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 XX — ZESZYT 3
197 2
W A R S Z A W A • L I P I E C - W R Z E S I E Ń 1972
»
■OntryfyP 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
r
IV.
K W A R T A L N I K
TOM XX — ZESZYT 3
i 972
W A R S Z A W A • L I P I E C — W R Z E S I E Ń 1972
KO LEGIU M REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa
Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zoun, Warszawa
Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa
Adres Redakcji: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW
W Y D A W A N K L ZASH.KU POLSKI K| AKADKMII NAUK
Printed In Poland
Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1972
W jjd an le I. Nakład 499+121 egz. Ark. uipd. 5,25. Ark. druk 5 2/16. Papier druk. sat. ki. I I I , 80 g. 70x100. Podpisano do druku 18. V II. 1972 r.
Druk ukończono uj lip c u 1972 r. Z u m . 229. D-6. Cena zl 10.— Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XX (1972). Zeszyt 3
RUCHY KOMET
G R Z E G O R Z S I T A R S K I Z a k ła d Astronom ii PAN (W arszawa)
Referat przeglądow y w y g ło szo n y na XV Z je źd zie P T A
£BM)KEHME KOMET
T . Ch ta pck m C o a e p * a h h e
Ilpe^pTaBJieubi pe3yjibTaTbi coBpeMeHHbix mccjicflOBannii abhjkbhmh KOMeT
C I104TM- napa
60
JlMqeCKMMM OpbMTaMH H nepMOflMUeCKMX KOMeT. PacCMOTpeHbl rnnoTe3bt OopTa u Bhtkobckopo npoMcxowfleHMji komct, pe3yjibTa™ Mccjie- AOBaHMft 3BepxapTa u MccjieflOBaHMH Mapcaena u CeKaHMHbi HerpaBMTauwoH-HblX aHOMajWfi B £BM)KeHHflX nepMOflHHeCKMX KOMeT.
MOTION O F COMETS
A b s t r a c t
Recent results of investigations on the motion of comets with near-parabolic orbits and of short-period comets are presented. The hypothesis of origin of comets by O o r t and by W i t k o w s k i , results of investigations by E v e r h a r t and studies by M a r s d e n and S e k a n i n a on the nongravitational anomalies in the motion of short-period comets are discussed.
1. WSTĘP
Obok zaćmieri Słońca i nagłych rozbłysków gwiazd nowych, pojawienia się komet były zjawiskami niebieskimi notowanymi przez najstarsze kroniki. Cho ciaż jednak komety były obserwowane od tysięcy lat, dopiero pod koniec XVI wie
194
G. Sitarskik u u z n a n o je za c i a ł a n i e b i e s k i e i r o z p o c z ę t o b a d a n ia ic h r u c h u w p r z e s t r z e n i k o s m i c z n e j . A le z t e g o p u nktu w i d z e n i a m o ż n a t e ż p o w i e d z i e ć , ż e b a d a n i a r u chów k o m e t p r o w a d z i s i ę j u ż b l i s k o c z t e r y s t a l a t . J e s t to o k r e s n ie m a ły , j e ś l i w z ią ć pod uw agę* ż e c a ł a n a s z a w s p ó ł c z e s n a w i e d z a o W s z e c h ś w i e c i e , o b u d o w ie i e w o lu c ji g w i a z d i g a l a k t y k , w ra z z r o z w o je m r a d i o a s t r o n o m i i i o d k r y c ie m k w a z a r ó w i p u l s a r ó w - p o w s t a ł a w ł a ś c i w i e w c i ą g u o s t a t n i c h la t k i l k u d z i e s i ę c i u . W tym c z a s i e n a j n o w s z e z d o b y c z e t e c h n i k i , a p rz e d e w s z y s t k i m ma s z y n y c y f r o w e , s t o s o w a n o t a k ż e do b a d a n ia k o m e t. Gdyby je d n a k z a p y t a ć d z i s a s t r o n o m a , s k ą d s i ę b i o r ą k o m e ty , k tó r y c h co ro k u o d k ry w a s i ę po k il k a n o w y c h , to j e d y n ą s z c z e r ą i p r a w d z i w ą o d p o w i e d z i ą b y ło b y ••• nie w iem .
K a t a l o g o r b i t k o m e t P o r t e r a r e j e s t r u j e do korica 1965 r o k u 8 7 0 p o ja w i e ń do t y c z ą c y c h 583 in d y w id u a ln y c h k o m e t. Wśród n ic h 99 to komety k r ó tk o o k r e s o w e (o o k r e s a c h o b ie g ó w w o k ó ł S ł o ń c a m n i e j s z y c h od 2 0 0 l a t ) , z k tó r y c h w i ę c e j niż p o ło w a ma o k r e s y o b ie g ó w k r ó t s z e n iż 15 l a t . P o z o s t a ł e o k . 5 0 0 kom et ma or bity b l i s k i e p a r a b o l i , przy czym 2 8 4 komety m a j ą wy z n a c z o n e orbity z góry z a ł o żo n e ja k o p a r a b o l e , w śró d 130 k o m e t o w y d łu ż o n y c h o r b i t a c h e l i p t y c z n y c h p r z e w a ż a j ą c a w i ę k s z o ś ć ma o k r e s y o b ie g ó w r z ę d u d z i e s i ą t k ó w t y s i ę c y l a t , a 70 orbit h i p e r b o l i c z n y c h ma m im ośrody b l i s k i e j e d n o ś c i ( n a j w i ę k s z y m im ośród w y n o s z ą cy 1,013 ma o r b i t a ko m e ty B r o o k s a 1886 III).
T a k w i ę c w ś ró d o b s e r w o w a n y c h kom et w id a ć w y ra ź n y r o z d z i a ł n a dw ie grupy: komety k r ó t k o o k r e s o w e i kom ety o o r b i t a c h p r a w ie p a r a b o l i c z n y c h (które b ę d z ie m y d a l e j n a z y w a l i d la p r o s t o t y kom e tam i p a r a b o l i c z n y m i ) . W o b y d w u gru p a c h r o z k ł a d p o z o s t a ł y c h e le m e n tó w o rb it t e ż n ie j e s t j e d n a k o w y . R o z k ł a d n a c h y l e ń p ł a s z c z y z n o r b i t d o p ł a s z c z y z n y e k l ip t; ki w s k a z u j e , że w śr ó d k o m e t o k r e s o w y c h w i ę k s z o ś ć p o r u s z a s i ę ru ch e m p ro s ty m , n a t o m i a s t kom ety p a r a b o l i c z n e w w i ę k s z y m p r o c e n c i e o b i e g a j ą S ło ń c e ru c h e m w s t e c z n y m n i ż p ro sty m . O d l e g ł o ś c i p e ry h e lió w lim ito w a n e s ą j a s n o ś c i a m i k o m e t i z w i ą z a n ą z tym m oż li w o ś c i ą ic h d o s t r z e ż e n i a z Z ie m i, s t ą d ty lk o w n ie lic z n y c h p r z y p a d k a c h o d l e g ł o ś ć ' p e r y h e liu m p r z e k r a c z a 3 j . a . , a l e w ś r ó d k o m e t p a r a b o l i c z n y c h maksim um p r z y p a d a n a o k . 0 , 8 j . a . , p o d c z a s gdy d l a kom et o k r e s o w y c h maksim um to wy n o s i 1,5 j . a . R o z k ł a d d ł u g o ś c i w ę z łó w i a rg u m e n tó w s z e r o k o ś c i p e r y h e lió w j e s t m n ie j w i ę c e j r ó w n o m ie r n y . Dodajm y j e s z c z e o c z y w i s t y f a k t, ż e komety p a r a b o l i c z n e o b s e r w o w a n e s ą t y lk o w jednym p o j a w i e n i u , p o d c z a s gdy komety o k r e s o w e m o g ą b y ć — i n a j c z ę ś c i e j s ą — o b s e r w o w a n e w c z a s i e k ilk u z b l i ż e ń d o S ł o ń c a . Z te g o w ię c w z g l ę d u b a d a n ia ru ch ó w k o m e t z o b y d w u grup p r o w a d z o n e s ą o dm ie nnym i m e todam i.
2. KOMETY P A R A B O L I C Z N E
P o n a d 80% w s z y s t k i c h o b s e r w o w a n y c h kom et obie gło S ło ń c e po o r b ita c h z b l i ż o n y c h do p a r a b o l i . N a s u w a to m y ś l , że kom ety w o g ó l n o ś c i p r z y b y w a j ą
Ruchy komet
195
w 'pdbliże Stońca z ogromnych odległości poza granicami układu planetarnego, a być może nawet z przestrzeni międzygwiazdowej. Katalogi komet podają, jednak elementy heliocentrycznych orbit oskulacyjnych dla momentów przejść przez peryhelia, elementy te s ą więc w jakimś sensie skażone perturbacjami wywołanymi przez planety w okresie przechodzenia komety przez układ plane tarny. D la znalezienia elementów orbit (barycentrycznych) przed wejściem ko mety do układu planetarnego należy obliczyć te pert.irbacje; interesujące s ą tu w szczególności zmiany energetyczne wyrażające się zmianami odwrotności połowy w ielkiej osi orbity, l / a . Ciekawe były wyniki takich obliczeń dla ko met o onbitach — w epoce przejścia przez peryhelium — hiperboliczny.ch. Okaza ło się, że wszystkie one przed wejściem do układu planetarnego biegły po or bitach eliptycznych. O bliczenia wykonane przez G a l i b i n ę (1963) dla 57 ko met o obserwowanych orbitach hiperboliczr.ych wykazały^ że tylko sześć z nich poruszało się pierwotnie także po słabych hiperbolach; pozostałe zaś po elip sach. Ostatnio E v e r h a r t i R a g h a v a n (1970) przeprowadzili obliczenia zmian energetycznych podczas przejścia przez układ planetarny dla wszystkich komet parabolicznych obserwowanych od 1800 do 1970 roku (ok. 400) i po tw ierdzili fakt, że prawie wszystkie komety zbliżały się do Słońca po orbitach eliptycznych.
