W a l k e r i C h i n c a r i n i (1968) stwierdzili niedawno, że okres orbitalny SS Cyg ulega wydłużaniu. Odkrycie to opiera się na porównaniu elementów
N i e k t ó r e a k t u a l n e p r o b l e m y g w i a z d 45
spektroskopow ych uzy sk an y ch przez J o y a (1965) z nowymi, uzyskanym i na podstaw ie niedawnych obserw acji. Tempo zmian okresu dane je s t przez
A
= = + 9.d54 x 10’ “ , gdzieA
zdefiniowane j e s t poprzez zwykłą zależn o ść:F a z a zero =
Ta
+P E
+A E 2.
(1)O s ta tn ie obserw acje momentów minimów U Gem ( K r z e m i ń s k i 1968, M u m f o r d 1968) pokazują, że okres orbitalny tej gwiazdy również ulega wy dłużaniu. Rysunek 1 przedstaw ia wykres odchyłek
(O— C).
Wynika z niego,R y s. 1. W ykres O - C dla U Gem. O b se rw a c je K r z e m i ń s k i e g o (1965, 1968), M u m- f o r d a (1968) i P a c z y ń s k i e g o (1965b). E lem en ty K r z e m i ń s k i e g o (1965)
że
A =
+ 2.d0 x 1 0 '“ . P rz e d sta w io n e powyżej wyniki mogłyby sugerować, że zjaw isko w ydłużania s i ę okresów je s t typowe dla w s z y s tk ic h układów typu U Geminorum.Zmiany okresów w ciasn y ch układach podwójnych mogą być powiązane z procesam i wymiany lub utraty masy.. O sta tn ie la ta przyniosły w tej d z ie dzinie w iele nowych wyników (patrz np. K r u s z e w s k i 1966). I empo zmiany okresu zależy o czy w iście od tempa wymiany (lub utraty) masy o raz od me chanizmu tych procesów. Omówimy kilka n a jp ro s ts z y c h przypadków wraz z ich
zastosowaniam i do U Gem i SS Cyg.
P r z y p a d e k I. Wymiana masy między składnikam i bez wymiany pomię dzy momentem orbitalnym i momentami obrotowymi składników. Z a le ż n o ść po między tempem zmiany okresu (-4) i tempem malenia (lub wzrostu) masy jedne go ze składników ma postać:
46 /. Smak
gdzie dla ustalenia uwagi zajmujemy się masą składnika czerwonego; we wzo rze tym, podobnie jak w następnych, t wyrażone jest w latach, a A i P — w dniach. Rzut oka pokazuje, że jeżeli A jest dodatnie a stosunek mas (w sen sie występującym we wzorze) jest większy od 1, to masa składnika czerwo nego powinna rosnąć. W rzeczywistości dane obserwacyjne sugerują (patrz wyżej), że mamy powolny przepływ materii w odwrotnym kierunku,. Je że li więc obserwowane zmiany okresów miałyby być skutkiem wymiany masy w ramach niniejszego modelu, to należałoby przyjąć, że przynajmniej podczas wybu chów' znaczna ilos'c materii przekazywana jest przez składnik niebieski do składnika czerwonego.. To z kolei oznaczałoby, że odpowiedzialny za wybuch jest włas'nie składnik niebieski. Do zagadnienia tego wrócimy w Rozdziale 4.
