POS TĘPY
A S T R O N O MI 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 XVII - ZESZYT 2
1969
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 XVII - ZESZYT 2
1969
R e d a k to r naczeln y : S tefan Piotrow ski, W arszawa
C złonkow ie: Józef W itkow ski, P oznań W łodzim ierz Zonn, W arszawa
S ek retarz R edakcji: Jerzy S todółkiew icz, W arszaw a
A dres R edakcji: W arszaw a, Al. U jazdow skie 4 O bserw ato riu m A stronom iczne UW
W Y D A W A N E Z ZA S IŁ K U P O L SK IE J A K A D EM II N A U K
P r in te d in Pola nd
P aństw ow e W ydaw nictw o N aukow e O d d ział w Łodzi 1969 W y d a n ie I. N a k ła d 455 + 125 e g / . A rk . w y d . 5,00 A r k . d r u k . 5.00 P a p ie r offset, k i. III, 80 g. 70 x 100. O d d a n o d o d r u k u 10. V. 1969 r. D ru k u k o ń c z o n o w m a ju 1969 r . Z am . 79 B-8 C e n a z ł 10,— Zakład G raficzny PWN Łódź, ul. G d ań sk a 162
O B S E R W A C Y J N E A S P E K T Y W IE D ZY O SUPE RN OWY CH K O N B A D R U D N I C K I
HABJItO/lATEJlbHblE ACnEKTbl ACTPOHOMMM CBEPXHOBbIX K. Pyf l HHUKMH
CoflepacaH M e
CBepxHOBbie npoflBMJiM CBoe cymecTBOBaHwe euie b KOHąe XIX BeKa (rjia-
Ba T), bhocji 3 a M e iu a T e jib C T B 0 b p a 3 B n r a e HeK0T0p b ix BHeranaKTvmecKMx hc-
cjieflOBaHHH. TojibKO b 1934 roay U b m k k m h B a a n e oBlhchmjim npHpofly 9TMX HBJieHMM. B COBpeMeHHOM aCTpOHOMMM CBepXHOBbIMM 30ByT BCe K p a T K O BpeM eH H ue, jipKMe, TOMe»iHbie jjBJieHMH, MMeiomwe aOcojiioTHbie B ejinqnH bt A /« c - 1 1 ni (T ^ a B a If). CBepxHOBbie pa3aejiaK)TCH Ha 5 rjiaB H b ix tm iio b (T jia B a III). CyuiecTByioT HeTMmmHbie C B e p xH O B b ie , 6 b iT b Mo*eT HBJisiomwecH n p e a - CTaBMTCJIHMM e m e flpyPM X TMnOB. MaCTOTa B 3 p b lB 0 B CBGpXHOBbIX Ka)KeTCH 3a- BMCHmeM OT npMpOflbl rajiaKTMK M CKOIlJieHMM rajiaK T M K , B KOTOpbIX OHM BCnblXH-
BaioT ( r ^ a B a IV ); ho cym ecT B ytom nii MaTepwaji HaóJiiofleHMM e ^ B a jm npuro- fleH fljia CTaTMCTvmecKnx pa ó o T (TjiaBa V ) . OcodeHHo HenpwroflHbi a jih otoK ue jiw AaHHbie o h p k o c t h x cBepxHOBbix ( P jia B a VI). CymecTByioT npeAJiOKeHwa npHMeHeHMH 6ojiee OflHOpOflHblX M exofl OTKpblTMSI CBepXHOBUX. COBpeMeHHOe pa3BMTHe I103HaHMH O CBepxHOBbix CBHfleTejIbCTByeT O CBS3H MX C 6ypHbIMM npouecaM M pa3BMTMH rajiaKTMK (T jia B a VII).
OBSERVATIONAL ASPECTS IN SUPERNOVA KNOWLEDGE
S u m m a r y
Supernovae revealed their existence already during the last decades of the XIX century (Chapter I), perturbing the development of extragalactic research at that time. First Z w i c k y and B a a d e in 1934 explained the nature of theśe phenomena. Today, astronomers call a supernova any short time existing, bright point object with an absolute magnitude in maximum
M
< —l l m (Chapter II). There are 5 main types of supernovae (Chapter III) and besides some peculiar objects which perhaps are representatives of farther types. The frequency ofsupernovae outbursts seem s to depend on the nature of the parent g a la x ie s and parent cluster of g a la x ie s (Chapter IV) but the available observational data are too scarce for a statistical an aly sis (Chapter V). T his is especially true in the case of photometric data (Chapter VI). More homogeneous methods o f super- novae search are proposed. The present development of supernova research reveals connections between these objects and cathaclysmic p r o c e sse s in the evolution of g alaxies (Chapter VII).
S T R ESZ C Z E N IE
Supernowe dały poznać o swoim istnieniu już w końcu XIX w. (rozdział I), komplikując bieg badań pozagalaktycznych. Dopiero w roku 1934 Z w i c k y i B a a d e wyjaśnili naturę tych zjawisk. W d z is ie jsz e j astronomii supernowymi nazywa się wszelkie krótkotrwałe, jasne obiekty punktowe o jasn o ści absolut nej w maksimum M < —l l m (rozdział II). Supernowe dzieli się na 5 zasadniczych typów (rozdział III). Ponadto znane s ą egzemplarze nietypowe, stanowiące — być może — przykłady dalszych typów. C zę sto ść wybuchów supernowych wyda je się zależna od natury galaktyk macierzystych i macierzystych gromad galak tyk (rozdział IV), choć obecny materiał obserwacyjny mało się nadaje do prac statystycznych (rozdział V). Szczególnie mało nadają się do opracowań staty stycznych dane o jasn ościach supernowych (rozdział VI). Istnieją propozycje ulepszonych metod odkrywania supernowych prowadzących do bardziej jednoli tych danych. Obecny rozwój wiedzy o supernowych wskazuje na ich związek z burzliwymi procesami rozwojowymi galaktyk (rozdział VII).
1. HISTORIA
Wyróżnienie obiektów zwanych dziś supernowymi od zwykłych nowych wiąże się ś c iś le z powstaniem astronomii pozagalakty cznej. Wiąże s ię , co gorsza, w sposób negatywny. Rozbłysk supernowej w roku 1885 na kilkadziesiąt lat powstrzymał rozwój właściwych poglądów na przyrodę obiektów zwanych d z iś galaktykami i skierował bieg prac w tej dziedzinie na zupełnie błędne tory.
W drugiej połowie XIX w. astronomowie byli bliscy ostatecznego potwier dzenia pozagalaktycznej natury tzw. wówczas mgławic spiralnych, eliptycznych i nieregularnych. Istnienie tych obiektów zdawało się potwierdzać filozoficzne poglądy Kanta o istnieniu ,,wszechświatów-wysp” . Argumenty przeciwników poglądów kantowskich, polegające głównie na wykazywaniu podobieństw wspom nianych obiektów do mgławic planetarnych, nie były przekonujące i poglą,d kan- towski wspierany autorytetem tak wielkich astronomów, jak H u m b o l d t
zaczy-O bserw acyjne aspekty wiedzy o supernowych 101
n ał zwolna, a le sy stem aty czn ie z w y ciężać. I w takiej w łaśn ie s y t u a c ji w roku 1885 w Wielkiej „M g ła w ic y ” w Andromedzie ro z b ły sn ą ł obiekt 5 ,4 w ie lk o ści gw iazdow ej. P ie rw sz y o g ł o s i ł odkrycie H a r t w i g , ale n iezależn ie od niego od krycia dokonali D e i c h m i l l e r , O p p e n h e i m e r , L a m p i S c h r a e d e r , pomi nąw szy l is t ę kilkunastu astronomów, którzy dokonali go wprawdzie t e ż n ie z a le żn ie , ale po o g ło sz e n iu odkrycia H a rt w i g a. C h o ciażb y t a im ponująca l i s t a odkrywców w skazu je na stopień zainteresow ania obserw acyjnego „ m g ła w ic a m i” p ozagalaktycznym i, które były w ó w cz as równie p asjon u jącym i obiektami, jak d z i ś kwazary.