Powyższe fakty, znane już także z wcześniejszych badań, skłoniły O or ta (1950) do postawienia hipotezy o chmurze kometarnej rozciągającej się wokół Słońca w odległości od 50 do 150 tysięcy j.a . i przemieszczającej się wraz ze Słońcem w przestrzeni międzygwiezdnej. Komety, które miałyby w tej chmu rze prędkości skierowane w stronę Słońca, mogłyby się zbliżać po bardzo wy dłużonych elipsach na odległości umożliwiająpe dostrzeżenie komety z Ziemi. Okazuje się, że zapas takich komet rychło musiałby się wyczerpać, stwierdzono jednak, że perturbacje pochodzące od pobliskich gwiazd mogą być czynnikiem skierowującym nowe komety w stronę Słońca. Sam O o r t , a także inni (Mako- we r , Ś t e i n s ) badali to zagadnienie i stw ierdzili, że perturbacje wywołane przez gwiazdy wpływają przede wszystkim na odległość peryhelium i mogą zmienić orbitę prawie kołową na silnie wydłużoną. L iczebność chmury O o r t ocenia na 2-1011 komet o łącznej masie nie przekraczającej 1/10 masy Ziemi. 'G w iazdy otaczające Słońce s ą wprawdzie czynnikiem destrukcyjnym, ale O o r t
szacuje, że chmura kometarna w ciągu trzech miliardów lat traci ok. 1/8 liczby zawartych w niej komet, a więc jest jeszcze daleka od wyczerpania.
Hipoteza Oorta zyskała wielu zwolenników, zw łaszcza dzięki tzw. teorii dyfuzji wysuniętej przez W o er ko ma (1948) i rozpracowanej szerzej przez Ś t e i n s a (1961). W myśl tej teorii komety z chmury Oorta rzucone perturbacjami gwiazd w stronę Słońca i obiegające je dalej po orbitach eliptycznych o odle głościach peryhelijnych rzędu dziesiątków j.a . mogą stale przenikać bliżej Słońca dzięki perturbacjom wywołanym przez układ planetarny. Następuje
bo-1
%
G. Sitarskiwiem proces akumulacji przypadkowych perturbacji z każdego przejścia komety przez peryhelium. W rezultacie komety sprowadzone ju ż na odległości peryhe- lijne um ożliw iające dostrzeżenie z Ziemi m uszą podlegać pewnej selekcji statystycznej. Ś t e i n s wyprowadził' teoretyczne prawa, z których wynika, że dzięki dyfuzji komet: a) orbity o mniejszych półosiach m ają też mniejsze na chylenia, b) orbity o większych odległościach peryhelium q m ają mniejsze mimośrody, c) liczba nowych komet z danym q wzrasta dla mniejszych q. Słusz ność tych praw została potwierdzona numerycznie przez obliczenie perturbacji, jakim podległo 20 tysięcy hipotetycznych komet przechodzących przez układ planetarny ( S t e i n s i K r o n k a l n e 1964). Dodajmy jeszcze, że badania ruchu obserwowanych komet krótkookresowych potwierdziły nagromadzanie się per turbacji przy wielu obiegach komety wokół Słońca zgodnie z prawami dyfuzji ( K a z i m i r c z a k - P o ł o ń s k a 1967).
Tak więc hipoteza Oorta poparta teorią dyfuzji zdaje się dobrze tłumaczyć pochodzenie komet. Tymczasem w październiku 1967 r. na posiedzeniu Królew skiego Towarzystwa Astronomicznego w Londynie zebrani wysłuchali referatu L y t t l e t o n a (1968), który dowodzi, że rozumowanie O o r t a prowadzące do stwierdzenia istnienia chmury kometamej je st fałszywe. Otóż O o r t tworzy histogram rozkładu odwrotności połowy wielkich osi l / a i stwierdza, że prawie połowa badanych komet ma l / a w granicach od 0 do 5 '1 0 's j.a .'ł . Bezpośred nio stąd wyciąga wniosek, że w odległości ok. 105 j.a . od Słońca musi leżeć zgęszczenie orbit o takich półosiach. Pom ijając ju ż różne czynniki wpływające na niedokładność wyznaczenia wartości rozważanych parametrów oraz znikomą liczebność próbki statystycznej (zaledwie 22 komety!), L y t t l e t o n pokazuje, że w rozumowaniu O o r t a tkwi elementarny błąd matematyczny: je śli rozkład jakiegoś parametru ma w pewnym punkcie maksimum, nie znaczy to wcale, że rozkład odwrotności tego parametru będzie także wykazywał maksimum. Jeśli założymy, że liczebność parametru y w granicach o d y do y + dy będzie Niy)dy, to liczebność parametru % takiego, z’e y = fix), w granicach od x do x + dx będzie N [ fix )] f'ix )d x . Maksimum funkcji gęstości N (y) będzie istniało w punkcie y , w którym pochodna N ty ) = 0, natomiast maksimum funkcji gę
stości Mix) = N [fix)] f ' i x ) będzie w punkcie x , dla którego U 'ix ) = 0. Przyj mując teraz y = \/x = l / a można łatwo pokazać, że nawet przy równomiernym rozkładzie przestrzennym wielkich osi ich odwrotności będą miały maksimum w okolicy zera.
Kiytyka L y t t l e t o n a oczywiście nie podważa sensowności hipotezy Oorta. L y t t l e t o n m iał może szczególną satysfakcję dopatrując się błędu w rozumowaniu O o r t a , ponieważ nieco wcześniej on sam był twórcą innej hipotezy, która nie wytrzymała jednak potem wymowy danych obserwacyjnych. L y t t l e t o n (1948) zakładał mianowicie budowę komety w postaci ,,garści piasku” , przy czym miałaby się ona tworzyć w czasie przechodzenia Słońca
R uchy kom et
197
p rz e z obłok materii między gw iazdow ej. S łońce, d z i a ł a j ą c w ó w czas jak soczew k a g ra w ita c y jn a , skupiałoby n a linii swego ruchu w o d le g ło ś c i k ilk u s e t ty się c y j . a . c z ą s tk i pyłu k o sm iczn eg o , tw orząc w ten sp o só b komety, które d alej obie gałyby Słońce po bardzo wydłużonych e lip s a c h . Je d n a k ż e w y ja śn ie n ie wielu w ł a s n o ś c i fizycznych tak zbudowanej komety n a tra fia na trudności n ie do po konania.
O o r t , a w ła śc iw ie jego u czn io w ie, odpow iedzieli na kiytykę L y t t l e t o n a (L e P o o 1 e i K a t g e r t 1968). J a k to j ednak zwykle w takich w ypadkach bywa, nie poruszono w ła ś c iw ie is to tn e g o z arzu tu , n a to m ia s t w iele rozwodzono się n a tem at, źe h ip o te z a chmury kom etam ej w y jaśn ia prawie w s z y s tk ie fakty o b s erw acy jn e d o ty c z ą c e ruchów komet. P rz e c h o d z i jednak O o r t do porządku d z ie n n e g o nad faktem , który badali j e s z c z e S v e d s t r u p i O p p e n h e i m , a o sta tn io H u r n i k (1964). Chodzi tu m ianowicie o e lip so id aln y rozkład k ie runków peryheliów kom et p a ra b o lic z n y ch , co wskazywałoby n a pewien uprzywi lejowany kierunek, z którego komety p rz y b y w a ją w oko lice Słońca. J e ś l i źró dłem p ochodzenia komet j e s t chmura k o m e ta m a w ędrująca w p rz e s trz e n i razem z e Słońcem, to wspomnianego faktu nie daje się w żaden sp o só b w y jaśn ić. P r a w d a , że s to su n e k półosi elip so id y rozkładu 15:17:19 dowodzi dużej su b tel n o ś c i tego efektu, może n aw et na granicy dokładności rachunkowej, niemniej je d n a k nie da się z a p rz e cz y ć jeg o is tn ie n iu .
D la te g o te ż W i t k o w s k i (1965) wysuwa i n n ą h ip o te z ę , może nieco s z tu c z n ą , bo w y m ag ającą is t n i e n i a i c z e g o ś w ro d zaju chmury Oorta i je d n o c z e ś n ie kom et b łą d z ą c y ch c h a o ty c z n ie w p r z e s trz e n ia c h między gwiazdowych. Według tej hipotezy komety p r z y b y w a ją w o k o lic e S ło ń c a z prz e strz e n i między gwiezd- rtych, a le ich p ręd k o ść względem Słońca pierwotnie h ip e rb o lic z n a z o staje wyha mowana p rzez a k re c ję m aterii między gwiazdowej o t a c z a ją c e j S łońce. Okazuje s ię j e d n a k , że musi to być m ateria w formie „ k ł a c z k o w a t e j ” (a nie jednorodna w a r s tw a gazu i pyłu), o t a c z a j ą c a Słońce na k s z t a ł t chmury podobnej do chmury O orta. P rakom eta z d e r z a ją c s i ę z poszczeg ó ln y m i „proto k o m etam i” (dużo m niejszym i od samej komety) zyskuje przy ro st masy, a ta k ż e zmienia s ię jej pęd i energia, co z k o le i wywołuje zmiany w w ielkiej półosi i mimośrodzie orb ity . O b lic z e n ia przeprow adzone przez P i o t r o w s k i e go (1965) p o k a z u ją , że r e z u lta te m tak ic h zd erzeń komety b ę d ą n a s t ę p u j ą c e zmiany w elem entach jej orbity:
1) z a w s z e w zrasta l / a ,
2) m aleje
e d la o rb it parab o liczn y ch
3) m aleje
e d la o rb it hiperbolicznych o ruchu wstecznym i n a j c z ę ś c i e j
w z ra s tae
dla orbit hiperb o liczn y ch o ruchu prostym,4) w z r a s ta s z a n s a od k ry cia komety kosm icznej z ruchem w stecznym w po równaniu z kometami o ruchu prostym.