P r z y p a d e k I I . Wymiana masy między składnikami przy jednoczesnej wymianie pomiędzy momentem orbitalnym i momentami obrotowymi składników. Przy takim modelu mamy następujący odpowiednik wzoru (2):
d log33Z A . , / 23Zr\
U M J J * (3)
gdzie współczynnik k może być wyznaczony tylko na podstawie całkowań nu merycznych i zależy zarówno od stosunku mas, jak też i od parametru nie- synchronizmu ( K r u s z e w s k i 1966). Je że li A jest znane, to znak prawej częs'ci równania (3) jest określony wyłącznie przez znak parametru k. W na szym przypadku (A dodatnie) znak ten będzie odwrotny względem znaku k. Wyniki obliczeń numerycznych ( K r u s z e w s k i 1966, Table I; patrz także K r u s z e w s k i 1964) pokazują, że k może być dodatnie nawet przy stosunku mas nieznacznie większym od 1 (aż do wartości ok. 1.2—1.3) pod warunkiem, że parametr asynchroniztnu ( jest dodatni, tj. że tracąca masę gwiazda rotuje szybciej niż w przypadku synchronizmu. W przypadku U Gem i SS Cyg, przyj mując 93Zr/33Z(, = 1.1 mamy k = + 0.4 je że li f = + 0.1, albo k = + 1 je że li / = = + 0.5. Poprzestając na razie na dyskusji jakośfciowej możemy więc stwier d zić , że je że li składnik czerwony, rotujący szybciej niżby wynikało to z syn- chronizmu, traci masę na rzecz towarzysza, to istotnie obserwować będziemy wydłużanie się okresu orbitalnego. Dodajmy jednak, że wydłużanie się okresu miałoby miejsce również w przypadku przeciwnego kierunku przepływu masy (6 -* r) i to niezależnie od wartości parametru f opisującego rotację tracącego masę składnika.
P r z y p a d e k I I I . Izotropowa utrata masy przez układ (wypływ typu Jeansa). W tym przypadku mamy prostą relację:
Niektóre aktualne problemy gw iazd .
47
W s z c z e g ó l n o ś c i nie j e s t isto tn e , który ze składników (czy nawet obydwa) traci m a sę . O czyw is'cie, p rzybliżen ie to nie j e s t chyba nigdy realizow ane w praktyce. W rzecz y w isty ch sy t u a c ja c h p o w aż n ą rolę od g ry w a ją efekty zw ią zane ze zmianami momentu orbitalnego. O p isu ją c j e najo gó ln iej należ ało b y d o d ać do prawej strony równania (4) czło n proporcjonalny do d lo g hQ/ d t , gd zie
j e s t momentem liczonym na je d n o stk ę masy. Z a p i s taki o z n a c z a po prostu ty le , że w z a le ż n o ś c i od tego c z y tracona materia u n o si za dużo, c z y też z a mało momentu (w stosunku do śred n iego momentu na je d n o stk ę m asy), war t o ś ć prawej strony równania (4) może u le g a ć znacznym modyfikacjom. W zwią zku z brakiem odpowiednich o s z a c o w a ń numerycznych d a l s z a d y s k u s ja s t a je s i ę jedn ak bezprzedmiotowa, tym ba rd z iej że każdemu p rocesow i utraty masy to w arzy sz y zapewne rów n oczesn a wymiana m asy między sk ład n ikam i, c o j e s z c z e ba rdz iej komplikuje n aszk ico w an y pow yżej o b raz. S y tu a c je tak ie były rozwa żane p rzez niektórych autorów (np. T f u a n g 1956), a le n ależy p am iętać, że u zy sk iw an e p rz e z nich wyniki an a lity c z n e o d n o siły s i ę do bardzo s z c z e g ó l nych i u p roszczon ych przypadków. Wyniki takie w żadnym wypadku nie m ogą być s to so w a n e do jakiegoś' konkretnego przypadku bez upew nienia s i ę , że sp ełn io n e s ą w s z y s t k ie poczynione z a ło ż e n ia ; w s z c z e g ó l n o ś c i p rz e strz e c n a le ż y przed bezkrytycznym przyjmowaniem rozw ażań K r a f t a l(1962) op ar tych na wynikach H u a n g a (1956).
