e jśc ia gromad od c iąg u głów nego i z a ło ż y ć , że pow inien on być id entyczny ze w skaźn ikie m barwy n a jb a rd z ie j n ie b ie s k ic h n ie po cze rw ien ion ych podkarłów (przyj m u ją c , że w ła ś n ie te podkarły z n a jd u ją s ię te ż w pun kcie ode jścia)* O c z y w iśc ie takie n a w ią z a n ie o z n a c z a przy ję c ie dodatkowych z a ło ż e ń takich n p .f że n ie ma z a le ż n o ś c i w s k a źn ik a barwy w pun kcie o d e jś c ia od za w artości m e tali (która ró ż n i s ię zn a c znie od gromady do gromady) o raz, że d yspersja w ieku je s t d o s ta te c zn ie m a ła .
Autor przyjm uje za w artość n a jb a rd zie j n ie b ie s k ie g o w sk a źn ik a barwy podkarłów w arto ść 0,39 — je s t to średnia z k ilk u po przednich d y s k u s ji różnych autorów , przy czym in d y w id ua ln e w y zna c ze n ia z a m y k a ją s ię w granicach 0,36 i 0 ,4 0. Po popraw ieniu je j na e kstynkcję m ię d zy g w iazd ow ą (w bardzo up ro szczo ny spo sób , z a k ła d a ją c , że e kstyn kcja rośnie ja k c o se can s s zero kości g a la k ty c z n e j) S a n d a g e otrzym uje w artość 0 ,36, T ę w artość porów nuje z obserwowanym i w sk a źn ik a m i dla dyskutow anych gromad. Gromady M15 i M92 m a ją m a łą zaw a rto ść m e tali i nie po trze b ują poprawek na b lan k e tin g e ffe ct, le c z autor a p lik u je popraw kę A (B — V) “ - 0 ,0 4 do gromad M3 i M13, m ających w y raźn ie w y ż s z ą za w a rtość m e ta li. W e fekcie otrzym uje n a s tę p u ją c e w artości poczer w ie n ien ia : 0,00 dla M3, 0,02 dla M13, 0 ,1 2 d la M15 i 0,0 2 dla M92. S ą one w zad ow ala ją c e j zg odności z w arto ściam i zn a lezion y m i uprzednio.
P o c ze rw ie n ie n ie dla gromad M3 i M13 w y z n a c zy li o s ta tn io rów nie ż M c C l u r e i R a c i n e (1969), m ie rząc szereg gw iazd p ó źn y ch typów widmowych w kierunkach, g d zie l e ż ą gromady. U ży w a li przy tym p ię c iu filtrów o pośredniej s ze ro k o sc i, kom b in u ją c w y niki pom iarów z fo tom etrią U BV, We w spom nianej pracy autorzy k a lib r u ją
224 Z literatury naukowej
R y s. 2. Fragmenty g ałę zi horyzontalnych trzech gromad kulistych* P unkty o z n a c z a ją pomiary fotoelektryczne, kółka — pomiary fotograficzne a krzyżyki — gw iazdy typu R R Lyrae. Obserwacje s ą poprawione na poczerw ienienie, ale nie u w zg lędniony je s t blanketing effect* Pionowym i
kreskami zaznaczone s ą granice pasa n ie stab iln o ści
s w ą metodę na bliskich, niepoczerwienionych gwiazdach, a później wyznaczają poczer w ienienie dla obydwu gromad. W wyniku otrzymują zerowe poczerwienienie zarówno dla M3, jak i dla M13. Można przyjąć, że je st to w umiarkowanej zgodności z wynikami S a n da g e ’ a.
