Postępy Astronomii nr 4/1971

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E J

PTA

TOM XIX — ZESZYT 4

1971

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XI X — ZESZYT 4

1971

WARSZAWA • P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń 1971

KOLEGIUM REDAKCYJNE R e d a k to r n a c ze ln y : S tefan P iotrow ski, W arszaw a

C złonkow ie: Józef W itkow ski, P oznań W łodzim ierz Z onn, W arszaw a

S ek reta rz R edakcji: Jerzy Stodółkiew icz, W arszaw a

A dres R edakcji: W arszaw a, Al. U jazdow skie 4 O b serw ato riu m A stronom iczne UW

W Y D A W A N E Z ZA S IŁ K U P O L S K I E J A K A D EM II N A U K

P r in te d in P o la n d

Państinome W jjdaujnictujo Naukoine O ddział u) Łodzi 1971 W y d a n ie I . N a k ła d 495 4 -1 1 5 e g z . A rk . m p d . 5 ,0 0 . A rk . d r u k 4 ,7 5 . P a p i e r o f f s e to w y k l. I I I , 80 g . 7 0 x 1 0 0 . O d d a n o d o d r u k u 2 1 . X. 1971 r. D ru k u k o ń c z o n o u) p a ź d z i e r n i k u 1971 r . Z a m . 3 5 6 . S -11. C e n a z ł 1 0 .— Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XIX (1971). Zeszyt 4

,'i' mn&b&'n&kvf,

rfei at.i* ^

.

s

i

l

u

w

;>■

* '.jH^wSiW

«*>łal8 jntrriouiMm<n<^ hkttii t '! ($cattir

SKALA TEMPERATUR EFEKTYWNYCH

I POPRAWEK ROLOMETRYCZNYCH

M A R C I N K U B I A K

Obserw atorium A stronom iczne UW, Warszawa

UJKAJ1 A 3 <M>EKTWBHbIX TEMllEPATyP W BOJIOMETPH4ECKHX TIOIIPABOK M. K y 6 flK

C o a ep * a H H e

.B CTaTbe aaeTCH ncTopn4ecKwii o&3op nepBbix riOTibiTOK co3uaHna uiKajibi 3(Jx{)eKTMBHbix TeMnepaiyp u 60Ji0MeTpMiiecKHX nonpaBOK 3Be3/i. IlpHBeAeHbi TaiOKe 3({)(^eKTHBHbie TeMnepaTypbi, nojiy^eHHbie aBT0p0M fljia 3Be3a Tuna B. TlepecMOTpeHa uiKaJia TeMnepaiyp, nojiyqeHHaa XaH6ypbi BpayHOM.'

T H E S C A L E O F E F F E C T IV E T E M PE RA T U R ES AND B O LO M E T R IC C O R R E C T IO N S

A b s t r a c t

The article gives a short historical review of the earlier attempts to establish the scales o f effective temperatures and bolometric corrections for the stars. It contains also the effective temperatures obtained by the author for B-type stars from the spectrophotometric observations and the revised effective temperatures scale based on the interferometrie observations by H a n b u r y B r o w n et al.

1. WSTĘP

Do kompletnego opisu stanu m aterii i prom ieniowania , znajdujących sig w warunkach równowagi termodynamicznej, wystarcza jeden parametr zwany temperaturą. Podanie temperatury jedno znacznie określa wdwczas rozkład

286

M. Kubiak

prędkości cząstek materii (równanie MaxwelLa), stan ich wzbudzenia (r. Boltz.

manna) i jonizacji (r. Sahy), a także ilość promieniowanej energii (r. Stefa-

na-Boltzmanna) oraz jej rozkład widmowy (r. Plancka).

W obiektach astronomicznych mamy zazwyczaj do czynienia z obiektami

nie będącymi w stanie równowagi termodynamicznej, dlatego też pojęcie tem­

peratury ma w stosunku do nich tylko charakter przybliżony i niejednoznaczny.

Niejednoznaczność pojęcia temperatury sprawia, że w każdym z powyższych

rownati może występować inny parametr. Innymi słowy może okazać się , że

np. wyznaczony przez nas z obserwacji rozkład prędkości elektronów będzie

rozkładem maxwellowskim, określonym przez inną wartość temperatury, niż

wartość uzyskana z określenia stopnia jonizacji. Dla uniknięcia tej niejedno*

znaczności każdy z parametrów określamy inną nazwą, mówiąc np. o tempera­

turze kinetycznej, temperaturze jonizacji itp. Oczywiście może się również

zdarzyć, że obserwowany przez nas rozkład prędkości elektronów w ogóle

nie da się opisać za pomocą rozkładu maxwellowskiego, wówczas temperatura

kinetyczna w swym pierwotnym znaczeniu całkowicie traci sen s. Jeżeli jednak

nie chcemy rezygnować z tego parametru, to musimy zadowolić się przybliżo­

nym pojęciem temperatury kinetycznej odniesionej do pewnych średnich cech

obserwowanego rozkładu prędkości, jak np. średnia energia kinetyczna, czy

średnia prędkość elektronów.

Wśród wielu parametrów mających sen s temperatury największe znaczenie

w astrofizyce ma temperatura efektywna, związana z całkowitą ilo śc ią energii

promienistej wysyłanej przez gwiazdę. Je st ona zdefiniowana za pomtfcą

równania:

L = i n R 2 a T \

_e

₇

(1)

gdzie Ł je st ja sn o ścią absolutną gwiazdy w jednostkach energetycznych,

R - jej promieniem, a a - sta łą Stefana równą 5,67 • 10 5 cgs. W zasadzie

istnieje tylko kilka obiektów astronomicznych, dla których całkowita jasność

i promieii są znane wystarczająco dokładnie, by do określenia temperatury

efektywnej można było zastosować powyższą zależność. Ustalenie skali

temperatur efektywnych dla całego ciągu typów widmowych wymaga zastoso­

wania metod pośrednich i odwołania sig do wyników uzyskanych przez teorię

atmosfer. Nasza znajomość temperatur efektywnych gwiazd zależy więc od

aktualnego stanu techniki obserwacyjnej oraz od poprawności modeli atmosfer.

W praktyce astronomicznej jasn ości gwiazd wyznacza się na podstawie

obserwacji w wąskim przedziale widmowym, określonym przez rozkład widmo­

wy czułości odbiornika. Obecnie jasn ości gwiazd określa się n ajczęściej

w systemie fotometrycznym UBV. Jasn o ści określone w oparciu o obserwację

wielkości L, i wyrażone w wielkościach gwiazdowych noszą nazwę jasności

S k a l a t e mp e r a t u r e f e k t y w n y c h .

287

bolometrycznych.

= -2 ,5 log Ł + const., gdzie stała określa punkt zerowy

skali. R<5źnice jasności bolometrycznych i jasności

V

w systemie

V B V

noszą

nazwę poprawek bolometrycznych, B.C.:

B.C. = ^/bol -

M y =

mbo, -

m y .

(2)

Jak wynika z tego określenia do wyznaczenia poprawek bolometrycznych

konieczna jest znajomość względnego rozkładu natężeii w widmach ciągłych

gwiazd.

Znajomość temperatur efektywnych i poprawek bolometrycznych jako funkcji

wielkości mierzonych bezpośrednio (np. wskaźników barwy) ma zasadnicze

znaczenie przy porównywaniu wyników teoretycznych W lo| ,

T )

z obserwa­

cjami

(My,

wskaźnik barwy), np. na diagramie Hertzschprunga-Russella. Trud­

ności związane z ustaleniem skali temperatur efektywnych i poprawek bolo­

metrycznych najlepiej można zrozumieć śledząc historię ich kolejnego ulepsza­

nia.

2. PIERWSZE SKALE TEMPERATUR EFEKTYWNYCH

I POPRAWEK BOLOMETRYCZNYCH

Historycznie pierw szą próbą uzyskania informacji o ilości energii wy­

syłanej przez gwiazdy były obserwacje P e t t i t a i N i c h o l s o n a prowadzo­

ne w latach dwudziestych naszego stulecia ( P e t t i t i N i c h o l s o n 1928).

Is to tą tych obserwacji był" pomiar promieniowania dobiegającego do nas od

najjaśniejszych c ia ł niebieskich przy zastosowaniu termopary (złącza bizmutu

i stopu bizmutu z 5% dodatkiem cyny), umieszczonej w ognisku newtonowskim

100-calowego zwierciadła Obserwatorium Mt. Wilson. Dzięki zastosowaniu

okienka zamykającego termoparę, wykonanego z kryształu soli kuchennej,

czułość widmowa urządzenia odbiorczego rozciągała s ię praktycznie na cały

obszar promieniowania widzialnego i podczerwieni. Za jego pom ocy można

więc było w zasadzie mierzyć obserwowane jasności bolometryczne. Ponieważ

jednak obserwacje były prowadzone z powierzchni Ziemi, dla określenia j a s ­

ności bolometrycznych konieczne było jeszcze uwzględnienie absorpcji na­

stępującej przy przejściu promieniowania przez atmosferę ziemską (niezależ­

nie od ekstynkcji atmosferycznej zależnej od odległości zenitalnej gwiazdy

w momencie pomiaru). Redukcja obserwacji „poza atmosferę” wymaga znajo­

mości zarówno widmowego rozkładu absorpcji atmosferycznej, jak i przebiegu

widma ciągłego obserwowanego obiektu. P e t t i t i N i c h o l s o n stosowali

standardową krzywą absorpcji atmosfer)'cznej, odpowiadającą absorpcji w war­

stwie pary wodnej o grubości 0,7 cm. Odnośnie do rozk-ładu widma ciągłego

gwiazd przyjmowano, że j e s t on taki jak dla ciała czarnego o temperaturze

288

M. Kubiak

gwiazdy. Wymagało to, oczywiście, uprzednich informacji o temperaturze obser­ wowanych gwiazd.