198 G. S i t a r s k i
k o m e t p a r a b o l i c z n y c h , a p o n a d to ła tw o d a j e s i ę tu w y tłu m a c z y ć j a k i ś u k ie r u n k o w any s tru m ie ń k o m e t z w ią z a n y z ru ch e m S ł o ń c a w p r z e s t r z e n i .
N i e z a l e ż n i e od t e g o , c z y k o m e ty p a r a b o l i c z n e s ą p o c h o d z e n i a k o s m i c z n e g o , cży t e ż w ra z z e S ło ń c e m w ę d r u j ą w p r z e s t r z e n i a c h w p o s t a c i chmury O orta, n i e w ą t p l i w i e n a ic h r u ch w z g lę d e m S ł o ń c a w p ł y w a j ą p e r t u r b a c j e b l i s k i c h g w ia z d . Z a g a d n i e n i e to b a d a ł b l i ż e j S e k a n i n a (1 9 6 8 ), r o z w a ż a j ą c s f e r ę o d d z i a ły w a n ia S ł o ń c a w z g lę d e m o t a c z a j ą c y c h j e g w i a z d . W y c h o d z ą c z k l a s y c z n e j d e f i n i c j i s f e r y o d d z i a ł y w a n i a , S e k a n i n a u o g ó l n i ł to p o j ę c i e i w y o d r ę b n ił ra c h u n k o w o w o k ó ł S ł o ń c a o b s z a r , b ę d ą c y s f e r ą tylko z n a z w y , w którym p r z y c i ą g a n i e S ł o ń c a d o m inuje nad p r z y c i ą g a n i e m o t a c z a j ą c y c h j e g w ia z d (w s e n s i e ta k im , j a k w r o z w a ż a n i a c h n a d s f e r ą o d d z i a ł y w a n i a ) . O k a z u je s i ę , ż e o b s z a r t e n ma k s z t a ł t b a rd z o n i e r e g u l a r n y , a S ło ń c e w c a l e n ie l e ż y w j e g o ś r o d k u . S e k a n i n a p o d a j e o d l e g ł o ś ć p o w ie r z c h n i t e g o o b s z a r u od S ł o ń c a w ró ż n y c h k ie r u n k a c h ( S i t a r s k i 1969), a l e i s t o t n a j e s t o s t a t e c z n a k o n k l u z j a : gdyby chm ura k o m e ta r n a m ia ła t a k i e r o z m i a r y , ja k to o c e n i a O o r t , to p e w n e j e j c z ę ś c i m u sia ły b y s i ę z n a j d o w a ć p o z a g ra n ic a m i s f e r y o d d z i a ł y w a n i a S ł o ń c a w z g lę d e m p o b l i s k i c h g w ia z d . A w ię c w tyc h c z ę ś c i a c h chmury k o m e ta r n e j g r a w ita c y jn y wpływ g w iaz d byłby w i ę k s z y niż wpły w S ł o ń c a ; trudno w ię c w tym p r z y p a d k u m ó w ić , ż e chmura ta j e s t c a ł k o w i c i e z w i ą z a n a z e S ło ń c e m . J e ś l i in n e g w ia z d y s ą t a k ż e o to c z o n e p o dobnym i ch m u ra m i, to m u s i m ię dzy nimi n a s t ę p o w a ć c i ą g ł a w y m ia n a kom et i w r e z u l t a c i e p r z y n a jm n ie j c z ę ś ć o b s e r w o w a n y c h z Z ie m i kom e t p o w in n a być p o c h o d z e n i a k o s m i c z n e g o . S e k a n i n a p r z y t a c z a ja k o p r z y k ł a d k o m e tę Burn- h a m a 1960 II, k tó r a m ia ła o r b i t ę w z g lę d e m S ł o ń c a h i p e r b o l i c z n ą n a w e t p rz e d w e j ś c i e m do u k ł a d u p l a n e t a r n e g o , a p o nadto c e c h y f i z y c z n e r ó ż n i ł y j ą w y r a ź n i e od in n y c h kom et p a r a b o l i c z n y c h .
Nie j e s t w ię c w y k l u c z o n e , ż e S ł o ń c e m o ż e być o to c z o n e c h m u r ą k o m e ta r n ą , j a k c h c e te go O o r t i j e g o z w o l e n n i c y , a n i e z a l e ż n i e o d tego w p r z e s t r z e n i k o s m i c z n e j może s i ę b ł ą k a ć m n ó s tw o k o m e t w y rw a n y ch p e r tu rb a c ja m i sp o d w ła d z y ich m a c i e r z y s t y c h g w iaz d i t r a f i a j ą c y c h o s t a t e c z n i e w o k o l i c e S ł o ń c a w ta ki s p o s ó b , ja k to s u g e r u j e W i t k o w s k i .
3 . KOMETY OKRESOWE
Komety k r ó tk o o k r e s o w e m a j ą tę k o r z y s t n ą c e c h ę , ż e ich ruch w o k ó ł S ło ń c a możem y d o k ł a d n i e b a d a ć , o b s e r w u j ą c k i l k a powrotów komety i w z b o g a c a j ą c m a t e r i a ł o b s e r w a c y j n y z a każ d y m pow rotem . Z te g o t e ż w z g l ę d u ruch komet o k r e s o w y c h znam y l e p i e j i b a r d z ie j s z c z e g ó ł o w o , możemy bowiem w y s u b t e l n i a c
p e w n e p ara m etry te g o ru c h u w s p o s ó b n ie d o s t ę p n y w p rz y p a d k u kom ety p a r a b o l i c z n e j .
Ruchy komet 199
Z m ia n y fiz y c z n e w w y g lą d z ie kom ety p o d c z a s je j z b liż e n ia do S ło ń c a ( „ p u c h n ię c ie ” g ło w y , w y rzu c a n ie w a rk o c za ) w s k a z u ją n a s iln y w pływ prom ie n io w a n ia s ło n e c z n e g o na k o m e tę , a ta k ż e p o la m ag n e ty czn e g o i zapew ne w iatru s ło n e c z n e g o . W ydaje s ię w ię c , że p rz y n a jm n ie j w p o b liż u pe ry heliu m na kom etę p o w in ny d z ia ła ć n ie ty lk o s iły g r a w ita c y jn e . Z a g a d n ie n ie n ie je s t now e, bo j u ż B e s s e l z w r ó c ił uw agę na m o ż liw o ś ć is tn ie n ia efektów niegra- w ita c y jn y c h w ru c h u kom ety H a lle y a . ( P o s z u k iw a n ia tych efektów n ie dały w ó w c z a s r e z u lta tó w ). O d k ry cie p r z y ś p ie s z e n ia w iekow ego w ru ch u kom ety E nc ke g o p o tw ie rd z iło p r z y p u s z c z e n ie o m o ż liw o ś c i d z ia ła n ia s i ł pozagraw ita- cy jn y ch n a ruch k o m e ty . P o c z ą tk o w e s p e k u la c je , p r ó b u ją c e w y ja ś n ić to p rzy ś p ie s z e n ie oporem o śro d k a m ię d z y p la n e ta rn e g o , upad ły po o d k ry c iu o p ó ź n ie n ia w iekow ego w ruchu kom ety D ’A rresta i w ru ch u kom ety Wolfa (h is to ry c z n a praca rachu nk ow a B i e l i c k i e g o i K a m i e ń s k i e g o ) . D la oceny w ie lk o ś c i tego efe ktu podam y d la k ilk u kom et k rótk o o k re so w y ch n ie g r a w ita c y jn ą zm ia n ę a n o m a lii ś r e d n ie j n a je d e n o b ie g kom ety: E n c k e g o od +60" do +6", B ro ok sa od + 18" do + 12", B ie li + 22", G rig g a - S k je lle ru p a +1V6, D ’A rre sta - 4 3 ", Wolfa od - 1 ?3 do - 0 ? 6 . W id ać, ż e w n ie k tóry c h p rzy p a d k a c h m ożn a byto n aw e t w ykryć zm ia n ę efe ktu n ie g ra w ita c y jn e g o w c z a s ie . P rz y to c z o n e kom ety m a ją okres o b ie gu w o k ół S ło ń c a od trzech i p ó ł (E n c k e g o ) do o śm iu la t (W olfa).