Po zastosowaniu poprawek wynikających z absorpcji międzygwiazdowej można uzyskać wykresy kolor-jasność dla poszczególnych gromad. J e ż e li naniesiemy nań odpowiednie wartości dla gwiazd typu RR Lyrae możliwe je st wyznaczenie granic pasa niestabilności (rys. 2). Określone w ten sposób granice pasa n iestab ilności są: ( B - V)BE - 0,175 ± 0,005 i (B - V)RE - 0,425 ± 0,005 dla M3 oraz 0,150 i 0,380 ędpowiednio dla M15. C zęść różnicy między tymi gromadami pochodzi z różnicy w za wartości m etali. Autor szacuje poprawki wynikające z blanketing effect na +0,02 i +0,05 dla lewego i prawego ograniczenia pasa w M15. Podobną poprawkę stosuje dla M92, dla której same granice pasa niestabilności są gorzej wyznaczone ze względu na niekompletne dane. Końcowe dane przedstawione s ą w tabeli 1.
S a n d a g e stwierdza, że powyższe dane uspraw iedliw iają generalnie przyjętą praktykę przyjmowania granic pasa niestabilności za uniwersalne.
Z literatury naukowej 225
T a b e l a 1
Gromada
O graniczenie p as a n ie stab iln o ści
lew e prawe
M3 0,175 0,425
M 15 0,170 0,430
M92 0,195 0,470
Poniew aż lewa granica pasa niestabilności zależy (jak wynika z teorii) od zawar tości helu, jasn ości absolutnej i masy gwiazd typu RR Lyrae, uzyskane wyniki pozwa la ją na dyskusję tego zagadnienia. S a n d a g e znalazł zależność lewej granicy pasa niestabilności od wyżej wspomnianych parametrów w ęparciu o siatkę modeli Christy - ego. Stąd wyznaczył zawartość helu w M3 na Y ■ 0,32, przyjmując, że masa gwiazd RR Lyrae wynosi 0,55 masy Słońca i Mv “ 0m,42. Ogólnie wspomnianą wyżej zależność można wyrazić przybliżoną formułą:
Y - - 3,138 6 e - 0,34 JIŁ/lrto + 0,40 log L - 11,344,
lub
Y - - 1,60 (B - V)BE - 0,34 m/TH0 - 0,16 Mb + 0,884,
gdzie wszystkie symbole m ają swoje standardowe znaczenie.
W końcu pracy autor dyskutuje różnice w zawartości helu między różnymi groma dami. Ponieważ według niego lewe ograniczenie pasa niestabilności jest jednakowe dla gromad obydwu typów Oosterhoffa-Sawyera, różnice w średnich okresach gwiazd typu RR Lyrae powinny pochodzić z różnic w jasnościach absolutnych (różnice w masie autor odrzuca jako mniej prawdopodobne). Wymagana różnica wynosi 0™24 a stąd można ju ż otrzymać różnicę w zawartości helu między gromadą M3 (gromada I typu) i groma dami M15 i M92 (gromady II typu). Okazuje się , że:
Y (M3) - y (M15) - - 0,046,
y (M3) - y (M92) - - 0,006.
Dochodzimy więc do konkluzji, że zawartość helu je s t we wszystkich gromadach jednakowa w granicach błędu wyznaczenia, pomimo że zawartość metali różni się
0 czynnik 10. Wniosek ten ma olbrzymie znaczenie dla dyskusji historii Galaktyki 1 jest brzemienny w skutki dla wielu innych dziedzin astrofizyki.
Podsumowując przegląd omawianej pracy można jej autorowi postawić co najwyżej zarzut, że operuje w rachunkach i konkluzjach zbyt dokładnymi liczbam i, podczas gdy ich dokładność nie znajduje pokrycia w obserwacjach, z których zostały wzięte. Z rys.