Obiekt j a ś n i e j s z y niż s z ó s t e j w ielk o ści gw iazdow ej, nieruchomy i p o ja w ia ją c y s ię tam, gd z ie przedtem nie było w idać nic, a m ie js c e było c z ę s t o o b ser wowane najw iększym i ówczesnymi te lesk o p am i, z o s t a ł zgodnie z ó w c z e sn ą wiedzą astronom iczną zaklasyfikow any ja k o g w ia zd a nowa. B y ła to nowa w „M g ła w ic y ” Spiralnej Andromedy. Prawdopodobieństwo przypadkowego rzuto wania b l is k i e j nowej na o d l e g łą „ m g ła w ic ę ” było w te j s z e r o k o ś c i g a l a k ty c z nej znikomo małe. Wprawdzie zwolennicy teorii w szechśw iató w -w ysp trzymali s i ę tej m ożliw o ści, jako — zdaw ało s i ę — o sta tn ie j d e sk i ratunku, d la w ię k sz o śc i wydawało s ię jednak teraz ja s n e , że „ m g ł a w i c e ” sp ira ln e nie s ą galak ty k a mi podobnymi do n a s z e j, l e c z obiektami wewnątrz układu Drogi Mlecznej. Wpraw d zie w ie lk o ści ab solutne gw iazd nowych były znane z m ałą d o k ład n o śc ią, wprawdzie rozmiary n a s z e j Galaktyki były sporne, a l e przy w sz y stk ic h m ożli wych do p rz y ję c ia m arginesach błędów odkryta „ n o w a ” przy s w o je j ja s n o ś c i m u siała s i ę znajdować wewnątrz układu Drogi M lecznej, a ponieważ w w ido cz ny s p o s ó b była zw iązana z „M g ła w ic ą ” Andromedy, więc i sam a "mgławica na l e ż a ł a do n a s z e g o układu gw iazdow ego, a wraz z n ią i inne, podobne obiekty. Gdy j a k i ś pogląd odnosi zw y cięstw o, zn ajdu je z reguły dodatkowe dowody i argumenty. I w tym przypadku p osy p ały s ię ta k ie , z których oprócz faktu, że mgławice sp iralne ulokowane były głównie w dużych s z e r o k o ś c ia c h g a l a k ty c z nych (materii m iędzygwiazdowej wtedy nie znano) najd ob itniejszym był słynny pomiar ruchów własnych w Wielkiej Mgławicy Andromedy dokonany przez v a n M a a n e n a . Pomierzony ruch w łasny m iał w skazyw ać na obrót mgławicy rzędu 1 minuty łuku na rok. Niedobitkowie sp o śró d zwolenników teorii w sz e c h św ia - tów-wysp z o sta li przygwożdżeni.
Dopiero w 39 lat po wybuchu Nowej Andromedy 1885, H u b b l e stwierdził, że sp iralna ,,M gław ica” w Andromedzie zawiera również cefeid y i to bardzo d a lekiej w ielk o ści obserwowanej. Wprawdzie je g o (i w ogóle ów czesne) poglądy na ś w i a t ł o ś c i cefeid kryły błąd, w niosek ja k o ścio w y był jed n ak oczy w isty i słuszny. „ M g ła w ic a ” Andromedy była oddalona o s e t k i t y s i ę c y parseków, a więc przy sw oich rozmiarach kątowych była je d n o stk ą równie w ielką, ja k na s z a G alaktyka, była w szechśw iatem -w ysp ą, była g alaktyką. Pomiary v a n M a a n e n a zaw ierały po prostu błąd. Astronomia p oza galak ty c zn a ożyła.
W t e j sy tu a c ji w ob iek c ie z 1885 roku z powrotem n a le ż a ło s i ę d om yślać gw iazdy nowej w n a s z e j G alaktyce, rzu tu ją ce j s i ę przypadkowo na od ległą G a laktykę Andromedy. Ale lic z b a podobnie ja sn y c h nowych na tle innych galaktyk p ow ięk szy ła s ię w m ię d z y c z a sie o parę d a lsz y c h odkryć. Prawdopodobieństwo, aby były to w szy stk o przypadkowe rzutowania dążyło do zera.
W latach trzydziestych w Kalifornijskim Instytucie T echnologii w P a s a d e nie, który z prowincjonalnej sz k ó łk i in ży n iersk iej, ja k ą b y ł przed p ie rw sz ą w ojną św iatow ą, szybko p r z e k s z t a ł c a ł s ię w u czelnię o światowym znaczeniu, postanowiono wybudować wielkie obserwatorium astronom iczne w górskim ma syw ie Palom aru, przylegającym do p asm a Sierra Mądre w K aliforn ii. Do spraw astronomicznych oddelegowano m.in. ó w cz esn ego profesora fizyki teoretycznej F r i t z a Z w i c k y ’ e g o . T en, planując p rz y sz łe badania p o za g a la k ty c z n e , od 1932 roku z a c z ą ł z początku z .pomocą niewielkich teleskopów p o szu k iw ać na niebie obiektów punktowych o ś w ia tło śc ia c h porównywalnych ze św ia tło śc ia m i g alaktyk. Odkrycie takich obiektów miało uprościć w yznaczan ie o d le g ło ś c i mię- dzygalakty cznych. Astronomowie z niewielkimi wyjątkami odn o sili się do pomy słów Z w i c k y ’ e g o sc e p ty c z n ie . T eoretycy dowodzili nawet, że ta k ie obiekty nie mogą ist n ie ć . D yskutując wraz ze znanym astrofizykiem z p ob lisk iego obserwatorium Mt. Wilson Walterem B a a d e m m ożliwość istn ien ia takich obiek tów, Z w i c k y d o s z e d ł do wniosku, że szu k a n e przez niego obiekty nie tylko is t n ie ją , a le były już obserwowane. S ą to w łaśn ie te ja s n e krótkotrwałe zjaw i sk a w galak ty k a ch , które potraktowane jako zwykłe gw iazdy nowe narobiły tyle zamętu w astronom ii p o z a g a la k ty c z n e j. Z w i c k y wraz z B a a d e m (1934) o g ł o s i l i w p u blikacjach Akademii Nauk Stanów Zjednoczonych Ameryki h istoryczn ą pracę s t a w i a j ą c ą hipo tezę, że j a s n y obiekt, który ro z b ły sn ą ł w roku 1885 w Wielkiej G alaktyce Andromedy i inne podobne obiekty w innych galaktykach nie s ą gw iazdam i nowymi, l e c z różnymi od nich a znacznie ja ś n i e js z y m i zjaw i skam i. Autorzy zaproponowali dla nich nazwę s u p e r n o w e .
B y ła to jedyna hipoteza m ogąca w y jaśn ić dotychczasow e trudności. Szybko z o s t a ł a przyjęta przez ogół astronomów. Nazwa „su p e r n o w e ” u z y sk a ła natych m iast obyw atelstw o w astronomii. W n a s tę p st w ie tego stw ierdzenia patrolowanie nieba w poszukiwaniu wyjątkowo ja sn y c h obiektów punktowych za stąp io n o świadomym poszukiwaniem tych w łaśn ie osobliwych obiektów. W roku 1936 p o w stała p ierw sz a „ s ł u ż b a supernowych” , do której z o s t a ł użyty 45-centymetro wy palom arski te le sk o p szm itow ski. Odkryto z je g o pomocą k i lk a d z ie s i ą t d a l szych supernowych. Od roku 1956 do patrolowania nieba włączyły s i ę inne obserwatoria, tw orząc międzynarodową słu ż b ę supernowych. W roku 1958 do służby z o s t a ł włączony n ajw ię k szy w ó w c z a s, 125-centymetrowy t e l e s k o p szm i tow ski na P alo m arze, który zn aczn ie z w ię k sz y ł efektywność pracy. Rozwinęła s i ę w spółpraca pomiędzy obserwatoriam i dla sz y b k ie g o uzyskiw an ia widm
su-O bserw acyjne a s p e k t y w i e d z y o supernowych 103
pemowych, z w łaszcza we w czesnych stad iach ich blasku. W historycznych za p isk ach i kronikach odnaleziono wskazówki o supernowych, które wybuchły ongiś w n a s z e j Galaktyce, jak np. słynna supernowa z roku 1054, której pozo s t a ł o ś c i ą j e s t Mgławica Krab w Byku. O becnie supernowe s ą odkrywane s y s t e matycznie w 8 krajach, a mianowicie: Argentynie, F ra n c ji, Meksyku, Stanach Zjednoczonych, Szw ajcarii, Węgrzech, Włoszech i Związku Radzieckim . T ę pracę koordynuje Grupa Robocza Supernowych przy 28 Komisji Międzynarodo wej Unii Astronomicznej, s k ła d a ją c a się z 15 astronomów (w tym 1 Polak) pod przewodnictwem Z w i c k y ’ e g o . P ierw szy ogólny Katalog supernowych przygo towany przy poparciu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Obserwatorium Astronomicznym Hniw ersytetu Warszawskiego ( K a r p o w i c z i R u d n i c k i 1969) obejmuje dane o 220 obiektach odkrytych w latach 1006—1967 i uznanych za niew ątpliw e supernowe oraz o 39 obiektach dostrzeżonych od XIV w. przed Chrystusem do roku 1967, w stosunku do których były wysuwane p rz y p u s z c z e n ia, że mogły być supernowymi.
2.. TERMINOLOGIA
Zwykłe gwiazdy nowe s ą obiektami mającymi w maksimum b la s k u ś w ia tło ś c i m niejsze niż 106 ś w ia tło ś c i Słońca. Za supernowe uw aża s ię na ogół t e krótkotrwałe, punktowe, zmienne obiekty, których św iatło ść w maksimum prze w y ższa ś w ia tło ść Słońca więcej niż 107 razy. Jak dotąd, tj. dopóki nie z o stan ą odkryte obiekty o niewątpliwych św ia tło ś c ia c h w maksimum pomiędzy 106 i 107, kryterium ś w ia tło ś c i d z ie li nowe od supernowych na dwie odizolowane od s i e bie grupy.
