Postępy Astronomii nr 2/1954

POSTĘPY

ASTRONOMII

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

p t a

T O M II — Z E S Z Y T 2

1

9

5

4

SPIS TREŚCI ZESZYTU 2

W. Z o n n, O pracach kosmogonicznych W. G. Fiesjen-kowa i W. A. A m b a r c u m i a n a ... 51 A. S t r z a ł k o w s k i , Zastosowania elektroniki w astro­

nomii ... . . . . 70

Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW R. S z a f r a n i e c , Zachmurzenie na Suwalszczyźnie

w okresie od 19. VI. — 15. VII. 1953 ... 99 K. K o r d y l e w s k i , Zjawiska występujące w czasie

zaćmień S ł o ń c a ...103

Z LITERATURY NAUKOWEJ

K. R u d n i c k i , Nowe badania mgławic planetarnych 105 A. S t r z a ł k o w s k i , Pola magnetyczne w spiralnych

ramionach g a l a k t y k i ...106 W. W i ś n i e w s k i , Badania dwóch katalogów strefo­

wych Obserwatorium Astronomicznego w Yale . . 107

K R O N I K A

Działalność obserwatoriów astronomicznych Uniwersy­ tetu Wrocławskiego w latach 1950—1953 . . . 108

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

P O S T Ę P Y

A S T R O N O M I I

K W A R T A L N I K

K o l e g i u m R e d a k c y j n e Redaktor Naczelny: S T E FA N P I O T R O W S K I , Warszawa Członkowie: T A D E U SZ B A N A C H I E W I C Z , Kraków W Ł A D Y SŁA W T Ę C Z A , Kraków W ŁO D ZIM IER Z Z O N N , Warszawa

Sekretarz Redakcji:

K A Z IM IE R Z K O R D Y L E W S K I , Kraków Adres Redakcji: Kraków 2, plac Na Groblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: Kraków 2, ul. Kopernika 27 m. 4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N IC T W O u l. K r a k o w s k ie N A U K O W E — W A R S Z A W A P rz e d m ie ś c ie 79 N a k ła d 417+100 egz. P o d p is a n o d o d r u k u 15. V . 1954 A r k . w y d . 5 ‘78, a r k . d r u k . tfU + m a p a D r u k u k o ń c z o n o 22. V . 1954 P a p ie r d r u k . sat. 70 g k l.V 70X100 c m N r z a m ó w ie n ia 1697 D o s k ła d a n ia 30. I I I . 1954 C e n a z l 5.— M-5-11673 D R U K A R N I A Z W I Ą Z K O W A , K R A K Ó W , U L IC A M I K O Ł A J S K A 13

Postępy Astronomii, T. II, z. 2

O pracach kosmogonicznych

W. G. Fiesjenkow a i W. A. Ambarcumiana

WŁODZIMIERZ ZONN

Obserwatorium Astron. Uniw. W arszawskiego (Referat w ygłoszony na sym pozjonie astrofizycznym

Polskiego Towarzystwa Astronomicznego w e W rocławiu w sierpniu 1953 r.) Omówienie wymienionych w tytule nader interesujących prac kosmo­ gonicznych poprzedzę krótkim i rozważaniami ogólnymi, dotyczącymi interpretacji diagram u H ertzsprunga—Russella, z którą niewątpliwie* te prace ściśle się wiążą. Rozważania te będą m iały na celu udzielenie odpowiedzi na bardzo banalne, lecz jednocześnie ważne pytanie: w jakim stopniu i przy jakich założeniach diagram H—R przedstaw ia drogi ewo­ lucji gwiazd? Czy istotnie gwiazdy muszą ewoluować wzdłuż obszarów 0 największym zagęszczeniu na tym diagramie, czy też ewolucja ta może odbywać się innym i drogami? Pam iętajm y bowiem, że diagram H—R przedstaw ia nam w zasadzie tylko obecny stan populacji naszej G alak­ tyki.

Zacznę od znanego wszystkim i podstawowego tw ierdzenia z astrofi­ zyki teoretycznej — tw ierdzenia Vogta-Russella — którego słuszności nikt chyba dziś nie kw estionuje, ponieważ opiera się na zupełnie oczywistych 1 sprawdzonych przesłankach. Twierdzenie to dotyczy tylko gwiazd bę­ dących w stanie równowagi mechanicznej i prom ienistej (ewent. kon- w ektyw nej) — krótko mówiąc gwiazd, które nazyw am y ogólnie trw a­ łymi. Orzeka ono, że wszystkie param etry charakteryzujące stan fizyczny gwiazdy zależą t y l k o od jej masy M i składu chemicznego, ilościowo wyrażonego przede w szystkim przez średni ciężar cząsteczkowy m a­ terii, z której jest zbudowana gwiazda. Mówiąc popularniej, z danej masy gazu o określonym składzie chemicznym można utw orzyć tylko jedną gwiazdę o zupełnie określonej budowie. Wszystkie zatem param etry, a więc również i te, z którym i mamy do czynienia na diagram ie H—R: jasność absolutna M i typ widmowy Sp, dadzą się wyrazić związkami

M = M (£¥, n),

Sp = Sp (£W, [i).