2 widać na przykład, że obydwie granice pasa niestabilności w gromadzie M l 5 mogą być z powodzeniem przesunięte w lewo o parę setnych wielkości gwiazdowej. Ma się wrażenie, że ich wybór został dokonany tak, by po poprawieniu na blanketing effect zgaazały s ię z granicami dla M3. Oczyw iście inny wybór tych granic zm ieniłby nieco wnioski ilościow e, ale bez dokładnych rachunków trudno powiedzieć, czy musiałyby też ulec zmianie wnioski jakościow e. Podobnie zresztą wybór obserwowanych wskaź ników barwy punktów odejścia od ciągu głównego jest dość dowolny i trudno oprzeć się wrażeniu, że zgodność poczerwienienia wyznaczonego obydwoma metodami nie je s t tak idealna jak sugeruje autor. Nie s ą to jednak braki zasadnicze a praca nie wątpliw ie posuwa n a s z ą wiedzę o gromadach kulistych znacznie naprzód.
226
2 literatury naukowej L I T E R A T U R A M c C l u r e , R .D ., and R a u n e , R» 1969, A .J . 74, 1000, M i h a l a s , D ., 1966, Ap. J, Suppl. 13, 1, S a n d a g e , A*, 1969, Ap. J , 157, 515. A N O M A L N E M IĘ D Z Y G W IA Z D O W E L IN I E O H A. Ż Y T K O WMija ju ż sześć lat od chw ili odkrycia niezwykłych radiowych lin ii molekuły OH, le c z w ciąż właściw ie obserwacje nie doczekały się ilościow ej interpretacji teore tycznej. Dlatego też poniższy przegląd prac z tej dziedziny ograniczy się prawie wyłącznie do problemów obserwacji.
Radiowe lin ie molekuły OH zaobserwowano po raz pierwszy w 1963 r. ( W e i n r e b , B a r r e t t , M e e k s , H e n r y 1963), Pochodziły one z przejść pomiędzy poziomami dubletu powstającego w wyniku rozszczepienia A w stanie podstawowym cząsteczki
,2( FI„, , / ” ' 3 ). Odkrycie to wzbudziło zrozumiałe zainteresowanie radioastronomów,
2 2
otw ierając m ożliwość uzyskania dodatkowego (obok obserwacji wodoru) źródła infor m acji o ośrodku między gwiazdowym. Przy przejściach pomiędzy poziomami dubletu,
/ t , a
Jrozszczepienit
~\ A a
\ l
' l i Ii V | T i rF*2
F-1
F=2
F-1
JL I1720,5 1667,4 1665,4 1612,2 MHz
a b c d
R y s. 1. P o zio m y energetyczne stanu podstawowego molekuły OH i widmo mikrofalowe z zazna czeniem względnych intensyw ności lin ii
z których każdy rozszczepiony jest przez strukturę nadsubtelną na dwa podpoziomy (rys. 1) pow stają cztery lin ie o częstościach 1720,5, 1667,4, 1665,4 i 1612,2 MHz (w przybliżeniu długość fali 18 cm) i teoretycznie przewidywanym stosunku natężefi 1:9:5:1 przy boltzmanowskim obsadzeniu poziomów. L in ie te oznaczymy kolejno,
a, b, c, d; lin ie 1720 i 1612 MHz (a i d) nazywać będziemy liniam i satelitarnymi a linie
1667 i 1665 MHz (6 i c) liniam i głównymi. W e i n r e b et al. obserwując w 1963 r. radioźródło Cassiopeia A odkryli absorpcyjne linie b i c; dopplerowskie przesunięcia lin ii były zgodne z przesunięciami obserwowanymi dla pochodzących z tego samego
Z lite ra tu ry naukow ej
227