W praktyce nie zawsze d aje s ię określić ś w ia tło ść supernowej. C z ę s to s u pernowych nie obserwujemy w maksimum ich blask u , równie c z ę s to odkrywamy je w g alaktykach o nieznanych odległościach. J e ś li s ą to galaktyki m gliste, bez jasn e g o jądra, otrzymanie ich widma dla w yznaczenia p rz e s u n ię c ia ku czerwie ni i wnioskowania stą d według przyjętych kryteriów o o d le g ło śc i bywa trudne lub niemożliwe. Dlatego je s t pomyślną o k o liczn o ścią, j e ś l i uda s ię sfotografo wać widmo supernowej. J e ś l i uda s ię w nim zauważyć osobliw ości charaktery sty c z n e dla supernowych (o których b ędzie mowa niżej), obiekt można z pew n o ś c ią zaliczyć do supernowych. Wskazówkę, że dany obiekt je s t zapewne s u pernową stanowi amplituda b la sk u p r z e w y ż sz ają c a 15 w ielkości gwiazdowych. Swojego c z a s u uważano to nawet za kryterium w y s ta rc z a jąc e do stw ierdzenia przy n ależn o ści do supernowych, wygodne z w ła s z c z a dla supernowych w naszej G alak ty ce lub w b lisk iej p rz e strz e n i międzygalaktycznej. Jednak w roku 1942 odkryto gwiazdę nową C P P u p p i s , której amplituda wynosi p rz e sz ło 16m , a za razem wielkość a bsolutną w maksimum o cenia się tylko na —8“J 3.
W iększość supernowych bywa odkrywana w od ległych , c z ę s t o anonimowych g alak ty k a ch , o których brak elementarnych danych. Z w ł a s z c z a supernowe p o wyżej 17 w ielko ści gw iazdow ej rzadko p o z w a la ją u z y sk a ć dane spektralne z a równo o so b ie , ja k i o m acierzystych galaktykach . W tych przypadkach za prak ty c z n e kryterium z a lic z e n ia obiektu do supernowych u w aż a s i ę je g o j a s n o ś ć porównywalną z j a s n o ś c i ą m a c ie rz y ste j galaktyki. J e ś l i obserwator d o strz e g ł nowy, nieruchomy, ja s n y punkt na tle mało znanej galaktyki lub w bezpośredniej j e j b l i s k o ś c i (tzn. tam, gd zie galak ty k i na k l is z y nie w idać, a l e gd zie należy s ię dom yślać j e s z c z e o b ecn ości je j zewnętrznych c z ę ś c i) i j e ś l i ten punkt ma w ie lk o ść g w iazdow ą m n ie jsz ą , w przybliżeniu równą lub o parę tylko w ie lk o śc i gwiazdowych w i ę k s z ą od sam ej g alaktyki, uważa s i ę go za supernową. P r z y j muje s i ę przy tym, że prawdopodobieństwo zarówno tego, że j e s t to g a l a k t y c z na nowa rzutująca s ię na o d l e g łą gala k ty k ę , jak również tego, że j e s t to gw ia zda nowa w b l is k i e j, karłowatej g a la k ty c e , j e s t znikomo małe. T o drugie prze konanie w stosun ku do g alaktyk o nieregularnych k sz t a łt a c h może być dysku s y jn e.
J a k widzimy termin „ s u p e r n o w e ” ma dla obserwatorów zn ac zen ie c z y sto praktyczne i nawet j e ś l i s i ę opiera na pewnych obserwowanych w ie lk o śc ia c h fizyczn ych nie ł ą c z y s i ę w konkretny sp o s ó b z f i z y c z n ą budową tych obiektów, nie gwarantuje nawet, że pod tym terminem rozumiemy obiekty rz e c z y w iś c i e n a l e ż ą c e do jednorodnej fizyczn ie rodziny. W i s t o c i e o naturze supernowych do d z i ś wiemy bardzo mało. I s t n i e ją c e hipotezy można p o d zielić z g ru b sz a na trzy klasy.
P ie r w sz a k l a s a uw aża supernową za zja w isk o w y stęp u jące w toku zwykłej ewolucji gw iazd. I s tn i e ją p rzy p u szcze n ia, że e k s p lo z ja supernowej może z a chodzić bądź to we w czesnym stadium ew olucji gw iazdy, j e s z c z e przed w ypa leniem s i ę w kontrahującej m a sie materii izotopu w ęgla C 12, b ą d ź w pośrednich stad iac h ewolucji ( d z iś ra c z e j rzadko sp o ty k a n e, o n giś jednak za stan a w ian o s i ę , czy Słońce może s ię s t a ć supernową), bą dź w re sz cie u koń ca aktywnej ew olu cji, gdy gw iazda przed p r z e jśc ie m do stadium b iałeg o karła musi z sie b ie wyrzucić zb ędn ą nadwyżkę masy.
Druga k l a s a hipotez rozpatruje supernowe ja k o z ja w is k a z a c h o d z ą c e nie w g w iazd ach , le c z w materii m iędzygw iazdow ej. W s z c z e g ó l n o ś c i może s ię zd a r z y ć, że o ile produktem kontrakcji odpowiednio małych m as materii s ą gwiazdy, o tyle kurczenie s i ę m as materii w ięk szy ch niż 6 5 m a s Sło ńca doprowadza do e k s p lo z ji, do ponownego roz p ro szen ia s ię materii, obserwowanego ja k o z ja w i sko supernowej.
T r z e c ia w reszcie k l a s a hipotez w iąże naturę suoernowych z przedgwiazdo- w ą m aterią p o stu lo w an ą p rzez A m b a r c u m i a n a . P o n iew a ż ani o istnien iu, ani o naturze tej materii nic w ogó le nie wiadomo, w ięc nie można wykluczyć.
O bserw acyjn e a s p e k t y w i e d z y o supernowych 105
ż e sama ta materia lub jej oddziaływanie z gwiazdami powoduje ek sp lo zje su pernowych.
Ten artykuł zajmujący się obserwacyjnymi aspektam i zagadnienia nie byłby właściw ym miejscem do b liż sz e g o wnikania w is tn ie ją c e hipotezy, z w łaszcza wobec ograniczonych kompetencji autora w te j d ziedzinie. Z zamierzonego prze glądu hipotez wynika w każdym ra z ie , że należy unikać wyrażenia „g w iazd a supernow a” , a używać po prostu określenia „ su p e rn o w a ” , nie j e s t bowiem wy kluczone, że to zjaw isko ma n iew iele, lub nawet nie ma wcale, związku z gwia zdami. W s z c z e g ó ln o ś c i warto zauważyć, że z wyjątkiem supernowych typu V (patrz niżej) nie obserwowano nigdy obiektu gwiazdowego na miejscu, gdzie po tem pojawiła s ię supernowa, a obserwowane p o z o s ta ło ś c i supernowych s ą mgła wicowe, nie punktowe. Co do obserwowanej gwiazdy w pobliżu środka Mgławi cy Krab — p o z o s ta ło ś c i po supernowej g alaktycznej z roku 1054 — to do d z iś is tn ie ją spory, jakiego typu j e s t jej związek z supernową.
3. KLASYFIKACJA
P o sz c z e g ó ln e supernowe ró żnią s i ę od s ie b ie krzywymi blasku i wyglądem widma. N a jsz c z e g ó ło w sza z istn ie ją c y c h obecnie k la s y fik a c ja Z w i c k y ’ e g o (1965) wyróżnia p ięć zasadniczych typów tych obiektów.
T y p p i e r w s z y charakteryzuje s ię największym spośród w sz y stk ic h ty pów blaskiem w maksimum, który według M i n k o w s k i e g o (1964) osiąga śred nio —19 a b so lu tn ą wielkość gwiazdową. Supernowe tego typu p o sia d a ją charak te ry s ty c z n e krzywe b lask u ta k ie , jak przedstaw iona na ry s . 1. Krzywa składa się zawsze ze stromej g a łę z i w stę p u ją c e j, okrągłego, ra c z e j krótkiego m aksi mum, lokalnego powstrzymania spadku b lask u niedaleko początku g ałęzi z stę p u ją c e j i z le ż ącej za nim c z ę ś c i prostoliniowej (w skali wielkości gwiazdowych). Z o bserw acji p o z o s ta ło ś c i supernowych wynika, że g d z ie ś d alej n a stęp u je p rz e jś c ie w odcinek praktycznie biorąc równoległy do o si c z a s u . Jak dotąd to p rz e jśc ie nie zostało p oznane obserwacyjnie. I s t n i e j ą lic z n e , sprzeczne ze s o b ą hipotezy o b ja śn ia ją c e ta k i k s z ta łt krzywej blasku nakładaniem s ię ś w ie c e nia pierwiastków promieniotwórczych o różnych okresach rozpadu. Hipotezy t a kie w najlepszym r a z ie p a s u ją do krzywych blasku o uśrednionych parametrach. Nie ma dotąd natom iast żadnej hipotezy, która - w yjaśniając ogólny charakter i regularności krzywej b lask u supernowych typu I — d o puszczałaby zarazem w ie lk ą obserwowaną różnorodność nachyleń p o szczególnych c z ę ś c i krzywej różnych supernowych. T rzeba więc uznać ch arakterystyczny k s z ta łt krzywej b la sk u supernowych typu I za dotąd nie wyjaśniony.