Bezpośrednim wynikiem pomiarów były wyrażone w wielkościach gwiazdo­

wych jasn o ści radiometryczne

m r,

równe z dokładnością do punktu zerowego,

minus dwa i pół logarytmu z ilości energii odbieranej w ciągu jednostki czasu z jednostkowej powierzchni zwierciadła teleskopu oświetlonego przez daną gwiazdę. Ustalenie absolutnego punktu zerowego skali zostało dokonane przez pomiar standardowego źródła światła (lampy Hefnera) o znanej emisji energetycznej. W wyniku tego nawiązania uzyskano zależność:

E ' =

1 7,3* 1 0 -12 . 2 ,5 " " r cal - c m '2, min-1. (3) Oznacza to, źe w przypadku gwiazdy o zerowej wielkości radiometrycznej 2 jednego cm 2 w ci^gu 1 min. odbierana była energia równa 17,3 • 10 1 2 cal.

Dla określenia przybliżonych temperatur c i a ł mierzonych P e t t i t i N i c h o l ­ s o n wykorzystywali mierzone przez siebie indeksy barwy, oznaczone H.I. oraz W.C. Indeks H.I. tworzony był przez odjęcie od siebie ja s n o ś c i wizual­ nej (w systemie harvardzkim) i ja sn o śc i radiometrycznej (tzw. ,,Heat Indeks” ). Indeks W.C. („Water C e llM) b y ł otrzymywany z pomiaru promieniowania gwiazdy przez filtr w postaci warstwy wody o grubości 1 cm, wstawiony w drogę wiązki i odcinający całe promieniowanie podczerwone. Krzywa przepuszczalności filtru wodnego praktycznie pokrywa się z przepu szczaln o ścią atmosfery ziem­ skiej w pozostałym obszarze widma. Ja s n o śc i uzyskane z filtrem wodnym nie wymagały wobec tego wprowadzania żadnych poprawek na efekt absorpcji atmosferycznej.

Powiązanie wielkości obu indeksów ze s k a lą temperaturową odbywało s ię na drodze czysto teoretycznej. Przy załtożeniu rozkładów widmowych c iał doskonale czarnych i w oparciu o znajomość krzywych czułości odpowiadają­ cych jasnościom wizualnym i filtrowi wodnemu, można było obliczyć teoretycz­ ne wartpści tych indeksów dla ciągu temperatur c i a ł czarnych. Zależność ta posłużyła następnie do określenia temperatur gwiazd, dla których te indeksy zostały zmierzone. Temperatury uzyskane w taki sposób n o s z ą nazwę tempera­ tur barwnych. Te właśnie temperatury zostały użyte do obliczenia poprawek

A

m rl

zamieniających jasn o sci radiometryczne na ja s n o ś c i bolometryczne.

W poprawkach A

m r

uwzględnione były też straty światła podczas odbicia od

dwóch srebrzonych powierzchni zwierciadlanych, znajdujących s ię w drodze wiązki.

Znając poprawki A

m f

i korzystając z równania (3) można ustalić następu­

S k a l a t e m p e r a t u r e f e k t y w n y c h .

289

l o g

E

= - d O , 7 6 2 - 0 , 4

(m

T- . A mr), (3a)

gdzie

E

m a to s a m o z n a c z e n i e c o

E

' a

mr —

A

mr

= ' " b o l.

Wprawdzie u s t a l o n a w p o w y ż s z y s p o s ó b s k a l a te m p e r a t u r barwnych ma z p r a k ty c z n e g o p u nktu w id z e n i a n i e w i e lk i e z n a c z e n i e , to je d n a k w y z n a c z o n e w o p a r c iu o n i ą j a s n o ś c i b o lom etrycZ ne s ą m a te r ia łe m o b s e rw a c y jn y m n i e ­ z w ykle ce nnym , z w ł a s z c z a d l a g w iaz d o t y p a c h widmowych z p r z e d z i a ł u F —K. D la g w ia z d ty c h popraw ki A

m r

z a w i e r a j ą s i ę w g r a n i c a c h 0,4 do 0 , 6 mag, co ś w i a d c z y , ż e po p i e r w s z e n ie m al c a ł a e n e r g i a w y s y ł a n a p r z e z te g w iaz d y tr a f i a do o d b io r n ik a (i o d c h y l e n i a r z e c z y w i s t e g o r o z k ła d u widma od krzyw ej P l a n c k a nie w p ł y w a j ą w i s t o t n y s p o s ó b n a w yniki) i po d ru g ie , że n i e d o k ł a d ­ n o ś c i w o k r e ś l e n i u te m p e ra tu ry barw n ej n i e w i e l e w p ł y w a j ą n a j a s n o ś c i b olo- m e t r y c z n e . O b s e r w a c j e P e t t i t a i N i c h o l s o n a d l a g w ia z d w c z e ś n i e j ­ s z y c h i p ó ź n i e j s z y c h ty p c w wid mowych nie m a j ą te j s a m e j w a g i, p o n ie w a ż w ich p r z y p a d k u z a s a d n i c z a czgśt? e n e r g ii w y p a d a p o z a przędz,iałem p r z e ­ p u s z c z a l n o ś c i a t m o s f e r y . O s t a t e c z n a s k a l a j a s n o ś c i i p o p r a w e k b o lo m e tr y c z n y c h u z y s k a n a p r z e z P e t t i t a i N i c h o l s o n a ma j u ż o b e c n i e ty lk o h i s t o r y c z n e z n a c z e n i e . N ie­ z m i e n n ą w a r t o ś ć z a c h o w a ły je d n a k s a m e o b s e r w a c j e j a s n o ś c i r a d io m e tr y c z ­ n y c h , b ę d ą c e do d z i ś p o d s t a w ą k o le jn y c h r e w iz ji s k a l i p ie rw o tn e j. W s z c z e g ó l n o ś c i z n a jo m o ś ć j a s n o ś c i r a d io m e tr y c z n y c h p o z w o li ła n a o k r e ś ­ l e n i e te m p e r a t u r e fe k ty w n y c h g w iaz d , d l a któ ry ch z n a n e były ś r e d n i c e k ą to w e . K o r z y s t a j ą c z r ó w n a n ia (1) i (3a) po p ro s ty c h p r z e k s z t a ł c e n i a c h otrzym ujemy:

l o g

Te

= 2 ,6 3 8 - 0,1 (m r - A

mr)

- 0 , 5 lo g

d,

(4)

g d z ie

d

j e s t ś r e d n i c ą g w ia z d y w y ra ż o n ą w s e k u n d a c h łu k u .

T a b e l a l

P ie rw s z a o cen a tem peratur efektyw nych gw iazd

G w iazda

d

Te

T

1

_{w.c. r H.I.}

a

Boo 0" 020 4300 3440 3580

a

T au , 020 3890 3080 3170 a Ori , 047 3270 2700 2600 a Sco , 040 3270 2680 2620 P Pe g , 021 3140 2730 2730 a Her , 030 3320 2340 2030

0

C e t (max) , 038 2210 2610 1970

290 U. Kubiak

W czasach P e t t i t a i N i c h o l s o n a wartość d była znana dla kilku najbliższych gwiazd z pomiarów interferometrem Michelsona. Obserwacje radiometryczne tych gwiazd, przy wykorzystaniu w pierwszym przybliżeniu skali temperatur barwnych, pozwoliły na znalezienie ich temperatur efektywnych. Wartości te są przytoczone w tab. 1 wraz z wartościami temperatur barwnych* znalezionych z indeksów W.C. i H.I.

Równanie (1) można również zapisać w postaci:

Pozwala ono na wyznaczenie temperatur efektywnych gwiazd na podstawie znajomości ich jasności bolometrycznych i promieni wyrażonych w promie­ niach Słońca. Zakładamy przy tym, oczywiście, znajomość temperatury efektyw­ nej i jasności bolometrycznej Słońca. Wielkości R możemy wyznaczyć dla niektórych układów zaćmieniowych (wykazujących widma obu składników i których paralaksa jest znana), natomiast L nigdy nie jest znane bezpośred­ nio. Dlatego też ten sposób wyznaczania temperatur efektywnych wymaga nie­ zależnej znajomości poprawek bolometrycznych.

Ponieważ temperatura efektywna Słoiica jest w ielkością stosunkowo dobrze znaną - 5785°K ( A l l e n 1960) - stosowanie tej metody do wyznaczania temperatur efektywnych jest na ogół" korzystne. Pierwszą obszerną dyskusję obserwacyjnych jasności Słońca przeprowadził" K u i p e r (1938). Odpowiednie wartości sę obecnie przyjmowane ( H a r r i s 1961):

V = -26,81 mag, My - +4,77 mag,

mbol = -26,78 mag, Mhol = +4,69 mag. (6)

B —V — +0,63 mag.

Przyjęcie tych wartości ustala jednocześnie punkt zerowy skali poprawek bolometrycznych. Jest on taki, że dla gwiazdy o temperaturze Słorfca (G2 V):

B.C. = mbol — V = -0,07 mag. (?)