ź ró d ła ab so rp cy jn y ch lin ii 21 cm n eu tra ln e g o w odoru, z a ś s to s u n e k n a tę ż e ń m ie śc ił s i ę w ram ach te o re ty c z n y c h w a rto ś c i. P rz ep ro w ad zo n e w krótce potem d a ls z e , obejm u ją c e in n e rad io źró d ła o b se rw a c je lin ii m u ltip letu p o w sta ją c e g o przy p rz e jś c ia c h w s t a n ie podstaw ow ym OH d o s ta rc z y ły je d n a k re z u lta tó w n ie o c z e k iw a n y c h . I ta k zarów no w s z y s tk ie c z te ry lin ie m u ltip letu obserw ow ane w a b so rp c ji w k ierunku n a centrum G a la k ty k i, ja k i em isy jn e lin ie b i c o d k ry te w 1965 r . p o d c z a s o b se rw a c ji rad io źró d ła W49 i p ię c iu znanych o b szaró w HII ( W e a v e r , W i l l i a m s , D i e t e r , L u n 1965) wyka zyw ały sto s u n k i n a tę ż e ń d a le c e ró żn e od przew idyw anych p rz e z te o r ię . E m isyjne lin ie 6 i c o d k ry te p rz e z W e a v e r a e t a l. były n iezw y k le w ą s k ie i s iln e , przy czym lin ia c zazw y czaj p o jaw iała s ię ja k o bardziej in ten sy w n a n iż lin ia b; przeprow adzone n ie c o p ó źn iej pom iary p o la ry z a c ji w y k azały , ż e c z ę ś ć lin ii j e s t s iln ie sp o lary zo w an a lin io w o lu b kołow o, z a ś o b se rw a c je in terfe ro m etry czn e w sk azy w ały na bardzo małe ś r e d n ic e k ąto w e ra d io ź ró d e ł — rzęd u k ilk u n a stu sek u n d .
O b se rw a c je lin ii em isyjnych OH zgrom adzone p rz e z n a s tę p n e k ilk a la t d otyczyły je d y n ie źródeł w y k azu jący ch an o m aln e sto su n k i n a tę ż e ń . D opiero w 1968 r. u k a z a ła s i ę p ra c a H e i l e s a ( H e i l e s 1968) p o d a ją c a o d k ry cie norm alnej (term iczn ej) rad io - e m isji OH p o ch o d zącej z ro z c ią g ły c h o b szaró w zw ią z a n y c h z bardzo ciem nym i obłokam i pyłu. Spośród s z e ś c iu o b sz a ró w , w ybranych z e w zględu na bardzo d użą o p ty c z n ą a b so rp c ję i n ie w ie lk ą em isję, w lin ii 21 cm n eu traln eg o w odoru, w których H e i l e s sp o d z ie w a ł s i ę o b e c n o śc i d u żej ilo ś c i H , i sp rz y ja ją c y c h w arunków dla p o w sta n ia innych mo le k u ł, o b se rw a c je w c z te re c h d ały re z u lta ty pozytyw ne. Dla porządku odnotujm y te ż , ż e n orm alną e m is ję OH w ykryto n a s tę p n ie w 20 z 79 rozpatryw anych m iędzygw iazdo- w ych obłoków pyłu ( C u d a b a c k , H e i l e s 1969), p rzy czym we w sz y stk ic h przypad k a c h p ręd k o ści ra d ia ln e były zb liżo n e do obserw ow anych d la lin ii 21' cm.
Do chw ili o b ecn ej a n o m aln ą e m is ję lu b a b s o rp c ję w ykryto w o k . 30 rad io źró d łach , p rz e p ro w a d z a ją c m niej w ięcej s y s te m a ty c z n e o b se rw a c je k o lejn y ch źró d eł z k atalo g u W esterh o u ta. G łówne w yniki programów o b serw acy jn y ch p o d jęty ch od 1963 r. w celu z b a d a n ia ź ró d eł z w iązan y ch z anom alną e m is ją i a b s o rp c ją lin ii OH z n a le ź ć m ożna w p ra c a c h P a l m e r a i Z u c k e r m a n a (1967), G o s s a (1968), W e a v e r a , D i e t e r i W i l l i a m s a (1968), B a l i a i M e e k s a (1968), T u r n e r a (1969).