Osobliwe je s t widmo supernowych typu I. We w czesnych fazach eksplozji j e s t ono zupełnie amorficzne, ja ś n ie js z e w c z ę ś c i długofalowej (stąd
superno-Rys. 1. Schematyczna krzywa blasku supernowej typu I. Na rysunku przyjęto średnią amplitudę Am, okres czasu T|, położenie punktów p t i p 2 oraz kąt a . Te parametry zmie niające się od supernowej do supernowej n ależą do najłatw iej uchwytnych charaktery styk krzywej. Natomiast punkt p 3 oddzielający supernową jako taką od stanu, który na zywamy pozostałością supernowej ma charakter hipotetyczny i nie był- obserwowany
(wg Z wi c k y ’ e go)
Rys. 2. Charakterystyczny wygląd widma supernowej typu I (zapis mikro fotometru). Podano długości lin ii widma porównania (wg Z w i c k y ’ ego)
O bserw acyjn e a s p e k t y w i e d z y o supernowych 107
we łatwiej je s t odkrywać na k lis z a c h żółtych niż niebieskich). P o paru tygod n iach w widmie, w którym c z ę ś ć krótkofalowa sta je s ię stosunkowo j a ś n ie js z a , pojaw iają s ię charak tery sty czn e twory przedstaw ione na rys. 2. T rw ają dysku s j e , czy należy je rozumieć jako widmo cią g łe ze stosunkowo ostrymi liniami absorpcyjnymi, czy t e ż jako widmo emisyjne sk ład ające s i ę z s iln ie rozmytych linii czy pasm. P o s z c z e g ó ln e , charakterystyczne maksima i minima w widmie różnią s i ę wprawdzie natężeniem u poszczególnych supernowych, le c z pojawia j ą się na ogół zaw sze w tych samych d ługościach fal, j e ś l i brać pod uwagę widma tego samego wieku. Próby identyfikacji linii widmowych zarówno przy założeniu ich em isyjności jak i absorpcyjności, jak dotąd zupełnie s ię nie po wiodły. Pew ne s u g e s tie , zdawałoby s ię ju ż prowadzące do celu zaw sze po do k ładniejszym sprawdzeniu okazywały się błędne, lub w najlepszym razie nie przekonujące. DATS _ 2 § ..
i
...i
•!
1
5 — 10 —|
Ii
M _____]
i i]
li
#- 1
» a 25 301
1
1
50---60 701
■$
1
ęt JJJ
MC 90 too---150 — 200 —I 250 —^ 300 —^|
i
r-. ...I
i
---350 -= X 6300 6000 5500 5000 4500 4000Rys. 3. Diagram p r z e d s ta w ia j ą c y p r z e s u n ię c i a z c z a s e m tworów widmowych w superno- nowej I typu (wg M i n k o w s k i e g o )
O s o b l i w o ś c i ą widm s u p e rn o w y ch l ty p u j e s t t o , że w c z ę ś c i kró tk o fa lo w ej w id m a, a m ia n o w ic ie p o n iż e j 5100
A,
w s z y s t k i e utw ory widmowe p r z e s u w a j ą s i ę wraz z upływem c z a s u ku c z e r w i e n i (rys. 3). N a r a s t a n i e p r z e s u n i ę c i a w yno s i z p o c z ą t k u od 25 do 100A
na m i e s i ą c . P r o c e s t e n z c z a s e m u l e g a z w o ln i e niu , a l e tr w a dopóki widmo su p e rn o w e j p o z o s t a j e o b s e rw o w a ln e . P o d o b n e f e n o m e n o lo g ic z n ie z j a w is k o zm iany d łu g o ś c i lin ii z c z a s e m o b s e r w u je s i ę ró w n i e ż u zw ykły ch now ych. T łu m a c z y s i ę je tam w te n s p o s ó b , że o b se rw u je m y lin ie w y s y ł a n e p r z e z e k s p a n d u j ą c ą o t o c z k ę . Dopóki o t o c z k a j e s t g ę s t a , widzimy t y l ko c z ę ś ć z e w n ę t r z n ą od n a s z e j stro n y , c z ę ś ć p r z e s u w a j ą c ą s i ę ku nam. W k o ń cowym s ta d iu m n a t o m ia s t o b se rw u je m y je d n a k o w o d obrze w a r s tw y z b l i ż a j ą c e s i ę ku nam , ja k i w arstw y z p r z e c iw n e j str o n y , o d d a l a j ą c e s i ę od n a s . W r e z u l t a c i e ś r e d n i a d łu g o ś ć f a li z w i ę k s z a s i ę , p r z e s u w a ku c z e r w ie n i , a l e t e ż z a r a zem s z e r o k o ś ć k a ż d e j li n i i m u si r o s n ą ć , bo o b se rw uje m y c o r a z to w i ę k s z y dia - p a z o n p r z e s u n i ę ć d o p le ro w s k ic h . M oż na by to w y ra z ić in a c z e j , a m ia n o w ic i e , ż e nie o bse rw uje m y t u p r z e m i e s z c z e n i a l i n i i , a le j e j n ie s y m e tr y c z n e p o s z e r z e n i e , g rubienie z je d n e j stro n y . R z e c z y w i ś c i e zm iany z c z a s e m s z e r o k o ś c i linii z n a k o m ic ie p o t w i e r d z a j ą t a k ą in t e r p r e t a c j ę w p rzy p a d k u nowych. U siło w a n o w ię c p odobne w y tłu m a c z e n ie z a s t o s o w a ć do s u p e rn o w y c h I ty p u . N ie d a ł o to j e d n a k r e z u l t a t u , g d y ż lin i e w wid m ach te g o ty p u s u p e rn o w y c h ( o b o ję t n e , czy s to s u j e m y i n t e r p re t a c j ę li n i i a b s o r p c y jn y c h na t l e c i ą g ły m , c z y lin i i e m i s y j nych) nie w y k a z u j ą ż a d n y c h s y s t e m a t y c z n y c h zm ian s z e r o k o ś c i . W szelkie p r ó by w y tłu m a c z e n ia te g o n a r a s t a j ą c e g o z c z a s e m p r z e s u n i ę c i a ku c z e r w i e n i czy to efe k tem d o p p le ro w s k im ,c z y g ra w ita c y jn y m p r o w a d z ą do s p r z e c z n o ś c i . Mamy t u w ięc być może do c z y n i e n i a z j a k im ś j e s z c z e innym nie znanym l a b o r a to r y j n i e , a n i nie p rze w id zia n y m t e o r e t y c z n i e powodem p r z e s u n i ę ć l in i i widmowych. B a rd z o m o ż liw e, że j e s t on z w ią z a n y z n a t u r ą sa m y ch lin i i, d o tą d z u p e łn ie nie w y j a ś n i o n ą . T r z e b a z a z n a c z y ć , że n ie wiem y, c z y j e s t t o w i s t o c i e p r z e s u n i ę c i e ku c z e r w ie n i , c z y t e ż p ie rw o tn e p r z e s u n i ę c i e ku f io le to w i, po którym lin ie w r a c a j ą pow oli do p o ł o ż e n i a , k tó re m o ż n a u w a ż a ć za n o rm aln e. F a k t , ż e m g ła w ic e — p o z o s t a ł o ś c i po su p e rn o w y c h — t a k i e g o z j a w i s k a n ie w y k a z u j ą dow o d z i , że p r o c e s p r z e m i e s z c z a n i a s i ę ku c z e r w ie n i po pewnym c z a s i e u s t a j e , choć do d z i ś momentu te g o u s t a n i a n ie u d a ło s i ę z a o b s e rw o w a ć i n ie j e s t w y k lu c z o n e , że p r o c e s z n i k a do p ie ro w ra z z n ie z id e n ty f ik o w a n y m i lin i a m i , k tó r e mu p o d le g a ją .
S upernowe I ty p u s ą w ięc o b ie k ta m i z u p e ł n i e zagadkow ym i. N a ogół u w a ż a s i ę j e z a ty p o w e su p e rn o w e . Gdy mowa o s u p e rn o w y c h b e z b l i ż s z e g o o k r e ś l e n i a t y p u , p r z e w a ż n ie ma s i ę n a m y śli typ I.
T y p d r u g i s u p e rn o w y c h zna m ionuje s i ę w ie l k ą r ó ż n o r o d n o ś c i ą krzyw ych b l a s k u . R y s u n ek 4 p o k a z u j e , że n ie k tó r e z ty c h k rzyw ych z b l iż o n e s ą z u p e łn ie do krzyw ych p o p rz e d n ie g o ty p u . Sama w ięc k r z y w a b l a s k u n ie może s ł u ż y ć ja k o
O b s e r w a c y j n e a s p e k t y w i e d z y o s u p e r n o w y c h 109
kryterium odróżniające te dwa typy od s ie b ie . C harakterystyczną c e c h ą drugie go typu je s t m niejsza wielkość ab so lu tn a w maksimum, w ynosząca wg .Win k o w s k i e g o średnio M = —17°?7. Na krzywej b la sk u z d a rz a ją s ię krótkotrwałe rozbłyski ( G a t e s i in. 1967) i wtórne maksima.