P ró b y w y ja ś n ie n ia charak teru s i ł p o w o d u ją c y c h n ie g ra w ita c y jn e a n o m a lie w ruchach kom et w i ą ż ą s ię z m od elam i fiz y c z n e j budow y ją d r a kom ety . Z tego pow odu u p a d ła h ip o te z a ,,g a r s 'c i p ia s k u ” L y t t l e t o n a , bo nie p o tr a fiła w y tłu m a c z y ć is t n ie n ia w ie k o w y ch p r z y s p ie s z e ń i o p ó ź n ie ń w ruchach kom et. N a to m ia s t u g ru n to w a ł s w o ją p o z y c ję lodow y m odel ją d r a kom ety zaptoponow any p rze z W h i p p l e ’ a (1950). W ed ług nieg o kom eta by łaby konglom eratem lodow ym ró żn y c h z w ią z k ó w che m iczn ych (B jO , N H j, C H 4, C 0 2, C O ) z w to pio nym i c z ą s t k a m i m eteorytow ym i i p y łu k o s m ic z n e g o . P o d w pływ em p ro m ie n io w a n ia s ło n e c z nego ló d z a c zy n a to p n ie ć i p aro w ać d a ją c p o c z ą te k g ło w ie i w arko czo w i ko m ety , a c z ą s t k i g a z u i p y łu o p u s z c z a ją c e jąd ro w y w o łu ją p e w ie n im p u ls n a d a ją c y k om e cie ruch obrotow y i m ogący s ię ta k ż e p r z e n o s ić na je j ruch o rb italn y N ag rze w an ie lod ow e go ją d r a m o że ta k ż e p o w od ow ać w nim g w a łto w n ie js z e w ybuchy i odryw anie s ię w ię k s z y c h c z ą s te k w y w o łu jąc jed no razo w e im p u lsy n ie g ra w ita c y jn e , a n aw e t ro zp a d kom ety na k ilk a c z ę ś c i (obserwowany rozpad kom ety Ikeya-Seki w 1965 r. w p o b liż u p e ry h e liu m ). N a sym po zju m kom etam ym w L e n in g r a d z ie w 1970 r. grupa as tro fizy k ó w r a d z ie c k ic h zad em o n stro w a ła film z ek spe rym en tu,w którym lodow a b ry ła z budow ana w e d łu g „ p r z e p is u W hipp le a p o ddaw an a b y ła p ro m ie n io w a n iu podobnem u do sło n e c zn e g o w o d le g ło ś c i 1 j . a . od Słorfca. E fe k t n a g rze w an ia c a łk o w ic ie p o tw ie rd z ił p r z y p u s z c z e n ia d o ty c ząc e u c ie c z k i drobnych c z ą s te k , a naw et w ię k s z e g o w y b u c h u . (P o w ia d a n o w ó w czas ż a r to b liw ie , że sam W h i p p l e dopiero wtedy napraw dę u w ie r z y ł w sw ój lodowy m odel ją d r a k om e ty ).
200
G. S ita r s k i R a c h u n k o w o e f e k t y n i e g r a w i t a c y j n e w r u c h a c h k o m e t u w z g l ę d n i a n o w y z n a c z a j ą c w ie k o w ą , z m i a n ę ś r e d n i e g o r u c h u d z i e n n e g o , a c z a s e m t a k ż e i innyc h e l e m e n t ó w . ( M a k o w e r z a k ł a d a ł , ż e n i e g r a w i t a c y j n e zm iany w e l e m e n t a c h m a j ą c h a r a k t e r j e d n o r a z o w e g o im p u l s u w c h w ili p r z e c h o d z e n i a komety p r z e z p e ry h e liu m ) . J e s z c z e do n i e d a w n a n ie mówiło s i ę j e d n a k n ic o c h a r a k t e r z e s i ł w y w o ł u j ą c y c h t e z m ia n y . P i e r w s z e s z c z e g ó ł b w e b a d a n ia w tym k ie ru n k u w o p a r c i u o lodowy m o d e l j ą d r a komety p o d j ą ł M a r s d e n ( 1 9 6 8 , 1969, 1970). D y s p o n u j ą c s z y b k ą m a s z y n ą , c y f r o w ą C D C —6 4 0 0 c a ł k o w a ł r ó w n a n ia ru c h u ko m e t p o d c z a s w i e l u ic h o b ie g ó w w o k ó ł S ł o ń c a , u w z g l ę d n i a j ą c p e r t u r b a c j e wy w o ła n e p r z e z w s z y s t k i e p l a n e t y . P i e r w s z y e t a p b a d a ń o b e j m o w a ł a n a l i z ę r u c h u 1 8 k o m e t k r ó tk o o k r e s o w y c h , k tó r e o b s e rw o w a n o w w i ę c e j n iż t r z e c h p o j a w i e n i a c h . M a r s d e n s t w i e r d z i ł , że 15 kom et w y k a z a ło i s t n i e n i e an o m a lii n i e g r a w i t a c y j n y c h , z c z e g o 7 m ia ło a k c e l e r a c j ę i 8 d e c e l e r a c j ę . W t r z e c h p r z y p a d k a c h w s z y s t k i e o b s e r w a c j e d o t y c z ą c e d a n e j ko m e ty udało s i ę d o b r z e p o w i ą z a ć c z y s t o g r a w i t a c y j n ą t e o r i ą ru c h u . C i e k a w e , że te trzy k o m e ty ( A r e n d a - R ig a u x , N eu jm in a 1 i H o n d y - M r k o s a -P a j d u - S a k o v e j) po d w z g l ę d e m budowy f i z y c z n e j p rz y p o m in a ły r a c z e j p l a n e t o i d y , niż ty p o w e k o m e ty . P o t w i e r d z a ł o b y to p r z y p u s z c z e n i e , że w ł a ś n i e zm iany z a c h o d z ą c e w k o m e c i e p o d c z a s j e j z b l iż e n ia d o S ł o ń c a m o g ą b y ć powodem w y s t ę p o w a n ia d o d a t k o w y c h s i ł .
W d a l s z e j fazie b a d a ń M a r s d e n w p ro w a d z ił do ró w n a ń r u c h u kom ety do- d o d a tk o w y wyraz p r z e d s t a w i a j ą c y p r z y ś p i e s z e n i e n i e g r a w i t a c y j n e w y w o ła n e p r z e z d o d a t k o w ą s i ł ę d z i a ł a j ą c ą na k o m e t ę . P o w i e l u p ró b a c h e m p ir y c z n y c h M a r s d e n p r z y j ą ł , ż e t a d o d a t k o w a s i ł a z a l e ż y od o d l e g ł o ś c i kom e ty od S ło ń c a r i ma p o s t a ć : F. = G. e x p ( - r 2/ C ) r*“ , g d z i e C i a s ą s t a ły m i n ie u je m n y m i, a ponadto: G. = A. exp ( - łi t ), g d z i e Ai , B- s ą s t a ł y m i , a t c z a s e m lic z o n y m od e p o k i o s k u l a c j i . Wskaźnik i = 1 , 2 , 3 d o t y c z y tr z e c h s k ł a d o w y c h s i ł y F, p rz y cz y m F^ j e s t s k ł a d o w ą r a d i a l n ą s k i e r o w a n ą od S ło ń c a , s k ł a d o w ą p r o s t o p a d ł ą do p r o m ie n ia w o d z ą c e g o o z w r o c i e w k i e r u n k u ruchu k o m e ty , a Fg s k ł a d o w ą p r o s t o p a d ł ą do p ł a s z c z y z n y orbity k o m e t y . P r a w i e we w s z y s t k i c h b a d a n y c h p r z y p a d k a c h M a r s d e n p r z y j m o w a ł C = 2, a « 3. W a rto śc i s t a ł y c h A i B były w y z n a c z a n e m e t o d ą n a j m n ie j s z y c h k w a d r a t ó w ja k o d o d a t k o w e n i e w i a d o m e w ró w n a n ia c h o b s e r w a c y j n y c h . O b l i c z e n i a n u m e iy c z n e p r z e p ro w a d z o n e d la w ie lu k o m e t p o t w i e r d z a j ą
zgod-R u ch y ko m et
201
n ość z teoretycznym i przewidywaniami w ynikającym i z lodowego modelu j ą d r a komety. Składowa ra d ia ln a j e s t z a w s z e d o d a tn ia i w ię k sz a od składow ej t r a n s w ersaln ej; składow ej prostopadłej do p ła s z c z y z n y orbity nie obserw uje s i ę . I s tn ie n ie składow ej tra n sw e rsa ln e j można tłumaczy ć ro ta c ją ją d r a , co powoduje, że punkt maksymalnego wyrzutu materii nie j e s t punktem pod słonecznym . Oka zuje s i ę , że dodatnie odpowiada d e c e le r a c ji i w ystępuje przy kierunku ro ta cji zgodnym z kierunkiem ruchu orb italn eg o , a /v, ujemne wywołuje a k c e le r a c ję i w y stęp u je przy kierunkach niezgodnych.
O sta tn io M a r s d e n i S e k a n i n a (1971) przeprowadzili a n a l i z ę ruchu w długich o k re s a c h c z a s u kilku komet obserwowanych w w ięcej n iż czterech p o jaw ien iach . P ozw oliło to p r z e ś l e d z i ć zachow anie s ię s i ł n iegraw itacyjnych w c z a s i e . U niektórych komet stw ierdzono s ta łe z m n ie jsz a n ie s i ę efektów n ie g raw itacy jn y ch , co potw ierdzałoby fakt, że kometa z a każdym zbliżeniem do S łońca traci c z ę ś ć swej materii lo tn ej, p rz e o b ra ż a ją c s i ę w końcu w ciało po dobne do p la n e to id y . W sk azu ją n a to przypadki obserwowanych komet typu a s te r o id a ln e g o (Arenda-Rigaux, Neujm ina 1), które można uznać za formę przej ś c i o w ą między kometami a planetoidam i typu A pollo. Ale znaleziono t e ż ko m ety, które u trzy m u ją s ta łe tempo utraty masy przy każdym p rz e jś c iu w pobliżu Słoiica. Co w ię c e j, w przypadku komety G iacobiniego-Z innera, której ruch w latach 1900—1946 badano w iążąc s z e ś ć pojaw ień się komety, stw ierdzono nie znaczny w z r o s t efektów niegraw itacy jn y ch . Podobnie okazało się te ż w przy padku komety B ieli. Wygląda więc na to, że te komety p r z y ś p i e s z a j ą p ro ces swej d e z in te g ra cji za każdym powrotem do S łońca.