P a l m e r i Z u c k e r m a n (1967) p o d a ją w yniki o b se rw a c ji c z te re c h ra d io ź ró d e ł [m .in . W24 (S a g itta riu s ), WIO (Orion)] p rzeptow adzonych za pom ocą 140-stopow ego ra d io te le s k o p u obserw atorium w G reen Bank (Z ach o d n ia W irginia). Z d o ln o ść ro z d z ie l c z a w c z ę s to ś c i w y n o siła na ogół 1,25 kH z; s z e ro k o ś ć lis tk a była ok. 1 9 ' dla dłu g o ś c i fali 18 cm. O b se rw a c je z o sta ły p rzeprow adzone we w s z y stk ic h c z te re c h c z ę s to ś c i a c h . R ad io e m isja OH p o c h o d ziła zaw sz e ze źró d eł o ś re d n ic a c h kąto w y ch rzędu k ilk u n a s tu sek u n d ulokow anych w pob liżu ź ró d e ł term ic z n y c h . K ażda z wykrytych lin ii em isy jn y ch OH m iała w ie le m aksim ów , na o g ó ł dobrze ro zsep aro w an y ch — po n ie w a ż c e c h a ta p o w tarza s i ę u w sz y stk ic h później obserw ow anych lin ii, zatem w dal szym cią g u mówić będziem y o lin ii jak o złożonej z k ilk u (lub k ilk u n a stu ) składników ( r y s . 4 i 5). S kładniki te c z ę s to ró ż n ią s i ę z n a c z n ie n ie tylko p rędkościam i radialnym i (ró ż n ic e d o c h o d z ą do k ilk u d z ie s ię c iu k m /s e k ), le c z ta k ż e stopniem p o la ry z a c ji i innym i cecham i; w obserw ow anych ra d io ź ró d ła c h p o jaw iały s i ę n a ogól jak o d o ść o s tr e m aksim a. P a l m e r i Z u c k e r m a n w ykryli we w s z y s tk ic h obserw ow anych źró d łach em isy jn e lin ie c , przy czym całk o w ite n a tę ż e n ie obserw ow ane w tych lin ia c h było zaw sz e w ię k s z e n iż w k tó re jk o lw ie k z lin ii p o z o s ta ły c h . W trzech ź ró d łach zaobserw ow ano ta k ż e e m isję w lin ia c h d, a w dw óch — w lin ia c h a i 6. W p rzy p ad k u , gdy obserw ow ano ró w n o c z e śn ie lin ie b i k tó rąk o lw iek z lin ii a lu b d — z a w sz e prom ieniow anie o d b ieran e w lin ii b było s i l n i e js z e . P o s z c z e g ó ln e sk ła d n ik i lin ii o danej p rę d k o śc i rad ialn ej w ykazyw ały a b s o lu tn y brak p o d o b ień stw a k s z ta łtu i z a s k a k u ją c e sto s u n k i n a tę ż e ń ; c z ę s to s k ła d n ik i p o ja w ia ją c e s i ę w je d n e j c z ę s to ś c i d la danej p ręd k o ści ra d ia ln e j
228
Z literatury naukowejnie miały wyróżnialnych ponad poziom szumów odpowiedników o tej samej prędkości w innej lin ii m ultipletu. Spośród 55 składników różnych lin ii, dla których zmierzono zarówno polaryzację kołową jak liniow ą, tylko jeden spolaryzowany był liniowo, zaś 37 kołowo (pozostałe składniki najczęściej spolaryzowane były kołowo, ale w ramach błędu m ieściło się 0% polaryzacji); dla lin ii spolaryzowanych kołowo wyraźnie uprzy wilejowana była polaryzacja lewoskrętna. Na ogół stopień polaryzacji był bardzo wysoki — rzędu kilkudziesięciu procent. Warto też zauważyć, że stopień polaryzacji poszczególnych składników jednej lin ii leżących obok siebie i różniących się pręd kościam i radialnymi o kilka km/sek często różn ił s ię nawet o k ilk ad ziesiąt procent. P a l m e r . i Z u c k e r m a n przeprowadzili dwie serie obserwacji w odstępie półrocznym, co pozwoliło na zbadanie zmian lin ii w czasie — poszukiwania takich zmian d=»ły rezultaty negatywne.