R y s . 4. R ó ż n e k r z y w e b l a s k u s u p e r n o w y c h t y p u II (w g Z w i c k y ’ e g o )
Z a s a d n ic z ą c e c h ą wyróżniającą ten typ supernowych j e s t widmo dość po dobne do widma zwykłych nowych (rys. 5), gdzie szerokość prążków wskazuje na względną prędkość gazów rzędu 8000 k m /se k . W widmie tym jednak brak linii wzbronionych. Ja k wiadomo, pojawienie s ię linii wzbronionych w widmach zwykłych nowych pozwala określić moment, gdy wyrzucona otoczka przyjmuje odpowiednią g ę s to ś ć , aby d a n a linia mogła się pojawić. J e ś l i obliczyć rozmia ry otoczki ze znanych poszerzeń linii (prędkość ekspansji) i momentu początku ek sp lo zji, to można stą d ocenić całkowitą, wyrzuconą masę otoczki. Po n iew aż u supernowych II typu linie wzbronione w ogóle s ię nie pojawiają, masy otoczek wyznaczyć się nie da. Biorąc jednak pod uwagę szerokość linii (prędkość
wy-Rys. 5. Widmo supernowej typu II (wg Z w i c k y ’ e g o ) 6 5 B 2 .7 3 (H a )
O b s e r w a c y j n e a s p e k t y w i e d z y o s u p e r n o w y c h 111
rz u tu m a terii) i o k r e s o b s e rw o w a ln o ś c i widma m o ż n a, p rz y jm u ją c z a s ł u s z n e rozum ow a nie s to s o w a n e do n o w y ch , o c e n ić d o l n ą g r a n ic ę m a sy w y rz u c o n e j ma t e r i i (o to c z k i). T a g r a n ic a w y p ad a z a w s z e p o w y że j m a sy Słońca.
P o d w zg lę d em danyc h o b s e r w a c y jn y c h s u p e rn o w e typu II s ą po p r o stu now y mi w w ię k s z e j s k a l i . I s t n i e j ą zro z u m iałe p r z y p u s z c z e n i a , że zarówno m e c h a niz m , ja k i p r z y c z y n y w ybuchu s ą w ty c h z j a w i s k a c h b a r d z ie j p okrew ne z w y kłym nowym n iż supernow ym ty p u I. J e s t d o ść p o w s z e c h n e p r z y p u s z c z e n i e , że t e n ty p s u p e rn o w y c h z w ią z a n y j e s t z g w ia z d a m i. P o w o d a m i, d l a któ ry ch s u p e r nowe typu II odróżnia m y od z w ykłyc h now ych są: po p i e r w s z e , w s p o m n ia n a ju ż p r z e r w a w j a s n o ś c i a c h a b s o l u t n y c h p om ię dzy n a j j a ś n i e j s z y m i nowymi a n a j s ła b s z y m i supernow ym i, a po w tó re f a k t, że s t a t y s t y c z n y c h zw ią zków pom iędzy j a s n o ś c i ą a b s o l u t n ą w maksimum a s t r o m o ś c i ą k rz y w e j b l a s k u d la zw ykłych n o w y ch nie d a s i ę e k s tr a p o l o w a ć na s u p e r n o w e ty p u II. W w id o c z n y s p o s ó b s ą to z j a w i s k a podo b n e, a l e nie id e n ty c z n e .
T r z e c i t y p su p e rn o w y c h zb liż o n y j e s t do p o p r z e d n ie g o z ty m, że widmo p r z e z p ie r w s z e ty g o d n ie j e s t z u p e ł n i e amorficzne (w s u p e rn o w y ch ty p u II ty lk o p r z e z p i e r w s z e dni), a d o p ie ro potem p o j a w i a j ą s i ę c h a r a k t e r y s t y c z n e lin i e . S z e r o k o ś ć ty c h l in i i, w śród któ ry ch pod o b n ie ja k w t y p i e II b r a k l in i i w zb ro n io
nych, w sk a z u je na prędkość e k s p a n s ji rzędu 12 000 k m /se k . O cen a dolnej g r a nicy wyrzuconej m asy , dokonana na te j z a s a d z i e co dla typu II d a je wynik 10 m a s S ło ń ca. Krzywa b la sk u p o s i a d a z a w s z e p ła s k ie maksimum trw a ją ce k ilk a m ie się cy .
Jedynym powodem dla wyróżnienia te j grupy supernowych w oddzielny typ j e s t brak stadiów pośrednich pomiędzy nim a typem II. Wielu jednak astronomów ł ą c z y te oba typy razem.
T y p c z w a r t y znany j e s t , jak dotąd, tylko na p od staw ie jed n ego p rz e d sta w ic ie la (Supernowa 196If w NGC 3003) dokładniej zbadanego i kilku innych obiektów zaklasyfikow anych do tego typu z pewnym prawdopodobieństwem tylko na podstaw ie krzywych b la sk u przy braku o b se rw a c ji widmowych. T a
charakte-R y s . 7 . Widmo s u p e r n o w e j t y p u [V ( w g Z w i c k y ’ e g o ). D w a z d j ę c i a w r ó ż n y c h e p o
O bserw acyjne a s p e k t y w i e d z y o supernowych 113
Rys. 8. Widmo supernow ej typu V (typu r| Carinae) (wg Z w i c k y ’ e g o )
ry s ty c z n a krzywa b lask u s k ład a s ię z dwu stosunkowo p łask ich łuków połączo nych łukami stromymi (rys. 6). W jedynym przypadku zbadanym spektralnie wid mo sk ład ało się z układu niezidentyfikowanych pasm, który po kilku tygodniach zmienił się w układ zupełnie różny od początkowego (rys. 7). Było to widmo isto tn ie różne od widm w sz y stk ic h poprzednich typów supernowych.
Znanym przedstaw icielem t y p u p i ą t e g o j e s t r| C arinae. Amplituda je j bla sk u wynosi ledwie 7"1. Stanowi to powód, dla którego niektórzy b a d acze w zbraniają się zaklasyfikować ten typ obiektów jako supernowe. Z drugiej s tro ny za przy n ależn o ścią tej k la s y do supernowych p rzem aw ia niska w ie lk o ść gwiazdowa a b so lu tn a w ynosząca dla T) Carinae wg różnych ocen od —13 d o —15 w ielk o ści gwiazdowej. Krzywa blasku j e s t nieregularna z licznymi wtórnymi rozbłyskami i maksimami, co zbliża ten typ do typu II. Również nieco podobne
j e s t widmo (rys. 8), które w sk a z u je jednak na m n iejsze p ręd k o ści e k s p a n s ji rzęd u 3000 k m / s e k . Ocena dolnej granicy wyrzuconej m asy d a je nieco w ięcej niż m asę S ło ń ca. C z ę s t o ten typ obiektów uw aża s i ę za p o d k la sę zwykłych no wych. Za zaliczen iem ich do supernowych przem awia w zgląd praktyczny, a m ia no w icie, że odkrywając obiekt te g o typu w o d le g łe j g a la k ty c e i m ając tylko krzyw ą b la sk u w pobliżu maksimum, obserwator z a lic z y go niechybnie do sup er nowych. T ak więc czy in a c z e j wśród odkrytych supernowych, których typów z ja k i c h ś powodów nie d ało s i ę wyznaczyć b ę d ą s ię zaw ierać obiekty typu r| C arin ae . Poniew aż z a ś i tak s ię w yd aje, że różne typy supernowych m ogą być wywoływane różnymi przyczynami i mieć różny przeb ieg fizyczny, nic nie stoi na p rz e sz k o d z ie dodać do ich liczb y j e s z c z e jed en typ, odmienny od poprzednich.
Oprócz wymienionych is t n ie ją u siłow a n ia wprowadzenia do k l a s y f i k a c ji supernowych j e s z c z e paru d a ls z y c h typów. Tymcz'asem m ają one po jednym p rzed staw ic ielu i w yd aje s i ę w ł a ś c iw s z e traktować je r a c z e j ja k o supernowe o osobliwych charakterystykach.
Ogólnie biorąc nie j e s t j a s n e , czy różn ość typów supernowych pochodzi od różnic w przyczyn ach wywołujących e k s p lo z je , od różnic w m asach lub stan ie * materii, która podlega pierwotnej e k s p lo z ji, czy t e ż od różnego stanu f iz y c z n e
go ośro dk a o t a c z a ją c e g o e k s p lo z ję , a w którym zacho d zą z ja w is k a wtórne.