Występowanie tego z ja w isk a doprowadziło M a r s d e n a i S e k a n i n ę do w niosku, że i s t n i e j ą prawdopodobnie dwa typy komet ze względu n a budowę j ą d r a . W jednym przypadku lodowe jądro p o s ia d a ja k gdyby trwały s z k ie le t, który p o z o s ta je po wyparowaniu c z ę ś c i lotnych (w łaśnie takie komety prze k s z t a ł c a j ą s ię w p lanetoidy). W drugim przypadku kometa j e s t zlepkiem luźnych cz ąstek wmrożonych w lo d o w ą bryłę i u le g a w końcu całkowitemu rozpadowi. Zdarzyło s ię t e ż , ż e dla niektórych kom et teg o drugiego typu nie udało się. p o w ią z a ć w sz y stk ic h pojaw ień. M a r s d e n , , o b a rc z a ” za to o d p o w ie d z ia ln o ś c ią J o w i s z a , do którego te komety w ła ś n ie s ię zbliżyły. Ale takich nienormalnych przypadków było tylko k ilk a , p o d c z a s gdy komety okresow e w ielokrotnie „ p r z e ży w ają” z b liż e n ia do J o w i s z a b e z widocznego wpływu na efekty niegraw ita- cyjne.
Dla w y ja ś n ie n ia zachow ania s i ę tych k ilku komet S e k a n i n a s ta w ia ś m i a ł ą h ip o te z ę , że wspomniane komety m usiały zderzyć s ię z ja k im iś więk szymi bryłami meteorytowymi. S z c z e g ó ln ie podatne na takie z d erzen ia byłyby komety b e z s z k ie le to w e , bo mogłoby to spowodować n aw et rozpad komety na k ilk a c z ę ś c i (przykład komety B ieli, która ro z p a d ła s ię w łaśnie z flala od p ery helium). S e k a n i n a j e s t zwolennikiem impulsywnego d z ia ła n ia s i ł
nie-202 G. Sitarski
graw itacyjnych. Swego c z a s u o p ra c o w a ł te o re ty c z n ie k o n sek w en cje p o je d y n c z e go wybuchu w ją d rz e komety, a r o z w a ż a n ia na t e n tem at w przypadku komety H alleya zaprow adziły go może n aw et zbyt daleko ( S i t a r s k i 1968b). T e r a z r o z p a tr z y ł t a k ż e m echanizm zd e rz e n ia s ię komety z meteorytem. S e k a n i n a p o k a z u je , że z a l e ż n ie od te g o , w którym m ie js c u orbity komety n a s t ą p i ł o z d e r z e n i e , możemy obserw ow ać w e f e k c ie n ie n o rm a ln ą a k c e l e r a c j ę lub d e c e l e r a - c j ę . W w yniku sw ych ro z w a ż a ń S e k a n i n a d ochodzi do w niosku, że w o k ó ł Słońca powinno s i ę r o z c i ą g a ć zbiorowisko głazów o śred n icy od 5 do 10 me trów , a jeg o g ę s t o ś ć p r z e s tr z e n n a pow inna w z r a s ta ć wraz z o d le g ło s 'c ią od S ło ń c a aż do orbity J o w is z a lub naw et n ieco d a le j (z badań M a r s d e n a w iado mo, że ro z p a d komety Bieli n a s t ą p i ł w o d le g ło ś c i ok. 6 j . a . od S łońca). S ę k a n i n a może zbyt w iele w niosków w y ciąg a z danych o b serw acy jn y ch doty c z ą c y c h tylko k ilk u komet, ale w idać s t ą d , ja k i n t e r e s u j ą c a może być s z c z e gółowa a n a liz a ruchu komet o k re so w y c h . Wypada tu j e s z c z e d o d ać, że wyniki ro z w a ż a ń S e k a n i n y p o tw ie r d z a ją niektóre wyniki badań nad m aterią m iędzy p la n e ta r n ą i ś w iatłem zodiakalnym .
4. ZAKOŃCZENIE
P o z o s ta ło b y do w y ja ś n ie n ia , czy i s tn ie je j a k i ś z w i ą z e k między kometami parab o liczn y m i i kometami okresowymi. T e o r ia dyfuzji daje odpow iedź na to p y ta n ie , w sk a z u ją c j e d n o c z e ś n ie na m o ż liw o ś ć p ow staw ania komet krótkookre sowych ja k o wynik przechw ytu p o d c z a s dużych z b liż e ń komet do w ielkich p la n e t. B adania w y k a z u ją , że taki p rz e c h w y t j e s t teoretycznie możliwy i je d n o ra z o w e z b liż e n ie potrafi n aw et zmienić o rb itę zdecydow anie h ip e rb o lic z n ą
(e = 1,5) na orbitę k r ó tk o o k r e s o w ą (S i t a r s k i 1968a). Warunkiem j e s t je d n a k , a b y peryhelium orbity pierw otnej le ż a ło w p o b liżu orbity plan ety p e rtu rb u ją c ej. Wnikliwe badania w tym kieru n k u p rz e p ro w a d ził E v e r h a r t (1967a, 1967b, 1968, 1969). U w z g lę d n ia ją c w ie le czynników obserw acy jn y ch zw iązanych z j a s n o ś c i ą komet, s e l e k c j ą „ o d k r y w a ln o ś c i” nowych komet na sk u tek ruchu Ziemi itp ., E v e r h a r t o c e n i a ł e w e n t u a l n ą lic z b ę komet, które mogłyby mieć p e ry h e lia w okolicy orbity J o w is z a . O b lic z e n ia numeryczne przeprow adzone d la 180 ty s i ę c y (!) h ip o te ty c z n y c h komet p a ra b o lic z n y c h doprowadziły do w niosku, ż ę z b liż e n ie do J o w i s z a powodowałoby p o w sta w a n ie jed n ej komety krótkookresow ej z okresem m niejszym od 21 l a t ra z na ... 7000 la t (a odkrywa s i ę ich p rz e c ie ż po kilka ro c z n ie ).
T a k więc p o w iązan ie komet okresow ych z kometami parabolicznym i natrafia na pewne tru d n o ś c i. Stąd h ip o te z a W s e c h s w i a t s k i e g o (1967) o p o w sta w a niu komet krótkookresow ych jako wyniku w u lk an iczn y ch erupcji z p la n e t i ich k s ię ż y c ó w , czy te ż pewne ro z w a ż a n ia B i e l i c k i e g o (1971a) p ro w a d z ą c e do
wniosku, że istnieje rodzina komet okresowych nie związanych z żadną planetą, więc byc może te komety powstały w układzie planetarnym bez udziału planet.
Badania ruchów komet dostarczają wielu danych mogących rzucić światło na ich pochodzenie, czy nawet budowę. W przypadku komet okresowych mamy r?ożliwośc szczegółowego prześledzenia ruchu pojedynczych komet, natomiast w przypadku komet parabolicznych istotną rolą odgrywają badania statystycz ne. Istnieje wiele katalogów zawierających elementy orbit komet parabolicz nych. Katalogi te m a ją je d n ą w spólną cechę: przedstaw iają listę wyników opracowania orbit komet przez różnych autorów. Tymczasem różni autorzy sto sowali różne metody wyznaczania i poprawiania orbit, różnie o b liczali pertur bacje, korzystali z różnych wartości stałych astronomicznych i mas planet i wreszcie stosowali różne kryteria selekcji i ważenia obserwacji, co jest szczególnie ważne przy tak złym jakościowo materiale obserwacyjnym, jakim często bywają właśnie obserwacje komet. Innymi słowy dotychczasowe katalogi orbit komet zawierają materiał pod każdym względem niejednorodny. Ponieważ materiał ten stanowi bazę»dla rozmaitych badań statystycznych i je st podstawą obserwacyjnego testowania prawdziwości wielu hipotez pochodzenia komet, mogą powstawać wątpliwości, czy ta niejednorodność próbki statystycznej nie powoduje czasem jak ie jś subtelnej właściwości, która przypadkowo została sztucznie wydobyta lub też właśnie uszła naszej uwadze.
Pomysł' stworzenia nowego katalogu orbit komet powstał przed dwoma laty, kiedy to w Warszawie wszelkie rachunki orbitalne udało się zautomatyzować, przystosowując je dla maszyny cyfrowej. Zaistniała wówczas realna możliwość ponownego przeliczenia orbit wszystkich komet tą sam ąm etodą. Ale najw ażniej szym argumentem za podjęciem tych obliczeń je st opracowanie nowej metodyki postępowania przy poprawianiu orbit, którą można uważać za teoretyczną pod stawę całego katalogu. Opracowane przez B i e l i c k i e g o (1971b) kryterium selekcji i sposobu ważenia obserwacji w oparciu o prawa statystyki matema tycznej gwarantuje obiektywność postępowania w przypadku każdej komety. Pozwoli to takie uzyskać najbardziej wiarygodne elementy orbity oskulacyjnej wraz z ich błędami, co z kolei może być podstaw ą do badania ruchu komety przed jej wejściem do układu planetarnego z jednoczesnym oszacowaniem do kładności takiej ekstrapolacji. Przygotowania do realizacji projektu nowego katalogu s ą ju ż na ukończeniu. Pomimo, iż cały balast rachunkowy dotyczący poprawienia orbity zostanie przekazany maszynie, to olbrzymi trud zebrania wszystkich obserwacji komet spadnie, niestety, na człowieka. Je s t to więc praca niewątpliwie zakrojona na lata, ale miejmy nadzieję, że materiały zawar te w nowym katalogu przyczynią się w jakie jś mierze do rozwiązania wreszcie zagadki pochodzenia komet.