We wspomnianym artykule K u i p e r a zawarta jest również pierwsza dy­ skusja skali poprawek bolometrycznych. Ponieważ jednak odnosiła się ona do wielkości gwiazdowych w układzie fotowizualnym IPv, w ktdrym jasności gwiazd obarczone były istotnym błędami systematycznymi, nie ma ona obecnie żadnego znaczenia praktycznego.

Skala temperatur efektyw nych.

₂₉₁

3. SKALA POPRAWEK BOLOMETRYCZNYCH

1. Gwiazdy typów widmowych F —K. W przypadku gwiazd z tego przedziału

w dalszym ci^gu posługujem y się radiometrycznymi obserw acjam i P e t t i t a i N i c h o l s o n a. O dnosząc te poprawki do system u UBV i przyjmując punkt

zerowy sk a li (7), dostajem y:

B .C . = (mr - 'A m.) —<V + 0,60. (8)

T a b e l a 2

Poprawki bolometryczne — typ widmowy (z ale ż n o ść em ipryczna)

MKSp V III Ib MKSp V III Ib F 5 -0 ,0 4 -0 ,0 4 K4 . . . _{-1 ,0 0} . . . F 8 - ,05 — _{-0 ,0 6 K5 -0 ,7 1 -1 ,1 8 -1 ,1 5} GO - ,06 ---- --- _K7 - 1 ,0 2 . . . ---G2 - ,07 . . . ---- MO — _{-1 ,5 5} . . . G5 - ,10 ---- --- _Ml — -1 ,9 6 . . . G8 - 0 ,1 5 -0 ,2 7 - 0 ,7 M2 — -2 ,3 4 . . . G9 -0 ,3 2 . . . _M3 . . . -2 ,6 5 ---Ko - 0 ,1 9 - .37 — M4 . . . -2 ,9 . . . K I - .22 - ,44 -0 ,9 5 M5 — -3 ,4 . . . K2 - ,25 - ,54 . . . _{M6 -4 ,2} . . . K3 -0 ,3 5 -0 ,7 6 . . . _M7 --- -5 ,5

---2. Olbrzymy typu M. Pierw szych obserwacyjnych danych o rozkładzie

promieniowania chłodnych gwiazd w podczerwieni dostarczyły pozaatmo- sferyczne obserw acje wykonane ze Stratoscopu II ( Wo ol f , S c h w a r z s c h i l d i R o s e 1964), ktcfre doprowadziły do wykrycia w podczerwonych widmach tych gwiazd silnych i rozległych pasm absorpcyjnych pary wodnej. Pow iąza­ nie tych obserw acji z obserw acjam i wielobarwnymi w dziedzinie w idzialnej i w b lisk iej podczerwieni pozwoliło uzyskać praktycznie cały przebieg widma ciągłego gwiazd czerwonych. Na tej podstaw ie S m a k (1966) policzył' od­ powiednie w artości poprawek bolometrycznych.

T ak uzyskane poprawki bolometryczne zam ieszczone s ^ w tab. 2.

4 . SKALA TEM PERATUR EFEKTYWNYCH

1. Skala fundamentalna. Wspominaliśmy w yżej, że w artości temperatur

efektywnych można w yznaczyć dla gwiazd o znanych średnicach kątowych. Od czasu pierwszych wyznaczeii liczb a gw iazd, dla których w ielk ości te

292 M. Kubiak

zostały zmierzone znacznie wzrosła. Temperatury efektywne wyznaczone dla tych gwiazd tworzy tzw. fundamentalną skalę temperatur efektywnych.

Logarytmując równanie (5) i wstawiając obecnie przyjmowane wartości

kątowej średnicy, jasności obserwowanej (bolometrycznej) i temperatury

efektywnej Słorfca otrzymujemy:

lo g Te = 2,726-=0,5 log rf-=0,1 mbol.

T a b e l a 3

Temperatury fundam entalne

G w iazda B - V _{T' 9 e} a CMa 0,00 9350 0,54 |3 Aur +0,03 10500 0,48 Słońce +0,63 5785 0,86 a Boo +1,23 4090 1,23 a Tau +1,52 3780 1,33 a Sco +1,80 3230 1,56 a Ori +1,87 3460 1,46 P p eg +1,72 3080 1,64

Wprawdzie wykorzystanie tej zależności wymaga uprzedniej znajomości poprawek bolometrycznych, to jednak ze względu na współczynnik 0,1 nie­ pewność? ich wyznaczenia nie wpływa w istotny sposób na wartość tempera­ tury efektywnej.

Innego rodzaju niepewnością obarczona jest wchodząca w powyższe równa­ nie wielkość d. Przy wyznaczaniu kątowych średnic gwiazd metodami inter­ ferometrycznymi w ielkością uzyskiwaną bezpośrednio jest tzW. średnica równo­ ważna, czyli średnica gwiazdy o jednakowej jasności na całej tarczy. Zmiana tej wielkości na średnicę prawdziwą wymaga znajomości prawa pociemnienia brzegowego w tej długości fali, w której prowadzone są obserwacje. Ponieważ prawo pociemnienia brzegowego nie jest znane dokładnie, należy oczekiwać, że tak otrzymana skala temperatur efektywnych będzie obarczona pewnym błędem.

Fundamentalna skala temperatur efektywnych podana jest w tab. 3 i po>- chodzi z kompilacji dokonanej przez H a r r i s a (1963).

2. Obserwacje interferometryczne Hanbury Browna i współpracowników.

Znaczne rozszerzenie możliwości wyznaczania kątowych średnic gwiazd sta­ nowi metoda opracowana i zastosowana przez Hanbury Browna i współprac. (Hanbury B r o w n et al. 1967). Polega ona na pomiarze korelacji prądów

S k a l a t emper at ur e f e k t y w n y c h . 293 T a b e l a 4 Pomiary H a n b u r y B r o w n a et al. Gwiazda (B -V )0

Te

_{(zrewidowana)}

Te

P Cru -0 ,2 7 26600 26300 y Or i ,24 21000 20200 £ CMa ,22 21000 19700 a Pav ,20 17100 16900 £ Ori ,24 21100 26250 a Eri ,16 14000 14300 a Cru .16 14600 15100 a Leo ,12 13000 12950 P Ori - .0 2 11200 11670 a CMa ,00 10380 10300 a Lyr ,00 9500 9300 a PsA + ,09 9300 9300 a Car ,20 7510 7780 a Aql ,22 8250 8400 a CMi + .45 6450 6570

płynących w fotomnożnikach umieszczonych w ogniskach dwu teleskopów

obserwujących tę samą gwiazdę i połączonych w układ interferometru. Dotych­

cz as przy zastosowaniu tej metody udało się zmierzyć średnice kątowe piętna­

stu gwiazd. Do wyznaczenia na tej podstawie temperatur efektywnych autorzy

sto su ją następującą metodę.

Absolutny strumień monochromatyczny na powierzchni gwiazdy

F

^ jest

związany z absolutnym strumieniem monochromatycznym

w odległości Ziemi

(poza atmosferą) za pomocą następującej Zależności:

gdzie

d

jest prawdziwą średnicą kątową gwiazdy (z uwzględnieniem pociemnie­

nia brzegowego). Wartości

f ^

(\ = 4425 A) zostały zaczerpnięte z pracy Wi l l -

s t r o p a

(1965), zawierającej wyniki spektrofotometrycznego wyznaczenia

absolutnych strumieni monochromatycznych dwustu kilkudziesięciu gwiazd.

W ten sposób można ustalić czysto empiryczną zależność między wskaźnikiem

barwy

B — V

i strumieniem ^

4 4 2 5

. wyrażonym w jednostkach energetycznych.

Dalsze postępowanie wymaga już jednak odwołania się do

teoretypznych

modeli atmosfer (patrz niżej), na podstawie których możliwe jest ustalenie

zależności między wielkością strumienia

F4 4 2 5

i temperaturą efektywną.

Stosując najlepsze z istniejących wówczas modeli atmosfer, autorzy uzyskali

294

M. Kubiak

temperatury efektywne podane w tab. 4. P o p ra w n o ść tej s k a l i temperatur efektyw­ nych (pom ijając przypadkowe błędy o b serw acji) z a le ż y ód popraw ności ab so lu t­ nej k a lib ra c ji sy ste m u spektrofotom etrycznego Willstropa oraz od poprawności użytych modeli atm osfer.

5. M O D ELE A TM O SFER

K onstrukcja modelu atm osfery p olega na zn alezien iu przebiegu parametrów fizyczn ych , takich ja k cienienie i temperatura, w warstwie gaz u o zadanym s k ł a d z ie chemicznym, przez którą przepływa zadany całkowity strumień energii prom ienistej L , związany z tem peraturą efektywną. Model atm osfery j e s t w pełni określony przez zadan ie sk ła d u chem icznego, s ił y c ię ż k o ś c i na powierzchni gwiazdy oraz temperatury efektywnej. W s z c z e g ó l n o ś c i wymienione trzy para­ metry jed nozn acznie o k r e ś l a ją widmowy rozkład promieniowania, o p u s z c z a j ą ­ c ego gwiazdę.