4. G A L A K T Y K I I GROMADY M A C IE R Z Y S T E
Supernowe I typu obserwowane były we w szy stk ich typach g alaktyk, a więc sp iralny ch , eliptycznych, nieregularnych i karłowatych. Jed y n a znana dotąd supernowa w pom oście m iędzygalaktycznym (rys. 9) wydaje s i ę również n ależeć do typu I ( R u d n i c k i i Z w i c k y 1967), choć k l a s y f i k a c ja w tym przypadku nie j e s t pewna. W roku 1966 panna A n d e r s o n i prof. L u y t e n (1967) odkryli krótkotrwały obiekt rzu tu ją cy s i ę na c z ę ś ć centralną tzw. Gromady' Galaktyk B we L w ie , nie l e ż ą c y jednak wewnątrz lub w bezpośrednim p obliżu żadnej po,- s z c z e g ó ln e j galak ty k i. Praw a prawdopodobieństwa k a ż ą z a liczy ć ten obiekt do supernowych. .le st to supernowa alb o w przestrzeni m ięd zygąlak tycz n ej, alb o w niewidocznej g a la k ty c e karłow atej. Również i ta supernowa s ą d z ą c po n ie pełnych danych (brak informacji spektralnych; s ą tylko sk ą p e dane koloryme tryczne i fotometryczne) j e s t typu I. Można więc p ow iedzieć o gó ln ie, że sup er nowe I typu w y stę p u ją we w sz y stk ic h typach galaktyk, jak również pomiędzy
nimi.
P o z o s t a ł e typy supernowych, a więc II, III, IV i V we w sz y stk ic h przypad kach, w których zarówno typ supernowej ja k i galaktyki d ało s i ę bezspornie u s t a l i ć , pojaw iały s i ę w galaktykach spiralnych i to z a w sz e w ob szara ch struk tury sp ira ln ej. Pewne o d stę p stw a od te j z a s a d y pow staw ały tylko w przypad kach, g-dy typ galak ty k i lub supernowej był wątpliwy.
Niejednokrotnie obliczano średnią często ść wybuchów supernowych w ga laktykach. Wszelkie statystyki s ą bardzo niepewne, bo zachodzą tu liczne efek ty selekcji obserwacyjnej (patrz niżej). Otrzymane wyniki zawierają się pomię dzy 30 a 500 latami jako okresem czasu , w którym średnio w jednej galaktyce wybucha jedna supernowa. Na ogół przyjmuje się wartość trzystu kilkudziesię ciu lat ( Z w i c k y 1968) jako najbardziej prawdopodobną. Oprócz zagadnień formalnej możliwości obliczenia średniej wartości tego okresu zachodzi znacz nie poważniejszy problem fizycznego znaczenia tej średniej. Obserwacje wska zują bowiem wyraźnie, że w różnych galaktykach okres je st różny. Znamy bo wiem sporo galaktyk, w których rozbłyski supernowych pojaw iają się znacznie c z ę śc ie j niż przeciętnie. W 5 galaktykach w ciągu kilkudziesięciu lat zaobser wowano po 3 supernowe. Na przykład w spiralnej galaktyce NGC 6946 w roku 1917 pojawiła się supernowa typu I, w 1939 — typu III i w 1948 — typu II. Próby wyjaśnienia c z ę sto śc i wybuchów supernowych w tych 5 galaktykach przypadko
wym odchyleniem od średniej (w tym celu przytaczano argumenty za średnią w ynoszącą 50 lat lub mniej) wydają s ię mało przekonujące.
Wydaje się również, że czę sto ść rozbłysków supernowych je s t różna w róż nych gromadach galaktyk, choć wobec małych liczb trudno stosować tu prawa statystyczne. Tak na przykład w gromadzie Raka zauważono dotąd 5 rozbły sków, podc*zas gdy w b liż sz e j i stale (podobnie jak Rak) patrolowanej groma dzie P e rse u sza nie wykryto dotąd ani jednej. Z dwu bliskich sobie na niebie i bardzo podobnych do siebie pod względem struktury wewnętrznej, rozmiarów i odległości gromad galaktyk zwanych A i B we Lwie ( R u d n i c k i i B a r a r n o w s k a 1966), z których każda je s t jednakowo intensywnie patrolowana, w drugiej odkryto 6 supernowych, podczas gdy w pierwszej — ani jednej. Warto zaznaczyć, że właśnie w gromadzie B odkryto wspomniane już: supernową w po moście międzygalaktycznym i prawdopodobną supernową międzygalaktyczną. Można by więc przypuszczać, że je s t to gromada o szczególnie korzystnych warunkach dla eksplozji supernowych.
5. PROBLEMY ODKRYWANIA SUPERNOWYCH
Dla celów statystycznych ważne byłoby posiadanie jednorodnego materiału dotyczącego odkrywania supernowych. Z chwilą powstania w spółczesnej s łu ż by supernowych, a więc systematycznego patrolowania wybranych obszarów nieba, wydawało s ię , że będzie można uzyskać taki właśnie materiał. Niestety, nadzieje szybko zawiodły. Przede wszystkim ze względu na widoczność pól w ciągu roku nie sposób ich wszystkich patrolować jednakowo cz ę sto , ani przez jednakowe okresy c z a su . Je ż e li z a ś jak ieś pole .obserwujemy stosunkowo rzadko, wtedy możliwość odkrycia supernowej zależy, przy innych ustalonych
O bserw acyjne a s p e k ty wiedzy o supernowych 117
warunkach, nie tylko od ja s n o ś c i w maksimum, ale i od kształtu krzywej blasku, który, jak widzieliśmy, bywa (zw łaszcza dla supernowych typów II, III i V) bar dzo rozmaity i trudny do u jęcia statystycznego. Ponadto stwierdzono, że moż liwość odkrycia supernowych zależy od wielu innych czynników, z których naj w ażniejsze (wg subiektywnego odczucia autora) s ą następujące:
1) Położenie supernowej w galaktyce: Supernowe na peryferiach s ą łatwiej dostrzegalne niż rzutujące się na ja ś n ie js z e ich c z ę ś c i, zw łaszcza na jądra. 2) C z a s ekspozycji: przy krótszych ekspozycjach łatwiej odkrywa s ię jasn e supernowe w centralnych częściach galaktyk, które wtedy nie u le gają prze- eksponowaniu, traci się natomiast sła b sz e supernowe w obszarach peryferyj nych. Przy ekspozycjach dłuższych — odwrotnie. Supernowe słabe w obszarach centralnych s ą i w jednym, i w drugim przypadku nieodkrywalne. 3) Typ galak tyki: Znacznie łatwiej zauważyć supernową w galaktyce o budowie rozmytej niż w galaktyce zwartej, której obraz podobny je st do gwiazdy. 4) Jak o ść obrazu: N a fotografiach uzyskanych dużymi teleskopami przy spokojnej atmosferze obecność supćmowej w galaktyce stosunkowo odległej (małej kątowo) można rozpoznać czasem po zmianie jej kształtu (na zarysie galaktyki powstaje c o ś w rodzaju garbu). Taka możliwość odpada, gdy obraz galaktyki ulega rozmyciu z powodu niepokoju atmosfery. 5) Odległość galaktyki: Ze względu na zdolność rozdzielczą supernowe w galaktykach odleglejszych są widoczne do mniejszej wielkości granicznej niż w galaktykach bliższych tego samego typu.
Nie poruszam tu oczywistych czynników, jak rodzaj teleskopu (z as ię g i zdol ność rozdzielcza), przeźroczystość atmosfery, biegłość i zmęczenie obserwato ra przeglądającego klisze itp. W rezultacie nie tylko nigdy nie je s t uzyskiwany stan, w którym można by odkrywać w patrolowanym polu wszystkie supernowe do ja k iejś dającej s ię określić wielkości gwiazdowej, ale — co gorsza — warun ki odkrywania supernowych w każdym polu s ą stale zmienne w c z a s i e , i to zmienne w sposób trudny do ś c iś le js z e g o ujęcia statystycznego.
Mówiąc o systematycznej służbie supernowych ma się na ogół na myśli me todę fotograficzną, ponieważ je st to jedyna metoda stosowana obecnie. Nie brak jednak projektów innych metod.
Dla odkrywania supernowych w c zęśc iach centralnych bliskich galaktyk obiecująca wydaje się metoda wizualna. Dotychczas takie supernowe były od krywane n ajczę śc iej na przypadkowo niedoeksponowanych kliszach fotograficz nych, gdzie części centralne galaktyk wyjątkowo leżały na stromej c z ę śc i krzy wej poczernienia emulsji. Usiłowano prowadzić na Palomarze i w paru innych obserwatoriach specjaln ą służbę patrolową za pomocą zdjęć o krótkiej ekspozy cji. Ze względu na zawsze ograniczony c z a s teleskopów i zmniejszenie o kilka wielkości gwiazdowych zasięgu otrzymanych w ten sposób zdjęć, taka metoda została wszędzie zarzucona w cześniej niż przyniosła rezultaty. W
przeciwień-K. Rudnicki
stw ie do k lisz y fotograficznej, oko w szczególny sposób uprzywilejowuje jasn e obiekty punktowe względem obiektów o skończonych rozmiarach. W szyscy obser watorzy galaktyk znają ten efekt, który spraw ia, że pole bogate zarówno w gw ia zdy jak i w galaktyki, w okularze, teleskopu daje wrażenie zupełnie różne niż na fotografii. Wymaga d łu ższej wprawy, aby szybko identyfikować konfiguracje w idziane w teleskopie z konfiguracjami na fotografii. W szczególn ości o ile na zdjęciu supernowa wydaje się zazw yczaj drobnym szczegółem w obrazie g alak tyki, o tyle w okularze teleskopu przeciętna galaktyka z reguły wygląda tylko jak dodatek do supernowej. T ło jądra galaktyki nie stanowi utrudnienia w wi zualnym dojrzeniu supernowej. Na przeszkodzie do szerokiego stosow ania wi
zualnej służby supernowych sto i ograniczony c z a s zarówno teleskopów , jak i obserwatorów. W szczególnych jednak przypadkach taka metoda może być opłacalna, np. w m iłośniczych zespołach obserwacyjnych rozporządzających dużymi, choć niekoniecznie precyzyjnymi teleskopam i. Na przykład program te go rodzaju systematycznych obserw acji w zastosow aniu do kilkuset n ajja śn ie j szy ch galaktyk je s t przygotowywany przez grupig członków Amerykańskiego Stow arzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO), przy użyciu ama torsko wyprodukowanego 125-centymetrowego teleskopu zmontowanego tak, aby łatwo go było przerzucać z jednej okolicy nieba na drugą. Spodziew ają się oni odkrywać w ten sposób przynajmniej jedną supernową na 2 lata przy pewności, że nie zo stała pominięta . żadna supernowa ulokowana, nawet w samym jądrze k tórejś z obserwowanych galaktyk.