204 G. Sitarski
L IT E R A T U R A
B i e l i c k i , M., 1971a, w: The Motion, Evolution of Orbits and Origin o f Comets, D. Reidel Publ. Company, Dordrecht-Hol. (w druku).
B i e l i c k i , M., 1971b, w: The Motion, Evolution of Orbits and Origin of Comets, D. R eidel Publ. Company, Dordrecht-Hol. (w druku).
E v e r h a r t , E ., 1967a, Astron. J ., 72, 716. E v e r h a r t , E«, 1967b, Astron. J ., 72, 1002, E v e r h a r t , E ., 1968, Astron. J ., 73, 1039. E v e r h a r t , E ., 1969, Astron. J ., 74, 735.
E v e r h a r t , E. , and R a g h a v a n , N. 1970, A strop. J ., 75, 258.. G a l i b i n a , I.V ., 1963, Bull. Inst. Teor. Astr., 9, 496.
H u r n i k , H., 1964, Uniw. AM w P oznaniu, Prace Wydz. Mat. F iz , Chem., Ser. Astrono mia, nr 1.
K a z i m i r c z a k-P o ł o ń s k a, H .I., 1967, Astron. Ź ., 44, 439. L e P o o l e , R.S. and K a t g e r t, P ., 1968, The Observatory, 88, 164. L y t t l e t o n , R .A ., 1948, Mon. Not. R . astr. Soc., 108, 465.
L y t t l e t o n , R .A ., 1968, Mon. Not. R. astr. Soc., 139, 225. M a r s d e n , B .G ., 1968, Astron. J ., 73, 367,
M a r s d e n , B .G ., 1969, Astron. J ., 74, 720. M a r s d e n , B .G ., 1970, Astron. J ., 75, 75,
M a r s d e n , B.G. and S e k a n i n a , Z «*, 1971, Astron. J ., 76, 1135, O o r t , J .H ., 1950, B ull. Astr. Inst. Neth., 11, 91.
P i o t r o w s k i , S .L ., 1965, Acta Astron., 15, 281. S e k a n i n a , Z.,. 1968, B ull. Astr. Inst. C s l., 19, 223, S i t a r s k i , G., 1968a, Acta Astron., 18, 188.
S i t a r s k i , G ., 1968b, P ost. Astron., 16, 358. S i t a r s k i , G ., 1969, P o st. Astron., 17, 303. S t e i n s , K .A ., 1961, Astron. Ź ., 38, 107.
S t e i n s , K. and K r o n k a l n e , S., 1964, Acta Astron. 14, 311. W h i p p l e , F ., 1950, Astroph. J ., I l l , 375.
Wi t k o w s k i , J ., 1965, Acta Astron., 15, 273. W o e r k o m , A., 1948, B ull. Astr. Inst. Neth., 10, 445, W s e c h s w i a t s k i , S.K., 1967, Astron, Ż ., 44, 595, •
POSTĘPY ASTRONOMII Tom XX (1972). Zeszyt 3
GWIAZDY PODWÓJNE WYBUCHOWE Część II
J Ó Z E F S M A K
Zakład Astronomii PAN (Warszawa)
3PyilTl1BHblE
/IBOfóHblE 3BE3£bIMacTb I I K). C m a k C o a e p * a H M e
B C T a T b e fla H 0 6 3 0 p n p O Ó Jie M , CBH3aHHbDC C (J)M3MHeCKMMM CBOMCTBaMM
KOMIlOHeHTOB M BOKpy P3Be3flH0H MaTepMM a T3K)Ke C MexaHM3M3MM npOMCXOfl- HUIMX B HHX B 3 p b lB 0 B .
•
ERU PT IV E BINARIES P a r t I I
T his article contains a review of problems connected with the physical properties of the components and the circumstellar matter and with the me chanisms of outbursts.
6. WŁASNOŚCI MATERII WOKÓLGWIEZDNEJ
Widma w iększości gwiazd wybuchowych charakteryzują się obecnością lin ii emisyjnych produkowanych w dysku i plam ie. Statystycznie rzecz biorąc, linie emisyjne w widmach nowych od zn aczają się, wyższym potencjałem jo n i zacji i wzbudzenia: oprócz lin ii serii Balmera obserwuje się zwykle także linie He I i He II. Równocześnie jednak, linie emisyjne w widmach gwiazd
typu U Gem s ą silniejsze (por. K r a f t 1962, 1963, 1964). Powyższe prawidło wości statystyczne nie s ą jednak wystarczające dla dokonania czysto spektro skopowego podziału gwiazd wybuchowych na odpowiednie typy; powodem tego je st znaczna dyspersja w obrębie danego typu, zwłaszcza wśród gwiazd no wych. D la przykładu można podać, że nowa DQ Her posiada bardzo silne linie emisyjne; linie He II w ystępują w jednej z gwiazd typu U Gem — SY Cne (Her- bi g 1950), podczas gdy w kilku nowych obserwuje się wyłącznie serię Balmera
— np. WZ Sge i DI Lac.
L inie emisyjne pochodzące od dysku s ą często podwójne, z reguły gdy na chylenie orbity je st bliskie 90°. Odległość między składowymi takich lin ii jest m iarą prędkości rotacji dysku, w przybliżeniu — jego zewnętrznych części ( S ma k 1969b). W tzw. przybliżeniu keplerowskim obowiązuje .przy tym za leżność:
gdzie i s ą - odpowiednio — prędkością rotacji i promieniem zewnętrz nych części dysku; wypada pamiętać, że z obserwacji mamy jedynie sin i. W porównaniu z liniam i emisyjnymi, pochodzącymi od dysku, linie emisyjne produkowane w plamie s ą zwykle słabsze (np. w U Gem ( K r a f t 1962, 1963), albo wręcz niewykrywalnie słabe (np. w W Pup, gdzie natężenie linii nie zmienia się fazą ( Her b i g I960)). Z pomiarów prędkości radialnych oraz z rozważań nad modelami układów ( K r z e m i ń s k i i S m a k 1971; S m a k 1971a) wynika, że promień wodzący plamy jest nieco mniejszy od promienia dysku, tj. że plama tworzy się nieco w głębi dysku.
Obserwowany dekrement balmerowski nie je st tak stromy jak w przypadku mgławic gazowych, przy czym — przynajmniej w niektórych obiektach, jak np. U Gem i W Z Sge — linie emisyjne powstające w plamie w ykazują dekrement jeszcze mniej stromy. Oznacza to zapewne, że promieniowanie pochodzi z ob szarów grubych optycznie (por. G o r b a t z k y 1965a, K u n k e l 1970). Je że li linie emisyjne i promieniowanie ciągłe pochodzą z tych samych obszarów, to ich duża grubość optyczna pozwala także na jakościowe wyjaśnienie, dlaczego lin ie s ą względnie słabe. Z punktu widzenia innych problemów można tu przy okazji zauważyć, że wpływ lin ii emisyjnych na barwy nie jest duży. D la przy kładu, w przypadku względnie silnych lin ii emisyjnych w widmie DQ Her, ich przyczynek do pasma B systemu U B V wynosi tylko 12% całkowitego promie niowania.
Barwy gwiazd wybuchowych s ą złożone. Uzyskania z nich informacji o barwach materii wokółgwiezdnej jest częściowo możliwe w ramach następują cych dwu metod. Metoda pierwsza odnosi się do wszystkich układów
posiada-Gwiazdy podwójne wybuchowe, II 207
jących wyraźne maksima (tj. shoulders), a więc należących do Typu I z roz działu 3. Proste rozważania ( S m a k 1969a) p o zw alają na wyznaczenie w takich przypadkach wskaźników barwy plamy oraz kombinowanych wskaźników.pozo stałych składowych układu. Metoda druga może być stosowana do układów zaćmieniowych, dla których uzyskać można w prosty sposób barwy c ia ła zakry tego w minimum oraz barwy , , re sz ty ” układu. Zauważmy przy tym, że ciałem zakrytym może być w s z c z eg ó ln o ś c i plama, z a ś w innych przypadkach — plama oraz n a jja ś n ie js z e c z ę śc i dysku. Za pomocą tych dwu metod uzyskano informa cję o 9 układach zawarte w tab. 3 ; wyniki te przedstawione s ą również na rys. 3.