P o dsu m ow u jąc p o w y ż sz e ro z w aża n ia w yp ad a stw ie rd zić, że zn ajom ość kierunku zmian okresów nie p o z w a la , n iestety , na w yciągan ie ja k i c h ś daleko idących wniosków. Mimo tego można podać oceny tempa wymiany (lub u traty) m asy. O k azu je s i ę bowiem, że z a le ż n o ś c i (2), (3), (4) p ro w ad z ą w przypadku U Gem i S S C y g do niemal identycznych wyników zawartych w gran icach 1 0 '7 — 1 0 '63 M O /ro k ; oceny te z a l e ż ą od przyjętych w arto ści m as, o których za ło żon o, że s ą rzędu 133? O.W związku z powyższym wynikiem można wyeli minować przynajmniej jeden z dyskutow-anych powyżej mechanizmów, a m ia nowicie utratę m asy z układu n a s t ę p u j ą c ą w y łączn ie p o d c z a s wybuchów. P rz y j mując p o w y ż sz e ocen y mielibyśmy bowiem, że i l o ś ć materii traconej p o d c z a s
jednego wybuchu j e s t rzędu 10‘ 733ZQ, czemu przeczy zdecydow anie brak ja kichkolwiek argumentów natury sp e k tro sk o p o w e j. J e ż e l i więc zmiany okre sów s ą k o n s e k w e n c ją utraty m asy, to musi o n a mieć p rzed e w sz y stk im c h a rakter c ią g ł y , t j. następo w ać rów'nież między wybuchami ( W a l k e r i C h i n- c a r i n i 1968). J e ż e l i id z ie o ew entualn ość wymiany m asy między sk ła d n i kami, to o b ecn e dane nie p o z w a la ją na bardziej w n ik liw ą d y s k u s ję .
3. BARWY, „ G O R Ą C E P L A M Y ” I T P .
Barwy oraz krzywe zmian blasku gw iazd typu U Geminoruni nie m ają j e s z c z e pełnej interpretacji. Weźmy dla przykładu krzywą zmian jasn o s'ci i barw U Gem w minimum (tj. w ok resach p o m ię d z y wybuchami) — rys. 2. N a u w a g ę
]. Smak
zasługują, następujące szczegóły ( K r z e m i ń s k i 1965, M u m f o r d 1964, P a c z y ń s k i 1965b): a) minimum główne, mające charakter zaćmienia całkowi tego, któremu towarzyszy silna nadwyżka w U — B, przy braku większych róż
nic w B — F; b) stałość jasności i barw w przedziale faz O f l — 0 P6; c) ,,garb” (tzw. shoulder) na krzywej jasności w przedziale faz 0P6—O f l ; towarzyszy mu podob ny garb w krzywej B —V , co ozna cza, że amplituda jest większa w B aniżeli w V , podczas gdy krzywa U —B wykazuje w tych fazach minimum (jak gdyby ,,an- ty-garb” ). Podobne garby wystę pu ją w krzywych zmian blasku wielu innych gwiazd, np. Z- Cam ( K r a f t , K r z e m i ń s k i , Mu m f o r d 1968), RR Pic ( v a n łłou- t e n 1966), będącej nową,*czy W Pup ( T h a c k e r a y , W e s ą e l i n k , O o s t e r h o f f 1950, U er b ig 1960, K r z e m i ń s k i 1965, W a l k e r 1965), będącej nowo podobną, o wyjątko wo krótkim okresie orbitalnym. I ł e r b i g (1960) wysunął w odniesieniu do W Pup hipotezę, że garb jest wywoływany przez gorącą plamę ulokowaną na powierzchni gwiazdy asymetrycznie względem lin ii łączącej składniki. Hi poteza taka jest obecnie przyjmowana również w odniesieniu do innych takich układów.
Spróbujmy przedyskutować własności fotometryczne takich hipotetycznych gorących plam w oparciu o dane U B V dla różnych układów. Załóżmy, że w ma ksimum garbu obserwujemy łączne promieniowanie plamy oraz „reszty” ukła du (tj. obydwu składników plus pierścienia itd .). Poza garbem jasność jest mniejsza skutkiem tego, że plama jest niewidoczna. Z tych danych bez trudu można wyznaczyć względną jasność i barwy plamy. Wyniki zestawione s ą w tab. 1 i przedstawione na rys. 3. W oparciu o nie można stwierdzić co na stępuje.