Pewne zalety metody wizualnej w połączeniu z w ięk szo ścią zalet metody fotograficznej m ają mieć proponowane sposoby odkrywania supernowych foto- elektrycznie. Specjalnie zbudowany dwuwymiarowy skaner przeczesyw ałby pa trolowane pola, porównując automatycznie stan aktualny nieba z zapisem z okre su poprzedniego, porównawczego. W przypadku pojaśnienia jakiegokolw iek m iejsca1, dodatkowe obserw acje uzasadniałyby jego naturę. W ten sposób odkry
wałoby s ię , oczyw iście, nie tylko supernowe, ale gwiazdy zmienne, zmienne galaktyki, kwazary, gwiazdy o szybkich ruchach w łasnych, komety, planetki i w ogóle w szelkie obiekty zmienne pod względem ja sn o śc i lub położenia. L i niowa charakterystyka komórki pózw alałaby na odkrywanie supernowych z po1- dobną łatw ością w jądrach jak i na peryferiach galaktyk. Istn ieją jednak obawy, że liczb a fałszyw ych alarmów aparatury zm uszająca do nadmiernej liczby spraw dzających obserw acji dodatkowych może uczynić metodę nieopłacalną. W przy padku obserw acji fotograficznych zaledwie ja k a ś jedna na d zie sięć podejrza nych zmian w wyglądzie galaktyki okazuje s ię supernową. W pozostałych przy padkach s ą to usterki em ulsji. Stąd każde odkrycie może być uznane za takie dopiero po otrzymaniu obrazu supernowej przynajmniej na dwu zdjęciach. P o nieważ metoda fotoelektryczna wymaga użycia przy tym samym zasięg u więk szych teleskopów , na których c z a s obserwacyjny je s t z reguły bardziej
ograni-O b s e r w a c y j n e a s p e k t y w i e d z y o s u p e r n o w y c h
119
czany, tylko warunek działania aparatury w sposób blisk i idealnemu może ją uczynić opłacalną. Jak dotąd nigdzie tak ie projekty nie zo stały zrealizowane.
6 ; PROBLEMY FOTOMETRII
Z wyjątkiem wspomnianego wyżej odkrycia A n d e r s o n ó w n y i L u y t e n a oraz tzw. obiektu Satywaldiewa ( K u k a r k i n 1962), który prawdopodobnie był supernową m iędzygalaktyczną w pobliżu n a s z e j Galaktyki, w szy stk ie — zarów no pewne jak i prawdopodobne — supernowe' s ą widoczne na tle galaktyk macie rzystych, z czego duża c z ę ś ć , bo sporo supernowych typu I i w sz y stk ie typów innych, j e s t w idoczna na tle galaktyk spiralnych o skomplikowanym k s z ta łc ie .
Niektóre supernowe historyczne w na sz e j Galaktyce były bardzo j a s n e . Naj j a ś n i e j s z a z roku 1006 miała w maksimum w ielkość obserwowaną m n ie jsz ą niż —8m i była widoczna gołym okiem j e s z c z e po 10 lata c h . Jednak w c z a s a c h i s t nienia fotometrii foto elektrycznej do wyjątków n a le ż ą supernowe poniżej 10m, a w iększość ma b lask w maksimum powyżej 15m . Stąd zaledwie dla paru z nich is tn ie ją fotoelektryczne krzywe b la sk u , przy c^ym ze względu na tło galaktyk macierzystych obserwacje dolnej c z ę ś c i krzywej s ą już mało dokładne.
W w ię k sz o śc i przypadków zdani je s te ś m y na fotometrię fotograficzną. Ze względu na skomplikowany zazwyczaj ksztak> tła galaktyki i związane z tym efekty fotograficzne, pomiary mikrofotometrem bywają opłacalne tylko w s z c z e gólnie korzystnym położeniu supernowej wewnątrz galaktyki. C z ę sto w ię k s z ą dokładność d a ją pomiary średnicy obrazu na k lis z y , a w przypadkach bardziej skomplikowanego tła oraz s ła b sz y c h supernowych najdokładniejsze okazują się pomiary na k lisz y m etodą Argelandera, p ozw alające uzyskać prawie zawsze do kładność l e p s z ą niż O1? 1. Z t a k ą wewnętrzną dokładnością znana je s t w ięk szo ść krzywych b lask u supernowych, jak również ich w skaźniki barw. Istn ie je przy tym z reguły możliwość sy stem atycznego błędu wywołanego niewłaściwym uwzględnieniem t ł a . Ze względu na trudność? ze znalezieniem słabych standar dów fotometrycznych (w grę w chodzą n a jc z ę ś c ie j j a s n o ś c i 1S11— 21m) w pobliżu supernowych i konieczność dokonywania transferów fotometrycznych c z ę s to z odległych c z ę ś c i nieba, błędy u le g a ją zawyżeniu.
W Jiteraturze, z w ła s z c z a w stosunku do supernowych, dla których istnieje tylko po k ilk a obserw acji i brak opracowanej krzywej blask u , spotyka s ię c z a sem oceny w ielkości gwiazdowych oparte na porównaniu obrazu supernowej z wyglądem standardów fotometrycznych na innej k lis z y fotograficznej, u z y sk a nej w zbliżonych warunkach. T ak ie oceny kryją czasem w sobie błędy, wyno s z ą c e po parę w ielkości gwiazdowych.
Dla niew ielkiej tylko liczby supernowych i s tn ie ją obserw acje na w stęp u ją cej g a łę z i krzywej blask u , ta k że można u sta lić moment i wysokosć maksimum.
Ogromna w iększość supernowych je st odkrywana w c z a si e spadku blasku i maksymalna ja sn o ść obserwowana je st różna od ja sn o śc i w maksimum. Uży wane czasem metody empiryczne wyliczania ja s n o ś c i maksimum z dalszego przebiegu krzywej nawet dla krzywych typowych s ą niepewne.
Wszystkie wymienione przyczyny powodują, że dane dotyczące obserwowa nych ja sn o śc i supernowych w maksimum s ą bardzo niejednorodne i często obar czone dużymi błędami systematycznymi, o których charakterze na ogól- nic nie można powiedzieć. J e s t to fakt mało znany autorom prac statystycznych z tej dziedziny. Wszelkie statystyki supernowych należałoby przeprowadzać tak, aby
widoma .jasn o ść w maksimum w ogóle w nich nie odgrywała roli.
Dodatkowe trudności powstają z wyznaczaniem wielkości absolutnych super nowych. Oprócz podstawowej trudności z wyznaczeniem odległości galaktyki macierzystej (dla galaktyk bez jąder uzyskanie widma przydatnego do pomiarów bywa często prawdziwą próbą wytrwałości w długości czasu naświetlania), wchodzą tu w grę zagadnienia absorpcji. Z reguły supernowa nie pozwala na obserwacyjne wyznaczenie nadwyżki barwy. Stąd dane o absorpcji międzygwia- zdowej (w n aszej Galaktyce) można brać tylko ze wzorów średnich dla danej szerokości galaktycznej, co — jak wiadomo — prowadzi do sporych błędów przy padkowych. J e s z c z e trudniej uwzględniać absorpcję wewnątrz galaktyki macie rzystej, bo abstrahując od nieznajomości stanu fizycznego i rozmieszczenia ciemnej materii wewnątrz niej, nie ma metod określenia głębokości położenia supernowej w galaktyce. Wreszcie na ogół zupełnie nie j e s t znany wpływ absorpcji międzygalaktycznej. Problemem wyznaczenia absolutnych wielkości gwiazdowych supernowych w maksimum zajmował s ię M i n k o w s k i (1964) i uzyskane przez niego, a cytowane już w początku tego artykułu średnie wiel k o ś c i absolutne w maksimum supernowych typu I i II uzyskane przy możliwie rozsądnych założeniach dotyczących odległości i absorpcji różnych typów, s ą akceptowane przez ogół badaczy nie tyle z przekonania o ich wiarogodności,
ile z pewności, że trudno o uzyskanie lepszych.