T a b e l a 3
Wskaźniki barwy w gwiazdach wybuchowych1
Obiekt2
P lam a lub ciało p o d leg ające
zakryciu
„ R e s z t a ’ ’ układu Literatura
B-V U-B B-V U-B
1 Z Cam s + 0,05 - 0,40 + 0 ,5 5 - 0,80 Obserwacje w JD 2439138 (Kraft, Krzemiński, Mumford 1969) 2 Z Cha e - 0,15 - 1,10 + 0,80 - 0,30 Mumford (1971a)
3 EM Cyg e 0,00 - 0,15 + 0,40 - 0,70 Cykle E “ 1004 i 1591 (Mumford, Krzemiński 1969)
4 U Gem S 0,00 - 0,55 + 0,30 - 1,00 Krzemiński (1965), P a c zy ń sk i (1965c), 4 U Gem e + 0,05 - 0,65 + 0,20 - 1,10 Mumford (1967)
5 DQ Her e + 0 ,1 5 - 0,75 i i Walker (1956)
6 EX Hya e - 0,05 - 1,10 - 0,0 5 - 1,10 Mumford (1967b); barwy w zaćmieniu st a łe
7 W Pup s + 0,40 + 0,5 0 + 0,05 - 0,95 Obserwacje w JD 2439469 i 474 (Walker 1965)
8 RW Tri e + 0,15 - 0,55 + 0,4 0 - 1,20 Barwy średnie (Walker 1963a) 9 UX UMa e + 0,05 - 0,80 + 0,2 0 - 0,80 Johnson, P e rk in s, Hiltner (1954)
1W artości w skaźników barwy z o sta ły zaokrąglo n e do 0 ,0 5 mag*
2 Sym bole " s " i " e " o d n o s z ą s i ę do plam y i c ia ła p o d le g a ją c e g o zakryciu.
’ Barw y p o d c z a s zaćm ien ia s ą siln ie sk ażon e przez o to czk ę gazow ą.
Najbardziej z a sk a k u ją c ą cecha,, rys. 3 j e s t b lis k a koincydencja położeń punktów reprezentujących plamy lub zakryte ciała z lin ią reprezentującą nor malne barwy nadolbrzymów typu la. Wobec tej zbieżności nie będzie nierealne przypuszczenie, że promieniowanie np. plamy pochodzi z grubego optycznie obszaru, w którym g ę s t o ś ć j e s t tego rzędu, co w atmosferach nadolbrzymów. P r z y jvwszy t a k ą interpretację możemy w yznaczać temperatury w oparciu o ka librację dla nadolbrzymów ( J o h n s o n 1966). W wyniku otrzymujemy wartości
208 I . S m a k
z przedziału od 18 0 00°K dla Z Cha i EX Hya do zaledwie ok. 7000°K dla VV Pup. T a o s ta tn ia wartość wydaje s i ę zaskakująco mała jak n a temperaturę gorącej plamy. Okazuje s ię je d n a k , że uzyskane wyżej w artości nie s ą s p r z e c z ne z innymi danymi obserw acyjnym i, co zdawałoby s ię popierać n a s z e p ostępow a n ie, w tym tak że n a sz wynik dla W Pup. Rozpatrzm y bowiem — d la przykładu — te przypadki, kiedy otrzymane wyżej bar wy i temperatury o d n o s z ą się do dysków. Rozmiary dysków s ą rzędu 1010 —10" cm. Z a k ła d a ją c , że grubość (geometryczna) dysku stanow i 1 /3 jego śred n icy , że ty powa jego tem peratura — zgodnie z wyni kami powyżej — wynosi 12 000°K oraz uw zg lęd n iając poprawkę bolometry czną ró w n ą ok. - 1 , 1 mag., otrzymujemy, że j a s n o ś c i absolutne wizualne dysków po winny zawierać s ię w granicach od +3 do + 8 mag.; nie s ą to liczby sp rzeczn e z bezpośrednimi ocenami. Rozpatrzmy t a k ż e — w formie niezależnego te s tu — przypadek U Gem. Barwy plamy w tym układzie im plikują, że je j temperatura wynosi ok. 10 000°K. Barwy układu w c z a s i e wybuchu d a j ą z ko lei Tg = = 12 000°K (ro z d z ia ł 7). Wiadomo te ż ,
że ja s n o ś ć w izualna w c z a s ie wybuchu j e s t ok. 100 ra z y w ię k sz a od j a s n o ś c i plamy. Wynika stą d , że rozmiary plamy powinny b y ć ok. 8-krotnie m niejsze od rozmiarów jasn e g o obiektu obserw ow ane go w c z a s i e wybuchu; j e s t to z grubsza zgodne z n iezależn y m i ocenam i ( S m a k 1971a; W a r n e r i N a t h e r 1971). P rz e c h o d z ą c do wskaźników barwy „ r e s z t y ” układu (symbole zaczernione na ry s. 3), można zau w aży ć, że tylko w niektórych przypadkach możliw a j e s t ich d y s k u s ja . D la przykładu, w przypadku U Gem i W Pup mamy do czynienia przede w szystkim z dyskiem. Z asto so w a n ie do wskaźników barwy jakiejkolw iek „ k o n w e n c jo n a ln e j” kalibracji (np. dla c ia ła czarnego) daje temperatury w y z sz e od 12 000PK, tj. w y ż s z e od temperatur plam. R ów nocześnie wiemy, że rozmiary dysków s ą o rząd w ie lk o ś c i w ię k sz e od rozmiarów plam. W sumie zatem po winniśmy otrzymać j a s n o ś c i całkow ite dysków w ię k sz e od j a s n o ś c i plam o około Rys. 3. Wskaźniki barwy. N iezaczer-
nio n e kw adraty: plamy; n i e z a c z e r n i o n e kółka: c i a ł a p o d le g a j ą c e zakry ciu; sym bole z a c z e r n i o n e o d p o w i a d a j ą „ r e s z c i e ” u k ładu. L ic z b y przy sym bolach o d n o s z ą s i ę do tab. 3, S tr z a łk a przy Z Cam p o k a z u je popra w kę, j a k ą n a l e żało by u w zg lęd n ić , gdyby sk ł a d n ik wtórny w n o s i ł 1 / 3 c a łk o w ite g o promie n io w a n ia . L i n i a prze r y w a n a — z a l e ż n o ś ć s t a n d a rd o w a dla nadolbrzymów
Gwiazdy podwójne wybuchowe, II 209
dwa rzędy w ielkości. Z obserwacji wiemy jednak, że w przypadku dwu omawia nych układów jasności dysku i plamy s ą porównywalne. P ow yższą sprzeczność można też przedstawić i w innej formie, a mianowicie, że jasność powierzchnio wa dysków wskazuje na temperatury zdecydowanie niższe od temperatur plam, tj. niższe od 10 00CPK dla U Gem i 7000°K dla W Pup, co wydaje się nie do pogodzenia z obserwowanymi barwami dysków, a także z obecnością lin ii emi syjnych. W przypadku U Gem otrzymuje się analogiczną sprzeczność także w wyniku porównania dysku z jasnym ciałem widocznym w czasie wybuchu. Rozmiary tego ciała są porównywalne z rozmiarami dysku, jego temperatura wynosi ok. 12 00CPK, zaś jasność jest ok. 100 razy większa od jasności dysku.
Z danych tych wynika tak jak poprzednio, że dysk promieniuje znaczni.e słabiej niż np. ciało czarne o temperaturze ^OOO^^K.
Z powyższej dyskusji wynika chyba jasno, że struktura dysków i plam, a w szczególności mechanizmy odpowiedzialne za ich świecenie, s ą złożone. Dotychczas pojawiły się tylko nieliczne prace dotyczące modeli takich obiek tów ( G o r b a t z k y 1968; P r e n d e r g a s t i B u r b i d g e 1968). Wiele w tej dziedzinie pozostaje jeszcze do zrobienia.
7. ZMIENNOŚĆ: DANE OBSERWACYJNE
Spośród nieomawianego tu bogactwa danych obserwacyjnych odnoszących się do dynamicznych i spektroskopowych charakterystyk ekspandujących oto czek gwiazd nowych wspomnimy tylko o kształtach otoczek. Wiadomo, że otocz ki nowych nie w ykazują z reguły symetrii sferycznej. Odnotowano natomiast szereg przypadków wyraźnej symetrii osiowej. N ajlepiej zbadanymi obiektami s ą tu DQ Her i V603 Aql (por. M u s t e l i B o y a r c h u k 1970oraz cytowane tam prace wcześniejsze) i w obydwu tych przypadkach otoczka składała się z pierścienia, lub systemu pierścieni, oraz dwu kondensacji wyrzuconych wzdłuż osi symetrii. W przypadku D Q H er wiadomo ponadto z pomiarów polaryme try cznych (D i ba y i S h a k h o v s k o y 1966), z‘e oś symetrii otoczki je st prosto padła do płaszczyzny orbity układu podwójnego. Symetria osiowa może być wynikiem jednego z następujących mechanizmów:
a) ruch otoczki jest rządzony przez pole magnetyczne ( M u s t e l 1956, 1970); b) składnik główny układu je st gw iazdą szybkorotującą, a wybuch polega na wyrzuceniu jej warstw zewnętrznych;
c) wybuch zachodzi w dysku; albo też wybuch następuje w zewnętrznych warstwach składnika głównego o symetrii sferycznej, ale masa dysku jest wy starczająco duża dla zmodyfikowania kształtu wyrzuconej otoczki; w obydwu tych wypadkach warunkiem koniecznym jest, by masa dysku była rzędu obser wowanej masy wyrzuconej otoczki, tj. rzędu 10'3 ?IISLo.
210 J. Smak
Jeżeli chodzi o wybuchy gwiazd typu U Gem, to wcześniejsze wyniki (np. Z u c k e r m a n n 1961;B artaya 1966; C h a l o n g e , D i v a n , M i r z o y a n 1968) zostały ostatnio uzupełnione dwoma ważnymi stwierdzeniami dla SS Cyg i U Gem. W przypadku SS Cyg Wa l k e r i C h i n c a r i n i (1968) stwierdzili, że wybuch jest związany ze składnikiem głównym (a nie wtórnym), że nie obserwu je się ekspandującej otoczki, oraz że linie emisyjne pochodzące od dysku zni kają w czasie wybuchu jedynie w wyniku pojawienia się dodatkowego źródła światła; warto jednak pamiętać, że ob serwacje Wa l k e r a i C h i n c a r i n i e g o były wykonane tylko podczas wczesnych faz wybuch gwiazdy. W przypadku U Gem analiza danych fotometrycznych prowadzi do konkluzji ( Smak 197la), że w czasie wybuchu wzrost jasności jest wynikiem pojawienia sig dodatkowego źródła świa tła w centralnych częściach dysku, roz miary dysku powiększają się o ok. 50%,
zaś jasność plamy nie ulega poważniej szej zmianie. Po wybuchu dysk kurczy się.