1) W skaźniki barwy układu obserwowane w fazach 0?2—0?5 , tj. odnoszące się do układu bez plamy, są osobliwe. Wszystkie trzy gwiazdy z tab. 1 le ż ą ponad lin ią ciała czarnego. Za nadwyżkę tę nie może być odpowiedzialna żadna z gwiazd (zwłaszcza chłodniejsza). Pozostaje do rozważenia świecenie pierścienia lub ewentualnej otoczki gazowej wokół gorącej gwiazdy, odpo w iedzialnej za znaczną część obserwowanego continuum. Możliwość taka zdaje się jednak nie wystarczać w przypadku Z Cam, gdzie obserwowane s ą
»-v »<u -u u-s -00 u FAZA
R ys. 2. Zmiany jasności i wskaźników barwy U Cera obserwowane przez P a c z y ń s k i e g o
Niektóre aktualne problemy gwiazd 49
T a b e l a 1
Dane fotometryczne
U G e m " Z C a m ^ W Pup3)
Barwy w przedziale faz 0 ^ 2 —0?5 B -V + 0.30 + 0.55 + 0.05
U-B - 1.00 - 0.80 - 1.10
Amplituda garbu A y 0.60 0.15 1.40
Barwy w fazie 0 ?8 B -V + 0.15 + 0.45 + 0.30
U-B - 0.80 - 0.80 - 0.80
Względna jasność gorącej plamy l V 0.7 0.2 2.6
Barwy plamy B-V + 0.00 + 0.05 + 0.40
U-B - 0.55 -0.40 + 0.60
Źródła danych foto metrycznych:
1 )U Gem - K r z e m i ń s k i (1965), M u n f o r d (1964, 1967), P a c z y ń s k i (1965b). 2) Z Cam — obserwacje K r z e m i ń s k i e g o w J D 2439138 ( K r a f t , K r z e m i ń s k i ,
Mu mf o rd 1968).
3) W Pup — obserwacje W a l k e r a (1965) w J D 2438474.
U w a g a : W szystkie dane fotometryczne zostały podane z dokładnością, do 0.05 mag.
If^B
R ys. 3. Wykres dwuwskaźnikowy, na któ ry naniesiono barwy gorących plam -Qó w U Gem i Z “Cam (kółka) oraz barwy układów U Gem, Z Cam i VV Pup (punk ty). Pokazano również, zależność dla ~04 gwiazd ciągu głównego oraz linią, c iała czarnego z temperaturami zaznaczonymi
w tys. stopni
-0J2 0 +ae +Q£
B - r
linie czerwonego składnika, co świadczy o tym, że stanowi on znaczną, częsc sumarycznej jasności.
2) Jasności gorącej plamy (wyrażone w jednostkach jasnosci ,,Meszty układu) wypadają, bardzo duże. W skrajnym przypadku W Pup gorąca plama świeci silnie j niż sam układ. Wynikałoby stąd, że jasnosc powierzchniom a w obrębie gorącej plamy powinna być niesłychanie wysoka.
50 ]. Smak
3) Wskaźniki barwy gorących plam są,osobliwe. W przypadku U Gem i Z Cam mamy
B— V
nieco bardziej niebieskie, aU — B
bardziej czerwone w stosunku do barw „reszty” układu. W przypadku W Pup obydwa wskaźniki barwy są znacznie czerwieńsze. Próba jakiejkolwiek interpretacji napotyka na poważną trudność związaną z faktem (p. 2), że jasność powierzchniowa plamy powinna być przy tym bardzo wysoka.Zagadnienia te są w chwili obecnej ciągle jeszcze niewyjaśnione. Wydaje się przy tym, że ich zrozumienie może mieć poważny wpływ na kształtowanie naszych wyobrażeń o modelach rozważanych układów.
4. WYBUCHY
Wyjaśnienia przyczyn wybuchów gwiazd typu U Geminorum szukać należy w teorii budowy i ewolucji gwiazd. W wielu aspektach jednakże nieocenione znaczenie mają tu konkluzje obserwacyjne. Przykładem tego jest sprawa usta lenia, który ze składników jest przyczyną wybuchów. Do niedawna nie kwestio nowanymi w tym względzie były argumenty K r z e m i ń s k i e g o (1965) oparte na danych fotometrycznych. W czasie wybuchów głębokość zaćmień maleje, znikając prawie zupełnie w maksimum a ich szerokość nieznacznie rośnie. Musi to oznaczać, że w ramach wybuchu powiększa się znacznie jasność skład nika zakrywającego, tj. czerwonego; powiększają si% też nieznacznie jego rozmiary.