7. UWAGI KOŃCOWE
Supernowe s ą obiektami ciekawymi same przez s ię , jako jedne z n ajjaśn ie j szych obiektów punktowych we Wszechświecie, przedstawiając wiele zagadek zarówno co do elementarnej interpretacji widm, jak i przyczyn wywołujących ich eksplozje. Po odkryciu kwazarów wyłoniła s ię możliwość związków pomię dzy tymi obiektami. Niektórzy przypuszczają, że wielka liczba kolejno wybu chających supernowych może dostarczać energii świecenia kwazarom. Inni do m yślają s ię wspólnych co do istoty przyczyn świecenia zarówno kwazarów, jak i supernowych. Tymi przyczynami miałby być kolaps grawitacyjny. Podobnych
O bserw acyjn e a s p e k t y w i e d z y o supernowych 121
z a le ż n o śc i można się domyślać pomiędzy supernowymi i galaktykami o zmien nej ja s n o ś c i. Wi l d (1967) zauważy}, że wiele galaktyk, w których obserwowano supernowe, p o sia d a osobliwe strukturalne utwory pierścieniow e. H o d g e po dobne utwory pierścieniow e .uważa za p o z o s ta ło ś c i po gig antycznych e k s p lo zjach, w których w y d zielająca s ię energia j e s t o rzędy wielkości w iększa niż przy wybuchu supernowych I typu. P oniew aż odkrywa s i ę coraz więcej fenome nów św iadczących o k atastroficznych zjaw iskach w g alaktykach, wyłania się umotywowane przekonanie, że zjaw isko supernowych w iąże s i ę w istotny spo sób z burzliwą f a z ą ewolucji galaktyk. Z tego punktu widzenia ważne wydaje się zwrócenie uwagi na galaktyki i gromady galaktyk, w których supernowe po ja w ia ją s ię sz c z e g ó ln ie c z ę sto .
Osobny przedmiot badań astronom icznych stan o w ią p o z o s ta ło ś c i po su p er nowych, których najlepiej zbadanym przedstaw icielem j e s t Mgławica Krabowata w Byku. Rozwój badań zjawisk zachodzących w tych mgławicach wymaga obec nie coraz c z ę ś c i e j danych dotyczących samych supernowych.
Wszystko w skazuje na to, że o ile w końcu XIX w. problemy supernowych leżały na mieliznach zagadnień astronom icznych, a od roku 1934 d o sta ły s ię w o bszar przybrzeżnych wirów, o tyle d z iś zo stały w łączone w główny nurt astronomicznych badań.
L I T E R A T U R A
A n d e r & o n J.H ., L u y t e n W., 1967, I.A.U. Circular, No 2011. B a a d e W., Z w i c k y F. , 1934, Proc. Nat. Acad. Sci. U.S., 20, 254. G a t e s H.S. i in,. 1967, A .J., 7 1 912.
H o d g e P.W., 1967, P .A .S .P ., 79, 29.
K a r p o w i c z M., R u d n i c k i K., 1969, Prelim inary Catalogue of Supemovae, Warszawa (w druku).
K u k a r k i n B.W., 1962, Inf. Bull. V.S. Comm. 27 I.A.U., No 18.
M i n k o w s k i R., 1964, Ann. Rev. of Astronomy and A strophysics, 2, 247. R u d n i c k i K., B a r a n o w s k a M., 1966, A.A., 10, 65.
R u d n i c k i K., Z w i c k y F., 1967, A.J. 72
,
407 i 460.Wi l d P ., 1967, (Referat wygłoszony na posiedzeniu Grupy Roboczej Supernowych Komi sji 28 Międzynarodowej Unii Astronomicznej na Kongresie w P rad ze — dotąd nie publikowany).
Z w i c k y F ., 1965, Stars and Stellar System s, 8, 367.
Z w i c k y F ., 1968, U.A.I. Commission 28' — Circular L e tte r on Supernovae, 9, 11.
UWAGA DODANA W CZASIE DRUKU: Wobec odkrycia oprycznego pulsara w mgła wicy Krab, tw ierdzenie ze s . 105, że z wyjątkiem supernowych typu V nie znamy ich p ozostałości o gwiazdowym wyglądzie je s t nieaktualne.
.
'*
■
OD REDAKCJI
Zaw sze wydawało mi s ię — byłem w szczególności tego zdania w czasach, gdy byłem studentem — iż aby dobrze zrozumieć ja k ieś zagadnienie, należy je przestudiować co najmniej w dwu ujęciach (np. z dwu podręczników różnych autorów); tylko wtedy uzyskuje się widzenie danego zagadnienia niejako stere oskopowe, dostrzega się istotne trudności problemu, uzmysławia sobie wielora- kość podejść do zagadnienia.
Poniew aż zagadnienia budowy teleskopów Ritcheya-Chretiena są obecnie w P o lsce szczególnie aktualne w związku ze złożeniem zamówienia na tego właśnie typu teleskop dla Centralnego Obserwatorium Astronomicznego, Redak cja zdecydowała się opublikować dwugłos Dr Antoniego Stawikowskiego i Dr Kazimierza Stępnia o teleskopach Ritcheya-Chretiena; artykuły te drukujemy w porządku alfabetycznym nazwisk autorów.
Stefan Piotrowski
T E L E S K O P Y TYPU RITCHEYA-CHRETIENA
TEJIECKOnbl TWIA RITCHEY-CHRETIEN
Cof le p acaHi i e
B CTaTbe flaHa xapaKTepucTMKa TejiecnonoB cucTeMbi Ritchey-Chretiena.
RITCHEY-CHRETIEN TELESCOPES
Summary
A review of the Ritchey-Chretien system s characteristics is presented.
1
A N T O N I S T A WI 1C 0 W S K I
W latach 1972/1973 firma Zeiss z NRD dostarczy Centralnemu Obserwato rium Astronomicznemu usytuowanemu, jak się planuje, w Belsku k. Warszawy teleskop o dwumetrowej średnicy lustra. Będzie to największy polski teleskop, który w obecnym standarcie światowym zaliczony być może do instrumentów średniej klasy. W samej tylko Europie czynnych będzie w latach siedemdziesią tych około dziesięciu dwumetrowych teleskopów. Teleskop zamówiony przez Polskę ma być zmodyfikowanym układem Ritcheya-Chrćtiena. Jakie są charak terystyki takiego układu optycznego i dlaczego właśnie taki typ teleskopu zo stał zamówiony? Niniejszy artykuł będzie próbą odpowiedzi na oba te pytania. Zacznijmy od odpowiedzi na drugie z postawionych tu pytań. Wybór takiego czy innego typu instrumentu wiąże się ściśle z tematyką przyszłych badań astronomicznych. Dotychczasowe doświadczenia uczą, że duże teleskopy uzy skują pełną sprawność obserwacyjną nie wcześniej, n iż po 10—15 latach od chwili złożenia zamówienia na ich budowę. Wprawdzie czas produkcji dużych teleskopów uległ obecnie znacznemu skróceniu, ale współczesna problematyka astronomiczna narzuca konieczność stosowania coraz bardziej wyrafinowanych metod obserwacji, co związane jest z konstruowaniem skomplikowanych i dro gich przyrządów pomocniczych. Dopiero teleskop wyposażony w szybkie, duże spektrografy, czułe fotometry i skanery jest instrumentem pełnosprawnym i amor tyzującym wysoki koszt produkcji. Cena jednej nocy obserwacyjnej na najwięk szych teleskopach, umieszczonych w dobrym klimacie astronomicznym wynosi 2000—4000 dolarów. Już tylko wysoka cena amortyzacji nakłada na astronomów projektujących swoje narzędzia wielką odpowiedzialność, gdy chodzi o celo wość i maksymalną użyteczność przyszłego instrumentu. Astronom-instrumenta- lista, projektujący dzisiaj swoje narzędzie pracy, musi „odgadnąć” jaka pro blematyka będzie aktualna za lat 20—30, musi zaprojektować taki instrument, który sprostałby w pełni wymaganiom obserwacyjnym jeszcze za lat 50. Zadanie jest niezmiernie trudne, zważywszy na eksplozywny rozwój współczesnej astro nomii. Stąd tak wielką wagę przywiązuje się dzisiaj do wszelkiego rodzaju pro gnoz rozwoju nauki.
Można by się zapytać, czy ma sens budowanie tak drogich teleskopów w erze obserwacji satelitarnych i szybkiego rozwoju radioastronomii. Niestety, obecne obserwacje satelitarne, ograniczające się w większości przypadków do badań Słońca i przestrzeni okołoziemskiej, są ciągle jeszcze kilka a nawet kilkanaście razy droższe od dwumetrowego teleskopu z pełnym wyposażeniem. Koszt jediie- go z obecnie projektowanych satelitów naukowych wynosi ok. 16 milionów dola rów, nie licząc ceny rakiety, kosztów wyrzutu i obsługi. Rozszerzenie tematyki
T e l e s k o p y typu R it c h e y a-Chretiena 125