Z m atem atycznego punktu w idzenia konstrukcja modelu p o le g a na jedno­ czesnym zn alezien iu ro zw iązan ia równania równowagi h ydrostatycznej i równa­ nia transferu promieniowania. 0 j a k o ś c i modelu decyduje r o d z a j u p roszczeń stoso w anych przy rozwiązywaniu równania transferu oraz sp o só b traktowania źródeł n ie p r z e z r o c z y sto śc i. Wraz z rozwojem numerycznych metod o b licz e n io ­ wych i l o ś ć założerf u p r a s z c z a ją c y c h zn aczn ie zm a la ła , co — jak n a le ż y przy­ p u s z c z a ć — znacznie p od n io sło re a ln o ść modeli teoretycznych.

N a j l e p s z e obecnie sia t k i modeli atm osfer gwiazd s a opublikowane w pracach: M i h a l a s (1965) — modele gwiazd w czesn y ch typów widmowych bez uwzględ­ nienia a b so r p c ji w liniach; M i h a l a s (1966) — modele gw iazd typu A uw zględ­ n ia ją c e a b so rp cję w liniach wodoru; B r a d l e y i M o r t o n (1969) — modele gw iazd typu 0 i w czesny ch B z uwzględnieniem a b so r p c ji linii rezonansowych w nad fiolecie oraz C i t t e r s i M o r t o n (1970) — modele gw iazd typu B z uwzględnieniem linii ab sorp cy jn ych w n a d fio le c ie . Wymienione modele zo ­ s ta ł y policzone za pom ocą zbliżonych schem atów rachunkowych i z uw zględ­ nieniem jednakowych źródeł n i e p r z e z r o c z y s to ś c i, co zapewnia ich d u ż ą jed n o­ rod no ść. D odatkow ą z a l e t ą tych modeli j e s t również to , że o b ejm u ją one stosun kow o szero k i z a k re s temperatur efektywnych i p r z y s p ie s z e ń grawita­ cyjnych.

Uw zględnienie p o d c z a s konstrukcji modelu gw iazd gorących od stęp stw od lokalnej równowagi term odynamicznej nie wpływa w istotny s p o s ó b na uzyskiw any p rzeb ieg widma c ią g ł e g o . D late g o też ja k długo nie in teresuje n a s wewnętrzna struktura m odeli, ani widmo liniowe, możemy ograniczy ć s i ę do sto so w a n ia wymienionych w yżej modeli.

Istnienie d o sta t e cz n ie dobrych modeli gwiazd gorących (w obecn ej chwili brak j e s t równie dobrych modeli odp ow iadających temperaturom niższym od

Slcala temperatur e f e k t y w n y c h . ₂₉₅

10 000°) pozwala na skonstruowanie teoretycznych, lub półempirycznych,

skal poprawek bolometrycznych i temperatur efektywnych. Określenie tempera­

tury efektywnej gwiazdy, dla której znane s ą parametry obserwacyjne, wymaga

porównania teoretycznego widma ciągłego z przebiegiem obserwowanym. Ko­

nieczna je s t przy tym znajomość przyspieszenia grawitacyjnego, o którym

pewnych informacji dostarcza nam k lasa jasno ści gwiazdy określona w opar­

ciu o widmo liniowe.

W przypadku obserwacji z powierzchni Ziemi, bezpośrednio dostępny jest

stosunkowo wąski przedział długości fal, od około 3200 do 8000

X.

W prze­

d ziale tym znajduje się jednak skok Balmera, będący — jak wynika z modeli

i obserw acji — bardzo czułym wskaźnikiem temperatury efektywnej, przy czym

jego zależność

od przyspieszenia grawitacyjnego je st w przypadku gwiazd

gorących słaba i różna dla różnych zakresów temperatur efektywnych. Prak­

tycznie rzecz biorąc niedokładna znajomość klasy jasności może prowadzić

do dwuznaczności w określeniu temperatury na podstawie „ k s z ta łtu ” skoku

Balmera tylko w wąskich zakresach wczesnych typów widmowych B i w czes­

nych typów A. W pozostałych przypadkach albo przebieg widma ciągłego

w bardzo małym stopniu zależy od wartości przyspieszenia grawitacyjnego,

albo też zmiany w przebiegu widma, wynikające ze zmian przyspieszenia

grawitacyjnego i temperatury efektywnej, d a ją się jednoznacznie rozdzielić.

6. SYSTEMY SPEKTROFOTOMETRYCZNE

Obserwacje przebiegów natężeń w szerokich zakresach widma ciągłego

gwiazd wymagają zastosow ania techniki fotoelektrycznej, nie nastręczającej

tych trudności związanych z kalibracją, które tak powszechnie spotyka się

w technice fotograficznej. W przypadku obserw acji spektrofotometrycznych

kalibracja systemu wymaga porównania przebiegu widma ciągłego jednej gwiazdy

(standardu podstawowego) ze znanym przebiegiem

widma laboratoryjnego

źródła św iatła, obserwowanego za pomocą tego samego urządzenia odbior­

czego. Tradycyjnie już za standard podstawowy systemów spektrofotometrycz­

nych przyjmuje się alfa Lyrae. Na rys. 1 przedstawione s ą wyznaczenia prze­

biegu widma ciągłego tej gwiazdy dla system u O ke’a (1964), H ayesa (1970)

i Oke’a i Schilda (1970). Wszystkie przebiegi znormalizowane s ą w ten sposób,

by dla 1A = 1,8 jasn o ść w widmie odpowiadała zerowej w ielkości gwiazdo­

wej. Jak wynika z porównania tych trzech systemów, względna wielkość skoku

Balmera i przebieg kontinuum balmerowskiego s ą określone z dokładnością

co najwyżej 0,05 mag, podczas gdy w dwu ostatnich system ach przebieg kon­

tinuum P aschena je s t praktycznie jednakowy. Ponieważ obserwacje gwiazd

s ą ostatecznie odnoszone do któregoś z tych systemów, wpcowadza to

od-296 M. Kubiak

Rys. 1. Porównanie względnych przebiegów widma a Lyrae w różnych systemach spektrofotometrycznych

Skala temperatur efektywnych .

₂₀₇

p o w ie d n ią n ie p e w n o ść w s k a li tem peratur efekty w ny ch. R y sune k 2 p rze d staw ia po rów nanie w yników spektrofotom etrycznych o b se rw a cji gw iazd y

1

A n d z do­ pasow anym do n ich w idm em teo retycznym , o d p o w ia d a jąc y m tem peraturze efektyw nej 12 600° O e = 5040/T g = 0,4 0 ). O b serw acje gw iazd y były zreduko­

wane do system u H a y e sa .

O b se rw a cje spek tro fo tom etryczne , w ykonane przez W o l f f a e t a l. (1968) d la g w iazd typu A i p rze z autora d la g w ia zd typu B , p o z w o liły n a u zy sk a n ie p ó łe m p iry c zn e j s k a li tem peratur d la obu zak resów typów w idm ow ych. P o rów ­ n a n ie te j s k a li z w y n ik a m i om ów ionym i p o przedn io po k a zan e je s t n a ry s. 3.

7. Z A K O Ń C Z E N IE

N a rys. 3 op rócz w yznaczeti o b se rw a cy jn y ch , d la u z u p e łn ie n ia obrazu p rze d s ta w io n a je s t ró w n ie ż czy sto te o re ty c zn a s k a la tem peratur efektyw nych po d an a p rze z M o r t o n a i A d a m s a (1968) i zrew ido w ana n a s tę p n ie p rze z

+a

r

^ ^ °

■ &t al a f undament al na

* ° Hanburi j Brown et.aL

+ Hanbury Brown-irewidowana

{

• obs.gwiatd B (spektrofotometria

%

L

Wol|t et.aL

@ Stortcc

_Morton, Adam s -trewtdowana

/ »

_ i ____

1

____

1

1

1

1

____

1

1

____

1

____

1

____

1

____

1

____ i____

1

____

1

____

1

—

1

______

0 J fi f i

f i

ip £ l/t (B-V\

298

M. Kubiak

S t r o ma i P e t e r s o n a (1968). Została ona uzyskana w oparciu o modele

atmosfer, a następnie związana ze skalą

B— V

za pomocą pomiarów skoku

Balmera wykonanych przez C h a l o n g e ’ a i D i v a n (1952). Jednocześnie ze skalą temperatur efektywnych Mo r t o n i A d a m s podali skalę teoretycz­ nych poprawek bolometrycznych. Została ona wykorzystana do wyznaczenia

temperatur efektywnych z danych H a n b u r y B r o w n a wg równania (9). W czterech przypadkach jest przy tym uwzględniona absorpcja międzygwiazdowa, nie brana pod uwagę w oryginalnej pracy.

Do czasu ustalenia skali poprawek bolometrycznych i skali temperatur efektywnych na podstawie obserwacji spoza atmosfery ziemskiej będziemy zmuszeni do korzystania z przedstawionych tutaj wyników, które siłą rzeczy są wysoce niejednorodne. Nie wydaje się możliwe, by obserwacje naziemne

mogły doprowadzić do istotnego uściślenia zależności

B — V — T

g . Można

co najwyżej oczekiwac ujednorodnienia skali temperatur efektywnych w całym zakresie typów widmowych, a to w głównej mierze przez konstruowanie roz­ ległych siatek jednorodnych modeli teoretycznych oraz rozszerzenie programu interferometrycznych obserwacji średnic gwiazd.

L I T E R A T U R A

A l le n , K .U ., I960, Astrofizi£eskije Veli2iny.