Ostatnio Wa l k e r i C h i n c a r i n i (1968) wykonali serię obserwacji spektroskopowych SS Cyg w momencie, gdy jasność gwiazdy wzrastając w ra mach wybuchu osiągnęła poziom ok. 3 mag. powyżej minimum (pełna ampli tuda wybuchu wynosi zwykle ok. 5 mag.). W momencie tym stwierdzili oni obecność linii absorpcyjnych, których prędkości radialne zmieniały się nadal w fazie z prędkością radialną składnika niebieskiego obserwowaną — poprzez pomiary lin ii emisyjnych pierścienia — w minimum; w maksimum wybuchu linie takie są zwykle bardzo szerokie i nikt dotąd nie próbował mierzyć ich prędkości radialnych. Wynik powyższy oznacza, że niezależnie od tego jaka jest geometria i fizyka otoczki, w której linie te powstają, są one widoczne na tle niebieskiego składnika, którego jasność stanowi w tej fazie znaczny procent całkowitej jasności układu. W a l k e r i C h i n c a r i n i wysnuwają stąd wniosek, że to właśnie niebieski składnik SS Cyg jest źródłem wybuchu.
Tak więc, jeżeli zgodzić się, że mechanizm, wybuchów jest w obydwu gwiazdach taki sam, to trzeba brać pod uwagę dwie — pozornie sprzeczne — informacje natury obserwacyjnej. Wydaje się, że rozwiązaniem tej zagadki byłoby przyjęcie, że źródłem wybuchu jest składnik czerwony (model Krze mińskiego), ale że przynajmniej w początkowej fazie zjawiska rośnie także jasność składnika niebieskiego (np. w wyniku akrecji materii wypływającej ze składnika* czerwonego). Zaćmienia powinny być nadal obserwowalne,
ewen-Niektóre aktualne problemy gw iazd 51
tualnie tylko płytsze niż w minimum, a równocześnie widoczne byłyby linie pow stające w otoczce wokół składnika niebieskiego. W fazie maksimum jednak że ja s n o ść składnika niebieskiego powinna już być znacznie mniejsza od ja sn o ś c i towarzysza, by znikać mogły zaćmienia. T a k a ad hoc hipoteza je st łatwa do sprawdzenia na drodze równoczesnych obserw acji fotometrycznych i spektroskopowych w ciągu całego wybuchu.
L I T E R A T U R A
H e r b i g , G.H., 1960, A p .J ., 132, 76. H u a n g , S .S ., 1956, A . J . , 61, 49. J o y , A.H., 1956, A p . J . , 1 2 4 , 3 1 7 . K r a f t , R .P . , 1962, A p . J . , 135, 408.
K r a f t , R .P ., 1963, Adv. A str. and Astrophys., 2, 43.
K r a f t , R .P ., K r z e m i ń s k i , W., M u m f o r d , G .S ., 1968, A .J., 7 3, S21. K r u s z e w s k i , A., 1964, Acta Astr., 14, 241.
K r u s z e w s k i , A., 1966, Adv. Astr. and A stro p h y s., 4, 233_. K r z e m i ń s k i , W., 1965, A p .J ., 142, 1051.
K r z e m i ń s k i , W., 1968, Wyniki nie opublikowane. Mu m f o r d , G . S . , 1964, A p . J . , 139, 476. M u m f o r d , G .S., 1967, Pub. A .S .P ., 79, 283. Mu m f o r d , G .S ., 1968, A , J . , 73, SI 10. P a c z y ń s k i , B ., 1965a, P o stę p y Astronomii, 13, 171. P a c z y ń s k i , B . , 1965b, Acta A str., 15, 305. T h a c k e r a y , A .D ., W e s s e l i n k , A . J . , O o s t e r h o f f , P . Th.f 1950, B.A .N ., 11, 193. v a n H o u t e n , C . J . , 1966, B.A .N ., 18, 439. Wa l k e r , M .F ., 1965, Budapest Mitt., No 57. Wa l k e r , M.F., C h i n c a r i n i , G ., 1968, A p . J . , 154, 157.
'
■
.
MOŻLIWE IN T E R P R E T A C JE
P O C H O D Z E N IA SZYBKICH OBŁOKÓW WODORU M A G D A L E N A S R O C Z Y Ń S K A