Widma gwiazd typu U Gem podczas maksimum sąalbo ciągłe, albo też zawie rają szerokie linie absorpcyjne wodoru. Zarówno rozkład energii w widmie, jak i natężenie linii wodorowych odpowia- R y s . 4. Z m iany barw trzech g w iazd ty- dają typowi widmowemu A; mamy tu pu U Gem po d c zas w ybuchu: WW C e t pewne podobieństwo do wczesnych faz ( P a c z y ń s k i 1 * 3 ) , SS C yg ( G r a n t , b uc }lu g w ia z d n o w y c h . Barwy w czasie A b t 1959; Z y c k e r m a n n 1961), , . I /i\ . . . . . ,,
r
,v
. . .
. wybuchu Irys. 4; s ą zblizone do barw U Gem ( . K r z e m i ń s k i 1965). K o łk a • ' z a z n a c z a ją m aksim um . L in ia przery- nadolbrzymow klasy la i wskazują w ana — z a le ż n o ś ć standardow a d la nad- w szczególności, że temperatura w maksi-olbrzym ńw la wraz z k a lib r a c ją tempe- mum wynosi ok. 12 000 °K oraz wzrasta raturow ą w tys. s to p n i ( J o h n s o n 1966) dalej — pQ malcsimum> co świadczy o tym, że rozmiary świecącego ciała osiągają swoje maksimum już przed maksi mum jasności.Wszystkie dotychczasowe wyniki sugerują więc, że wybuch gwiazdy typu U Gem polega albo na pojaśnieniu centralnych części dysku, albo też na poja wieniu się dodatkowej jasnej otoczki gazowej wokół głównego składnika.
Jeżeli chodzi o gwiazdy nowopodobne, to obserwujemy ich nieregularne zmiany w skali czasowej rzędu dni, miesięcy, lub lat. Dane spektroskopowe odnoszące się do tych zmian s ą niestety nader skąpe. Dane fotometryczne
G w i a z d y p o d w ó j n e w y b u c h o w o , II 211
pozw alają jednak na wyciągnięcie jakichś wniosków. T abela 4 (oparta czę
ściowo na analizie dokonanej przez autora) zawiera dane o zmienności chara
kterystyk fotometrycznych dla trzech nowopodobnych układo'w zaćmieniowych.
J a k widać zmianom fotometrycznym (tj. wzrostowi lub spadkowi jasn o ści) to
w a rzyszą zmiany barw oraz kształtu krzywych zaćmieniowych. W szczególności
widać, że wskaźnik
E-Vj e s t czerwieńszy, kiedy układ j e s t słabszy. Znacznie
w ażniejsza, a w każdym razie łatw iejsza do wyjaśnienia, j e s t jednak zmiana
kształtu krzywej zaćmieniowej: we wszystkich trzech przypadkach zaćmienia
s t a j ą się sze rsze i pły tsze, gdy układ ja śn ie je . Najprostszym wyjaśnieniem tej
korelacji j e s t przyjęcie, że gdy obiekt j e s t jasny, to oznacza to, że dysk wokół
gło'wnego składnika j e s t nie tylko ja ś n ie jsz y , ale i większy; zaćmienie musi
więc trwać dłużej, ale być równocześnie p łytsze, ponieważ stopień zakrycia
dysku j e s t mniejszy. Można tu dodać, że wstępna dyskusja nieregularnej zmien
ności W Pup ( S m a k 1971b) prowadzi do wniosku, że również w przypadku tego
układu zmienność może być wynikiem głównie zmiennych rozmiarów dysku.
T a b e l a 4
Z m ie n n o ść w uk ład ac h now opodobnych
Układ
EM Cyg RW Tri UX UMA
ja s n y sla b y j a s n y s łaby j a s n y słab y Barwy poza zaćm ieniem :
B -V U -B
Barwy p o d c z a s zaćm ienia:
B -V . U 'B K s z t a ł t zaćm ie nia : + 0,1 - 0 , 9
+
0,1 - 0 , 9 p ł y t s z e s z e r s z e sym etr. + 0,6 - 0 . 5 , + 0,7 - 0 , 7 g łę b s z e w ę ż s z e asy m etr. + 0,2 - 0 , 6 + 0,3 - 1,0 p ły t s z e s z e r s z e + 0,2 - 0 , 7 , + 0 ,5 , ~ 1.3 g łę b s z e w ę ż s z e + 0 ,0 , - 0 , 8 + 0 ,1, - 0 , 8 p ły t s z e + 0,1, - 0 , 8 + 0,2, - 0 , 8 g łę b s z eA mplituda zmian: 2 mag. 1 mag. 0,2 5 mag.
Dane fotometryczne: Mumford, Krze m iński (1969)
ttaljcer (1963a) Johnson, P e r k i n s , H iltner (1954)
8. ZMIENNOŚĆ: TEORIE I HIPOTEZY
W oparciu o c a ło ś ć danych obserwacyjnych można obecnie stwierdzić, że
wybuchy gwiazd nowych i typu U Gem, a także wielkoskalowe zmiany fotome-
tryczne w układach nowo podobnych, s ą — w aspekcie czysto obserwacyjnym —
zjawiskami zachodzącymi w dyskach lub w otoczkach gazowych wokół głównych
składników takich układów. Jakie mechanizmy fizyczne i jakie rodzaje
niesta-212
i . Smakbilności prowadzą do tych zjaw isk? Temu zagadnieniu poświęcono już wiele uwagi, czego wynikiem s ą liczne teorie i hipotezy, z których - jak dotąd - żadna nie okazała s ię w pełni zadow alająca. Zam iast dokonywać szczegółow e go ich przeglądu, ograniczymy s ię poniżej do ogólnego przedstawienia trzech możliwości wraz z odsyłaczam i do oryginalności publikacji. Trzy możliwości, o których mowa, to trzy m ie jsc a , w których powstawać mogą niestabilności odpowiedzialne pośrednio lub bezpośrednio za wybuchy; s ą to: zewnętrzne warstwy składnika głównego, zewnętrzne warstwy składnika wtórnego oraz dysk.
a) Składnik główny
Wymienić tu wypada dwie grupy teorii. Pierw sza z nich, pochodząca od S c h a t z m a n a (1965 oraz podane tam odsyłacze do prac w cześniejszych), widzi przyczynę n iestabilności w nieradialnych pulsacjach składnika głównego, wywoływanych na drodze przypływowej przez rezonans między c z ę s t o ś c i ą ruchu orbitalnego oraz c z ę s t o ś c ią , lub częstościam i wysokich modów grawitacyjnych. Sam wybuch byłby wynikiem niestabilności w warstwie palącej wodór, będącej wynikiem silnej zale ż n o śc i od temperatury reakcji He3 + He3. Spośród wielu wątpliwości odnośnie do tej teorii wystarczy wspomnieć kilka. Nie j/sst ja s n e , w jaki sposób mechanizm przypływowy m iałbf d ziałać równie efektywnie dla szerokiego przedziału okresów orbitalnych od 0,1 do ponad 200 dni. Teoria ta nie uwzględnia zupełnie podstawowej cechy gwiazd wybuchowych, j a k ą j e s t zachodzący w tych ulcfkdach proces wymiany materii, i nie zajmuje s ię kon sekwencjami tego faktu.
Druga grupa teorii j e s t ś c i ś l e związana z podstawowymi charakterystykami gwiazd wybuchowych, jako układów podwójnych, w szc zegó ln o ści z a ś z proce sem wymiany materii. N iestab ilność ma pojaw iać s ię w palącej wodór warstwie przypowierzchniowej składnika głównego, jako wynik akrecji materii dostarcza nej przez towarzysza. Mechanizm ten był po raz pierwszy proponowany przez M e s t e l a (1952) w jego akrecyjnej teorii supernowych. W odniesieniu do gwiazd nowych i nowo podobnych był on rozważany jakościowo przez K r a f t a (1962, 1963), s t a ją c s ię ostatnio przedmiotem ś c iś le js z y c h rachunków modelowych ( G i a n n o n e i W e i g e r t 1967; H o s e 1968; S e c c o 1968 oraz S t a rr f i e l d 1971a, 1971b). Ja k wynika z najwszechstronniejszych chyba wyników S t a r r - f i e l d a , n iestabiln ość termiczna w źródle warstwowym niezdegenerowanym (S c h w a r z s c h i 1 d i H a r m 1965) nie może doprowadzić do wybuchu,ponieważ warstwy nadległe e k sp an d u ją na tyle szybko, że prowadzi to do wychłodzenia warstwy z n ie stab iln ością. Z drugiej strony jednak, gdy n ie stabiln ość pojawia s ię w warstwie zdegenerowanej, wtedy d o jś ć może do wybuchu polegającego na wyzwoleniu energii i wyrzuceniu masy o wielkościach typowych dla wybuchu nowej, pod warunkiem w szak że , że j a s n o ś ć i temperatura efektywna gwiazdy (białego karła) s ą niezbyt duże. Według rachunków S t a r r f i e l d a (197lb)
wy-Gwiazdy podwójne wybuchowe, II 213