B r a d l e y , P .T . and Mo r t o n , D .C ., 1969, Ap. J. 156, 687. C h a l o n g e , D.and D i v a n , L ., 1952, Ann. d'Ap. 15, 2ol. C i t t e r s , B. and M o r t o n , D .C ., 1970, Ap. J. 161, 695.

H a n b u r y B r o w n , R., D a v i s , J., A l l e n , L . R . , R o m e , J.M ., 1967, M.N. 137, 393. H a r r i s , D. L ., 1961, Planets and Satelites, ed G. Kuiper and B. Middlehorst.

H a r r i s , D. L., 1963. Basic Astronomical Data, ed. K. Strand. H a y e s , D., 1970, Ap. J., 159, 165. K u i p e r , G., 1938, A p .J., 88, 429. Mi ha l a s , D., 1965, Ap.J. Supplement, 9, 321. Mi h a l as, D., 1966, A p .J. Supplement, 13, 92. Mo r t o n , D., A d a m s , Th., 1968, Ap. J., 151, 611. Olce, J .B ., 1964, A p .J. 140, 689. O k e , J .B ., S c h i l d , R., 1970, Ap. J., 161, 1015. P e t t i t , E., N i c h o l s o n , S., 1928, A p .J., 68, 279. Sma k, J . I . , 1966, Acta astr.„ 16, 1.

St rom, S .E ., P e t e r s o n , D.M., 1968, A p .J., 152, 859. W i l l s t r o p , R. V. , 1965, Mem. R. astr. Soc., 69, 83.

Wolf , N., S c h w a r z s c h i 1 d, M., R o s e , W., 1964, A p .J. 140, 833. W o l f f , S., K u h i , L., H a y e s , D., 1968, A p .J., 152, 871.

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XIX (1971). Zeszyt 4

PO C ZĄ T K I KOSMOCHEM1I O RG A N ICZN E J

B R O N I S Ł A W K U C H O W I C Z W ydział Chemii UW, Warszawa

HA4AJ1A OPrAHMHECKOft KOCMOXMMWM

B. K y x o B H q

CoflepacaHHe

y cjiobho, nccjie/ioBaHne 3Be3flHbix cneKTpoB u ycTaHOBJieHHe pacnpocTpa- HeHHOCTefi XMMH4eCKMX

3

JieMeHT

0

B

MO)KHO ÓblJIO

Ha

3

BaTb

KOCMOXHMHeil,

nOKa

cymecTBOBaji TOJibKO KocMUMecKHił 3KBHBajieHT HeopraHHxecKofi XMMMH. flpw-

MeHeHwe paflnoTejiecKonoB k noncKy xapaKTepncTwqecKnx MOJiBKyjiHpHUX

iiacTOT npMBejio k B03HHKH0BeHm0 oprammecKofi kocmoxhmhh. lloKa (anpejib

1971) M3BecTHbi 16 cjioxom x MOJieKyji b ra30Bbix o5jiaKax Me*3Be3aaoro

lipOCTpaHCTBa yTOHHeHUbie MCTOflbl Jia₆₀paT₀pHblX HCCJieflOBaHMti JiyHHOtt TlbUlM M MeTeopMTHOii MaTepMH COCTaBJlJUOT flOnOJlHWTe^bHbie CpeUCTBa nOHCKOB BHe3eMH0ti XMMM4eCK0M 3B0JH0UMK.

THE BEGINNINGS O F ORGANIC COSMOCHEMISTRY

A b s t r a c t

Though the study of stellar spectra and the determination of the abundances of elements in stellar atmospheres may deserve the name of cosmochemistry, until very recently only the cosmic counterpart of inorganic chemistry existed. Since three years the application of radio telescopes to a search for molecular spectral lines from space started what may be now called the organic cos­ mochemistry. Sixteen kinds of complex molecules are known to exist in the gas clouds of interstellar space (in April 1971). Sophisticated methods of laboratory investigations on the Moon dust and meteorite matter provide additional tools for studing the extraterrestrial chemical evolution.

2 — Postępy Astronomii, z. 4

300 B. Kuchowicz

1. WSTĘP

Informacje o cząsteczkach chemicznych w materii pozaziemskiej były do niedawna niezwykle skępe. Jedli nie liczyć wyników badań laboratoryjnych nad składem chemicznym materii meteorytowej, to wiadomo było cokolwiek jedynie o niektórych cząsteczkach, które najskuteczniej opierają się rozerwa­ niu w wysokich temperaturach (tlenki metali oraz proste cząsteczki i rodniki zawierające wegiel i/lub wodór, np. C „ CN, CH, A1H). Większość znanych cząsteczek znajduje się w atmosferach chłodniejszych gwiazd*.

Pewne informacje o obecności cząsteczek w przestrzeni mię,dzy gwiazdami uzyskano w podobny sposób, jak informacje o niektórych pierwiastkach w prze* strzeni (stwierdzając, że pewne linie nie ulegają przesunięciom, spowodowa­ nym przez ruch badanych gwiazd). W ten sposób, na podstawie widm optycz­ nych, obecność molekuł CH, CN i C H + w przestrzeni stw ierdzili już dawno temu S w i n g s i R o s e n f e l d (1937), M c K e l l a r (1940) oraz D o u g l a s i H e r z b e r g (1941).

Upłynęło ponad dwadzieścia lat zanim do posiadanych informacji udałó się dołączyć dalsze. W tym czasie nastąpił silny rozwój radioastronomii, która miała stać się zasadniczym czynnikiem powstania kosmochemii molekular­ nej. U źródeł tego zjawiska tkwi prosty fakt, że spora część widm molekular­ nych znajduje się w zakresie radiowym. Już w 1963 r. pojawiło się pierwsze doniesienie ( We i n r ć b i in. 1963) o wykryciu lin ii rodnika “ OH, wkrótce ( R o g e r s i B a r r e t t 1966) doniesiono o detekcji lin ii rodnika ‘’ OH.

Fakt, że ponad trzydziestoletnie poszukiwania złożonych molekuł w prze­ strzeni kosmicznej zostały uwieńczone odkryciem tylko prostych molekuł dwuatomowych, nie zdawał się rokować większych nadziei na jakiś istotny, jakościowy przełom w tej dziedzinie. Przywykło się nie doceniać tempa tworze­ nia cząstek chemicznych w przestrzeni, przeceniać natomiast mechanizmy prowadzące do rozbicia tychże cząsteczek. Panowało przekonanie, że molekuły wieloatomowe nie istn ie ją w wystarczającej ilości, by można je było z Ziemi zaobserwować. Tymczasem dalszy rozwdj radioastronomii za d a ł kłam tej te­ zie: w chwili obecnej znamy już kilkanaście molekuł z różnych obszarów przestrzeni kosmicznej, zaś lista ich nieustannie rośnie. W ciągu kilku lat — od roku 1968, kiedy pojawiły się pierwsze doniesienia o wykryciu lin ii

♦M ówiąc w d alszym c i$ gu o c z ą s te c z k a c h , będziem y m ie li na m y śli ta k że i rod­ n ik i chem iczne w ro d za ju CH itp. W atm osferach g w iazd, ja k rów nież w prze strze ni m iędzy gw iazd ow e j, w której przy zn iko m e j g ę s to ś c i m aterii praw dopodobieństw o zderzeń rodników ze s o b ą je st znikom e, nie grozi im praktycznie rekom binacja. Z a s a d ­ n iczo nie r ó ż n ię sig one s t a b iln o ś c ią od norm alnych c z ą s te c z e k , znanych z warunków z ie m s k ic h , nie ma w igc powodu dla traktow ania rodników (i jonów m olekularnych) jako c ze go ś is to tn ie odm iennego od zw ykłych m oleknł.

P o c z ą t k i kosm ochem ii o r g a n ic z n e j

₃₀₁

radiowych c z ą s t e c z e k wody, amoniaku i aldehydu mrowkówego — narodziła s i g nowa d y scy p lin a astronom iczna; kosm ochem ia organiczn a p rzestrzeni m igdzygw iazdow ej, uprawiana przede w szy stkim metodami radioastronom ii i rzu tu ją ca w s p o s ó b niezwykle istotny na n a s z e wyobrażenia o m ożliw ości istn ien ia ż y c ia w k o sm o sie .

2. M O LEK U ŁY Z P R Z E S T R Z E N I MIĘDZYGWIAZDOWEJ

S e ria odkryć ro z p o częła s i g od d on iesień grupy z Berkeley o o b serw acji linii em isyjnych amoniaku w z a k re sie pomigdzy 1,2 a 1,34 cm ( C h e u n g i in. 1968) oraz wody na d łu g o ś c i fali 1,35 cm ( C h e u n g i in. 1969a). Przy u życiu z a ś rad ioteleskop u w Green Bank ( B u h l i in. 1969a; S n y d e r i in. 1969; P a l m e r i in. 1969; Z u c k e r m a n i in. 1969) wykryto linię a b so rp ­ c y jn ą molekuły aldehydu mrówkowego HjCO (długość! fali 6 ,2 cm). T o o s ta t­ nie odkrycie stanow ić może drugi punkt zwrotny dla chemii organiczn ej, o do­ n i o s ł o ś c i porównywalnej z s y n t e z ą laboratoryjną pierw szej su b s ta n c ji orga­ nicznej — mocznika — dokonaną przez W o h l e r a w 1828 r. D z iś już widzimy wyraźnie, że w 1969 r. narodziła s i g kosmochemia organiczna. Spośród dwuna­ stu m olekuł i rodników chemicznych, których ob ecn ość stwierdzono| nastgpnie w p rzestrzeni kosm iczn ej a ż do chwili p is a n ia tego artykułu (maj 1971), co najmniej osiem należy do chemii organ iczn ej: cyjan (CN)a, cyjanowodór (HCN), cy jan o acety len (H — C = C — C = N), kwas mrówkowy (HCOOH), alkohol metylowy (CH,OH), formamid (NH,COH), acetonitryl (CHS — C = N ) oraz nieznana

molekuła, która może być prawdopodobnie jonem molekularnym HCO+ . P o lo ­ wanie na c z ą s t e c z k i w p rzestrzen i k osm icz n ej trwa jednak nadal i już w chwili wydrukowania n in ie jsz e g o artykułu lic z b a znanych molekuł' z k o s m o s u może ulec zw ięk szen iu . J e s t r z e c z ą co najmniej z a s t a n a w ia ją c ą , że niektóre mole­ kuły wieloatomowe w y d a ją s i ę w ystępow ać o b ficiej niż c z ą s teczki p ro śc ie j zbudowane. D la c z e g o tak j e s t , nie umiemy w chwili obecnej odpow iedzieć. R odzi s i ę jednak n a d z ie ja , że obłoki materii k osm icz n ej m ogą zawierać molekuły j e s z c z e bardziej złożone, być może nawet takie zw iąz k i, które s t a ­ now ią podstawowe skład n iki białek i kwasów nukleinowych.

Informacje o kolejnych odkryciach złożonych m olekuł w p r z e s tr z e n i k o s ­ m icznej u k a z u ją s i g z a z w y cza j w „International Astronomical Union C ircu lar” , d łu ż s z e z a ś spraw o zdania z o b serw ac ji — w „ A s t r o p h y s i c a l Journal L e t t e r s ” . Uważne studiowanie obu wspomnianych wydawnictw na b i e ż ą c o pozwoli C z y t e l­ nikom n in ie jsz e g o artykułu na stałą^ a k t u a li z a c ję sw ej wiedzy o odkrytych już molekułach. Ja k dotąd, ogromną w i g k s z o ś ć odkryć wykonano przy użyciu radioteleskopów N ational Rad io Astronomical Observatory: 140-stopowego (42,7 m) w Green Bank i 36-stopowych (11 m) z Kitt P e a k i Green Bank.

302 B. Kuchowicz

W przeglądzie naszym interesować nas będzie obecność różnych molekuł w przestrzeni kosmicznej przede wszystkim z punktu widzenia chemii. Aspektów typowo radioastronomicznych nie będziemy poruszać, choćby z uwagi na brak miejsca i fakt, że autor przeglądu nie jest radioastronomem. Nie jest także możliwe nawet wyliczenie wszystkich prac, dotyczących problematyki złożo­ nych molekuł- w kosmosie, ograniczymy się jedynie do cytowania prac, w któ­ rych po raz pierwszy doniesiono o odkryciu określonej cząsteczki chemicznej, jak również do pewnych wybranych prac kontynuatorskich.

Zacznijmy od odkrytego już dawno rodnika hydroksylowego. Różnica po­ między częstościami promieniowania emitowanego przez molekuły zawierające lekki izotop tlenu (“ 0) i izotop ciężki (**0) pozwala na wyznaczenie składu izotopowego tlenu w różnych obszarach galaktyki. W i l s o n i B a r r e t t (1970), na podstawie obserwacji natężenia lin ii rodnika “ OH, oszaćow ali stosunek obfitości “ O H t^ O H w obszarze centrum Galaktyki na 1:390; na Ziemi sto­ sunek ten wynosi 1: 490.

Niepodobna wymieniać wszystkich prac, poświęconych badaniom nad linia­ mi najwcześniej wykrytych molekuł: rodnika hydroksylowego, wody, amoniaku, aldehydu mrówkowego. Przykładowo wspomnimy o wyznaczeniu rozkładu gę­ stości i szybkości molekuł amoniaku w obszarze Sgr B2 ( C h e u n g i in. l% 9 b ) oraz o obserwacjach krótkookresowej zmienności lin ii emisyjnej pary wodnej w widmach kilku źródeł ( K n o w l e s i in. 1969; B u h l i in. 1969b).

Jeśli chodzi o aldehyd mrówkowy, to istotne wydaje się rozszyfrowanie składu izotopowego węgla w molekułach tegoż aldehydu ( Z u c k e r r a a n i in. 1969) dzięki temu, że częstość, przy której zachodzi absorpcja promieniowania ciągłego przez molekułę Hj1JC160 (4829,65 MHz) różni się od częstości, przy której absorbuje molekuła Hj, l Cl ł O (4593,26 MHz). Stwierdzono, że stosunek obfitości IJC : l!C jest mniejszy niż 10:1 dla dwóch radioźródeł, dla których zaobserwowano absorpcję. Tymczasem skład izotopowy węgla ziemskiego wynosi 1JC : ł ł C = 8 9 :1 . Wiadomo, że skład izotopowy materii kosmicznej wskazuje na ewolucję jądrowy, jaką materia ta odbyła; informacja uzyskana poprzez badania radioastronomiczne może w ten sposób rzutować na teorie nukleosyntezy pierwiastków chemicznych.

Aldehyd mrówkowy okazał się dość rozpowszechnionym w kosmosie

związkiem chemicznym. W wyniku przeglądu nieba dokonanego przy użyciu dużego radioteleskopu z NRAO ( Z u c k e r m a n i in. 1970a) okazało sig, że linie absorpcyjne aldehydu mrówkowego występują w kilkudziesięciu źródłach galaktycznych i pozagalaktycznych. Szybkości molekuł H ,C 0 odpowiadają często szybkościom OH i H. Gęstość numeryczna molekuł H ,C 0 wydaje się leżeć pomiędzy 10“ a 1015 w cm3 i na ogół jest względna obfitość H,CO/HI~10"\ L in ię emisyjną tlenku węgla CO po raz pierwszy zaobserwowano na Kitt Peak w dniu 4 kwietnia ub. roku ( J e f f e r t s , P e n z i a s i W i l s o n 1970a).

P o c z ą t k i k o s m o c h e m i i o r g a n i c z n e j

303

Stwierdzono jej obecność w pięciu źródłach: Orionie A, Sgr A, Sgr B2, W3 i W51. O becność tej linii stw ierdzono również w IRC + 10216 ( S o l o m o n i in. 1971a) i £ Ophiuchi ( S m i t h i S t e c h e r 1971).

L in ię e m isy jn ą 3,4 mm (88,6 GHz) molekuły HCN odkryli B u h l i S n y d e r (1070a) w źródłach W49, W51, W3, Sgr A, DR 21 i Orionie A. Była to linia odpow iadająca przejściom radiowym molekuły, z a w ierającej izotop węgla 1JC. P rz e jśc ia m i dla molekuły cyjanowodoru za w ie ra jąc e j UC zajmowali s i ę w na­ s tę p n e j swej pracy S n y d e r i B u h l (1971); ok reślili oni również skład izotopowy węgla w Orionie A i Sgr A.

L in ię em isyjną cyjanoacetylenu (3,3 cm) odkrył T u r n e r (1 9 7 0 a , 1971) w radioźródle Sgr B2. Szybkości radialne molekuł cyjanoacetylenu z powyż­ sz e g o źródła ( ~ 6 4 k m /s), obliczone na podstawie przesunięć dopplerowskich, w y d a ją s ię zgadzać z wynikami analogicznych obliczeń dla molekuł' aldehydu mrówkowego i rodnika OH w tymże źródle. L inii c y jan o acety len u nie udało s ig , jak dotąd, wykryć w innych radioźródłach zaw ierających OH, HCN i H ,C 0 .

Obserw acje rodnika CN w mgławicy Oriona i W51 przedstaw ili J e f f e r t s , P e n z i a s i W i l s o n (1070b). W październiku ub. roku ukazałb s i ę d o n ie s ie ­ n ie o odkryciu linii 18 cm kwasu mrówkowego ( Z u c k e r m a n i in. 1970b). D okładniejsze informacje o obfitości tego n ajp ro stsz e g o kwasu organicznego ukazały s i ę w bieżącym roku ( Z u c k e r m a n i in. 1°71). L inię em isy jn ą tego kwasu zaobserwowano w radioźródle Sgr B2, które s ta je s ię nader dogodnym -łowiskiem d la -łowców molekuł. I s t n i e j ą ta k że mniej już pewne w sk a z a n ia na rzecz o becności m olek u ł'k w asu mrówkowego w Sgr A. Pod koniec ubiegłego roku ukazało s ię j e s z c z e d o n ie sie n ie o wykryciu linii 36 cm (834 MHz) alko­ holu metylowego w kierunku na radioźródła Sgr A i Sgr B ( B a l l i in. 1970). Odkrycie linii molekularnego wodoru ( C a r r u t h e r s l 9 7 0 a , b) dokonane zo sta ło przy użyciu całkiem odmiennej aparatury niż we w szy stk ich poprzed­ nich przypadkach. Na pokładzie rakiety um ieszczono detektory promieniowa­ nia nadfiołkowego i zaobserwowano w dalekim nadfiolecie linie molekuł wodo­

ru w kierunku na

Ę,

P e r s e i . Widmo

UV

su g eru je, jakoby g ę sto ść warstwy mole­

kularnego wodoru w kierunku tym w ynosiła ok. 5 • 1019 na cm1, co byłoby po­ równywalne z g ę s t o ś c i ą atomowego wodoru w tymże kierunku.

F a k t, iż rozpow szechnienie molekuły H ,C 0 było zaledwie o dwa rzędy w ielk o ści n iż s z e od rozpow szechnienia OH, wydaje s i ę w skazywać na duże s z a n s e obserw acji innych wieloatomowych c z ą s te c z e k . Można np. s ą d z i ć , że da s ię zaobserwować produkty pośrednie sy n tezy aldehydu mrówkowego, która może p rzebiegać w te n oto sposób:

CO + H HCO (lub CO + H, -* HCO + H)

304 B. K uchow icz

B yć może, jeden z takich możliwych produktów pośrednich zaobserw ow ali w łaśn ie B u h l i S n y d e r (1970b), którzy odkryty przez sie b ie niezn a n ą molekułę nazw ali żartobliwie ,,X -ogenem ” . Zdaniem K l e m p e r e r a (1970) mieli oni obserwować promieniowanie radiowe jonu molekularnego HCO+ , emito­ wane przy je g o p rzejęc iu z jednego stan u rotacyjn ego do drugiego. P o w y ż sz y jon może s i ę tworzyć np. w wyniku fotolizy molekuły aldehydu mrówkowego. J e ś l i p rz y ją ć , że zaobserwowano linię p o c h o d z ą c ą od jonu za w ie ra ją ce go l ż e j s z y izotop w ęgla lJC , to warto chyba j e s z c z e p rz y stą p ić do poszukiwań linii jonu z mniej rozpowszechnionym izotopem w ęgla lJC.

Rok b ie ż ą c y p rzy n ió sł odkrycie czterech d a lsz y c h m olekuł w k o sm o sie. W dniu 23 marca wykryto amid kw asu mrówkowego, c z y li formamid — drugą z kolei po alkoholu metylowym molekułę sz e ść io a to m o w ą . L in i e em isyjne ok. 6 cm wykryto w kierunku Sgr A i Sgr B 2 . D ługości linii z o b se rw a c ji po­ równano z odpowiednimi liniami w laboratorium, nic więc dziwnego, że wśród współautorów d o n ie sie n ia obok astronomów z n ale źli s ię i chemicy ( R u b i n i in. 1971). W IAU Circular doniesiono także o odkryciu linii czterech molekuł, dokonanym j e s z c z e w lutym b.r. ( S o l o m o n i in. 1971b): acetonitrylu CHSCN — trz eciej c z ą s t e c z k i sz e śc io a to m o w e j, tle n o siarczk u w ęgla OCS i rodnika C S ( s ia r c z e k w ęgla). L in ie acetonitrylu zaobserwowano w Sgr B 2 i Sgr A, linię tlen osiarczk u węgla w Sgr B 2 , linię C S — w Orionie A, W51, DR 21 i IRC + 10216.

Warto na koniec wspomnieć obok tego w sz y stk ie g o i o wyniku negatywnym. P o sz u k iw a n ia a ż w 67 ob szara ch Galaktyki linii widmowych, pochodzących od c z ą s t e c z k i tlenku azotu (NO) nie przyniosły na razie rezultatu ( T u r n e r i in. 1970).

3. ZWIĄZKI O RG A NICZNE Z MATERII M ETEORY TO W EJ I KSIĘŻ YCO W EJ

C ałkiem odmienna od wspomnianej w poprzednim roz d zia le je s t metodyka badaii nad związkami organicznymi w próbach materii kosm icz n ej, które udało s i ę nam sprow adzić na Ziemię (pył z K s i ę ż y c a ) , czy też która przypadkiem na Ziemię s p a d a ł a (meteoryty). Dotyczy to w s z c z e g ó l n o ś c i poszukiwań abio- gennych aminokwasów. N ieraz już w minionych latach wydzielano różne su b ­ sta n c je organiczne z meteorytów, warto w s z c z e g ó l n o ś c i wspomnieć o o b ser­ w acjach aminokwasów j e s z c z e przed 8 laty ( K a p l a n i in. 1963). Istniały jednak poważne z a s tr z e ż e n ia do tych wyników, podejrzewano bowiem z a ­ n ie c z y s z c z e n ie próbek materii meteorytowej su b sta n cja m i organicznymi po­ chodzenia z ie m sk ie g o . O statnio dwie grupy b a d a cz y doniosły o o b serw acji am inokwasów: glicyny i alaniny w pyle księżycow ym sprowadzonym przez wyprawę Apollo 11 ( F o x i in. 1970a; N a g y i współpr. 1970); dw ie inne

Początki kosmochemii organicznej 305

grupy, którymi kierowali P o n n a m p e r u m a i O r d , nie zaobserwowały nato­ miast aminokwasów. Problem jest więc nadal otwarty.

Rys. 1. Chromatogram gazowy zhydrolizowanego wyciągu wodnego z meteorytu Murchi­ son ( K v e n v o l d e n i in. 1970). Strza-łki z podanymi cyframi oznaczają poszczególne aminokwasy: 1) 2-met'yloalaninę, 2) D-waling, 3) L-walinę, 4) D-alaninę, 5) L-alaninę, 6) sarkozynę, 7) glicynę, 8) D-prolinę, 9) L-prolinę, 10) kwas D-glutaminowy, 11) kwas L-glutaminowy. Łatwo dostrzec, źe odmiany lewoskrętne (L) i prawoskrętne (D) czterech

aminokwasów wchodzących w skład białek w ystępują w zbliżonych ilościach

Grupy P o n n a m p e r u m y ( K v e n v o l d e n i in. 1970) i O r ó (1971) przed­ stawiły również wyniki badad nad zawartością aminokwasów w materii z meteo* rytu Murchison, który spadł w Australii 28 września 1969 r. P o n n a m p e r u ­ ma ze współpracownikami pobrał próbkę 10 g z wnętrza meteorytu oraz po sproszkowaniu i zmieszaniu z wodą dokonał analizy zhydrolizowanego wy­ ciągu wodnego metodami chromatografii jonowymiennej. Na tej drodze stwier­

dzono występowanie pięciu aminokwasów, które wchodzą w skład protein

istot żywych, jak również 11 dalszych aminokwasów, które w organizmach żywych albo nie występują wcale, albo też pojaw iają się rzadko. Obok po­ wyższej metody P o n n a m p e r u m a posługiwał się chromatografią gazową dla uzyskania informacji o aktywności optycznej aminokwasów. Wiadomo, że białka w organizmach żywych zawierają wyłącznie aminokwasy lewoskręt- ne, podczas gdy synteza laboratoryjna, abiogenna prowadzi do wytworzenia optycznie nieczynnych racematów, mieszanin formy lewo- i prawoskrętnej w jednakowych • ilościach. Okazało sig, że rozpowszechnienie form

lewo-T a b e a-am inolcwasy (w chodzące w skład b ia łe k ), których obecność stw ierdzono w m aterii meteo aldehydu mrdwko

l a 1

rytowej lub k s ię ży c o w e j, b ąd ź te ż które udało s ig wytworzyć poprzez podgrzanie wego z am oniakiem

Stw ierdzenie o be cn ości w m aterii p o za zie m s k ie j meteoryt M urchison p y ł księ ży c o w y

Synteza z H jC O i N HS (Fox 1970b) — obecność: K venvolden i w spółpr. * (1970), Oró i w spólpr. (1971) J a k w y że j ► J a k w y łe j Fox i w spółpr. (1970a), *Nagy i hi. (1970).

V patrz Harada i in. (1971)

stw ierdzona )> r ó ż n y m i m etodami S- w ątp liw a stw ierdzona różny m i metodami > w ątpliw a stw ierdzona różny m i m etodam i

308

B. Kuchowicz

i prawoskrętnych je s t podobne, co może św iadczyć o tym, iż aminokwasy znalezione w meteorycie Murchison s ą produktem samorzutnej syntezy chemicz­ n ej, która odbyła s i ę we wnętrzu meteorytu, a nie pochodzą z zan iec zy szczę * nia organicznymi substancjam i ziemskimi pochodzenia biologicznego.

T ab ela 1 zawiera zestaw ienie w ażniejszych aminokwasów, o których mowa je s t w tym rozdziale i w następnym. Uwzględniono tylko te aminokwasy, które wchodzą w skład białek. S ą to tzw. a-aminokwasy, w których zasadow a grupa aminowa (NH,) i kwasowa grupa karboksylowa (COOH) s ą połączone z tym samym atomem w ęgla. N ajprostszym ze wspomnianych aminokwasów je s t gli­ cyna, zaw ierająca obok dwóch wspomnianych grup funkcyjnych je sz c z e dwa atomy wodoru. W następnych aminokwasach zam iast jednego z tych atomów wodoru p o jaw iają s i ę różne rodniki chemiczne.

Wyniki badań grupy P o n n a m p e r u m y zostały potwierdzone przez grupę O ró (1971) metodą kombinowaną chromatografii gazowej i spektrometrii m as.

Uzyskano także informacje o występowaniu węglowodorów alifatycznych

i aromatycznych.

4. A SPEK TY FIZY C ZN E I CHEMICZNE

Po tym krótkim przedstaw ieniu dość niezwykłych rezultatów poszukiwali związków organicznych w przestrzeni kosm icznej i w grudkach materii z k o s­ mosu można zadaó pytanie: Co z tego w łaściw ie wynika? Ja k ie je s t znacze­ nie tych badarf?

O aspektach fizycznych wspomnę bardzo pobieżnie, bo nie o to mi chodzi w tym przeglądzie. N ajw ażn iejsze je s t chyba odkrycie tego, że mechanizm maserowy je s t dość powszechnym mechanizmem em isji promieniowania we W szechśw iecie. Ju ż od dawna wiadomo, że linia 18 cm rodnika OH wykazuje wiele osob liw ości; wytłumaczenie ich za pomocą mechanizmu maserowego wydaje s ię d z iś jedynym rozsądnym wyjaśnieniem . Podobnie ma s ię sprawa z promieniowaniem pochodzącym od cząste c ze k wody i amoniaku, czy aldehydu mrówkowego. W szystkich zainteresowanych tym aspektem odsyłam do artykułu przeglądowego T u r n e r a (1970b), w którym znaleźć można również odnośniki do wielu prac oryginalnych.

Istotnym aspektem chemicznym obserw acji molekuł organicznych w prze­ strzeni kosm icznej i w materii meteorytowej, czy księżycow ej je s t ew olucja chemiczna m aterii. D otychczas sądzono, że promieniowanie nadfiołkowe nie pozwoli wytworzyć s ię złożonym cząsteczkom w przestrzeni międzygwiazdo- w ej. O bserwacje w sk azu ją, że tak nie je s t. W przestrzeni kosm icznej pow stają samorzutnie przynajmniej niektóre spośród tych związków chemicznych, które stan ow ią niezbędną podstawę dla życia organicznego. Zaczyna s ię rodzić

Początki kosmochemii organicznej

309

przekonanie, że j e s t tylko k w e stią odpowiednio c z u łe j aparatury i c z a s u odpowiedź, czy uda s i ę zaobserw ow ać linie radiowe molekuł aminokwasów, czy też innych złożonych s u b s t a n c ji organicznych. I tak spotkałem s i ę z przy­ p u szcze n ie m , że nadchodzi kolej na wykrycie m olek u ł aldehydu octowego (CHjCHO) i kw asu octowego (CHjCOOH), a p rz e c ie ż s ą to już molekuły s i e d ­ mio- i ośmioatomowe i nie j e s t od nich d aleko do n a jp r o s t s z e g o am inokwasu - glicyny.

Zwróćmy j e s z c z e uwagę na kw estię ew olucji chem icznej materii, która stan ow ić ma istotny etap dziejó w materii przed powstaniem ż y c ia . Od dłuż­ s z e g o już c z a s u liczn e grupy uczonych za jm u ją s i g s y n t e z ą elementarnych składników m a k ro c z ą ste c z e k biologicznych: b iałek i kwasów nukleinowych. Wiemy, że pod działa n iem takich czynników, jak w ysok a temperatura, wyłado­ w ania elektryczne itp. z m ieszanin y kilku prostych s u b s t a n c ji d a d z ą s i g wytworzyć złożone zw iązki organiczne. O statnio F o x i W i n d s o r (1970b) p rzed staw ili wyniki sy n te z y laboratoryjnej aminokwasów z m ieszan in y a l d e ­ hydu mrówkowego i amoniaku, a więc tych w łaśnie związków, które d o ść obfi­

cie w y stę p u ją w p rzestrzeni kosm iczn ej. Warunki, jakim poddano w laborato­ rium m ie sz a n in ę NH, i H2CO nie były w cale w yszukane: było to wyłącznie d z ia ła n ie n iew ysok iej temperatury, 1 8 5 °C . Wniosek z a ś n asuw a s i ę sam : Co j e s t możliwe w laboratorium ziem skim , może z a j ś ć i w laboratorium

kosmicznym.

D on iosłe z n acze n ie ma o b e cn o ść cyjanowodoru w p rzestrz en i k o sm ic z­ n e j. Gaz ten, z a b ó jc z y d la ist o t żywych, mógł od egrać isto tn ą rolę w ewolu­ c j i p reb iologiczn ej. W skazują na to laboratoryjne d o św ia d cz e n ia chemików. Hydroliza polimeru, utworzonego z cyjanowodoru, d a w a ła 14 aminokwasów ( M a t t h e w s i M o s e r 1967). Ostatnio F e r r i s i K u d e r (1970) przed­ staw ili rezultaty badaii laboratoryjnych nad p rzem ian ą cyjanowodoru w puryny — w ażny skład n ik kw asów nukleinowych. O kazało s i g , że pod działaniem ś w i a t ł a nadfiołkowego tetramer cyjanowodoru przechodzi w je d n ą z dwcfch z a s a d purynowych w y stęp u jący ch w kw asa ch nukleinowych — adeninę. Przy dodatkowej hydrolizie jed nego z produktów pośrednich p ow sta je druga z a ­ s a d a purynowa — guanina.

Adenina i guanina s ą to wprawdzie złożone związki h etero cyk liczne, mogą jed n ak tworzyć s i ę w re z u ltac ie ewolucji chem icznej w różnych o b szarach k o sm o su , w których nie d o sz ło j e s z c z e do wytworzenia układów planetar­ nych. P o w sta n ie tych i innych m olekuł organicznych j e s z c z e przed utworze­ niem s i ę planet nie może nie rzutować na zw ięk szen ie prawdopodobierfstwa sam orzutnego p ow staw an ia ży c ia w k o sm o sie . W oparciu o wyniki badań labora­ toryjnych nad s y n t e z ą złożonych związków organicznych oraz o rezultaty o b se rw a c ji radioastronom icznych r o d z ą s ię rozmaite sp e k u la c je z dziedziny

310 B . Kuchow ie z

egzobiologii, którymi się tu zajmować nie będziemy. Wystarczy może tego krótkiego przeglądu, by uwypuklić wzajemne powiązanie tak odległych pozor­ nie nauk, jak radioastronomia i chemia organiczna, masery i .powstanie życia. Nie chciałbym wywoł-ać wrażenia, jakoby z poszukiwań złożonych molekuł w kosm osie sam a astronomia jako taka nie m iała pożytku. Ju ż obecnie T .L . Wi l ­ s o n (1970) w ykorzystał obserw acje linii absorpcyjnych aldehydu mrówkowego w przestrzeni do w yznaczenia minimalnych o d ległości do obłoków, stanow ią­ cych p o zo stało ści po wybuchach gwiazd supernowych. A jakie je sz c z e będą zastosow an ia, nie wiemy. Wszak dopiero na naszych oczach tworzy się nowa dyscyplina naukowa. L I T E R A T U R A B a l l , J .A . , G o t t l i e b , C .A ., L i l l e y , A .E ., R a d f o r d , H .E ., 1970, A p .J . (L etters), 162, L 203. B u h l , D., S n y d e r , L .E ., Z u c k e r m a n , B. , P a l m e r , P. , 1969a, B u ll. Amer. Astron. S o c ., 1, 235. B u h l , D., S n y d e r , L .E ., S c h w a r t z , P .R ., B a r r e t t , A .H ., 1969b, A p .J . (L etters), 158, L 97.

B u h l , D., S n y d e r , L .E ., 1970a, I.A .U . C ircular, No. 2251. B u h l , D., S n y d e r , L .E ., 1970b, Nature, 228 , 267.

C a r r u t h e r s , G .R ., 1970a, I.A .U . C ircular, No. 2250. C a r r u t h e r s , G .R ., 1970b, A p .J . (L etters), 161, L 81.

C h e u n g , A .C ., R a n k , D.M., T o w n e s , C .H ., T h o r n t o n , D .D ., W e l c h , W .J., 1968, P h ys. Rev. L e tte rs, 21, 1701.

C h e u n g , A .C ., R a n k , D.M., T o w n e s , C .H ., T h o r n t o n , D.D ., W e l c h , W .J., 1969a, Nature, 221, 626.

C h e u n g , A .C ., R a n k , D.M., T o w n e s , C .H ., K n o w l e s , S.H ., S u l l i v a n , W.T., III, 1969b, A p .J . (L e tte rs), 157, L 1 3 .

D o u g l a s , A .E ., H e r z b e r g , G ., 1941, A p .J., 9 4 , 381.

F e r r i s , J .P ., K u d e r , J . E ., 1970, J.A m er. Chem. S o c ., 92, 2527.

F o x , S.W., H a r a d a , K., H a r e , P .E ., H i n s c h , G., M u e l l e r , G., 1970a, S cien ce, 167, 767.

F o x , S.W., W i n d s o r , C ., 1970b, S cien ce , 170, 984.

J e f f e r t s , K .B ., P e n z i a s , A .A ., W i l s o n , R.W., 1970a, I.A .U . C ircular No. 2231. J e f f e r t s , K .B ., P e n z i a s , A .A ., W i l s o n , R.W., 1970b, A p .J. (L etters), 161, L 87. K a p l a n , I.R ., D e g e n s , E .T ., R e u t e r , J.H ., 1963, Geochim. C osm . A cta, 27, 805. K l e m p e r e r , W., 1970, Nature, 227, 1230.

K n o w l e s , S.H ., M a y e r , C .H ., S u l l i v a n , W.T., III, C h e u n g , A .C ., 1969, Scien ce, 166, 221.

K v e n v o l d e n , K., L a w l e s s , J . , P e r i n g , K. , P e t t e r s o n , E. , F l o r e s , J . , P o nn a m p e r u m a , C. , K a p l a n , I.R ., M o o r e , C ., 1970, Nature, 228, 923. M c K e l l a r , A ., 1940, P ubl. Astron. Soc. P a c ific , 52, 187.