Te same zależności można przedstawić w formie bardziej szczegółowej, jeśli wprowadzimy do nich względną zawartość wodoru X, helu Y i reszty

52 Włodzimierz Zonn

pierwiastków Z — 1 — X — Y. Nie musimy się posuwać dalej w tej spe­ cyfikacji, ponieważ wszystkie pierwiastki cięższe niż hel m ają ciężar cząsteczkowy bardzo bliski 2 (średni ciężar cząsteczkowy wodoru wy­ nosi 0,5; helu 1,25), nie ma zatem potrzeby wyróżniania poszczególnych cięższych pierwiastków, skoro w równaniach określających stan gwiazdy skład chemiczny reprezentuje głównie średni ciężar cząsteczkowy.

Zależności (1) zastąpimy więc innymi, bardziej szczegółowymi

układ równań (2) przedstawia pewną krzywą w układzie współrzędnych Sp i M, a więc na diagramie H—R. To zatem, że istotnie bardzo wiele gwiazd układa się na tym diagramie w formę zbliżoną do krzywej, jest tylko dowodem słuszności twierdzenia Vogta—Russella przy jednocze­ snym spełnieniu jednego z dwóch warunków (4) i (5).

Gwiazdy, które powstały w jednym czasie, nie muszą więc ewoluować wzdłuż tych krzywych, na których się znajdują w chwili powstania. W chwili tej wartości parametrów X i Y są przecież inne niż w okresie późniejszym i jeśli nie wiąże ich wszystkich jedna zależność typu (5), zmieni się kształt funkcji M = M (Sp, X, Y). Gwiazdy mogą więc do­ wolnie wędrować na diagramie H—R tworząc za każdym razem jakąś krzywą, inną od tej, wzdłuż której układały się one poprzednio i od tej, wzdłuż której ułożą się w chwili następnej; ewolucja nie musi się odby­ wać wzdłuż krzywej chwilowej, ani wzdłuż krzywej „początkowej“ .

Dowolność ta natychmiast znika, jeśli przyjmiemy, że grupy gwiazd 0 r ó ż n y m w i e k u układają się wzdłuż jednej krzywej, co właśnie obserwujemy np. w przypadku ciągu głównego diagramu H—R. W tym przypadku droga ewolucyjna każdej gwiazdy nie może odchylić się od krzywej, na której te gwiazdy się ułożyły. Krzywa ta jest więc nie tylko reprezentantem stanu obecnego gwiazd, lecz jednocześnie ich historią 1 prognozą na przyszłość.

Wprawdzie ciąg główny diagramu H—R nie jest czymś doskonale „liniowym“ ; gwiazdy tworzą tam po pierwsze — nieduży zresztą — roz­ rzut, który łatwo tłumaczymy nieznacznymi różnicami w ich składzie chemicznym i niedużymi też błędami obserwacyjnymi. Ponadto wyróżnić się da pewien ciąg równoległy do ciągu głównego, leżący tuż przy nim — tzw. ciąg podkarłów. Ciąg ten jest istotnie inną drogą ewolucji pewnych

M — M (<M,XyY),

Sp — Sp (SM, X, Y), ( 2 )

z których możemy np. wyeliminować SM otrzymując M = M (Sp, X, Y).

Tylko w przypadku: X = X 0 = const., Y = Y0 — const., lub też: X = X (Stf) , Y = Y(7K),

(3) (4 ) (5)

O pracach kosm ogonicznych W. G. F iesjen k o w a i W. A. A m b arcum iana 53

gwiazd, dość nielicznych w naszym otoczeniu; ogromna natom iast większość gwiazd o niew ątpliw ie różnym w ieku układa się niem al do­ kładnie wzdłuż ciągu głównego i to właśnie upoważnia nas do trakto­ w ania tej krzywej jako krzyw ej ewolucyjnej gwiazd.

Znam y jednocześnie pewne inne krzyw e na diagram ie H—R (zgru­ powania zbliżone kształtem do krzywych), co do których n i e tw ier­ dzimy, że reprezentują drogę ew olucji gwiazd; przypuszczam y raczej, że są tylko chwilowym położeniem ich na diagram ie H—R. Taką krzyw ą jest prawdopodobnie w ykres gwiazd należących do niektórych gromad kulistych, w którym gwiazdy u k ładają się wzdłuż prostej łączącej czer­ wone nadolbrzym y ze środkiem ciągu głównego. Tej prostej nie musimy traktow ać jako drogi ewolucyjnej gwiazd dlatego, że tego typu wykresy dotychczas otrzym ywaliśm y tylko dla gwiazd o jednakow ym wieku, ja ­ kimi są gwiazdy należące do jednej gromady kulistej.

Jest rzeczą prawdopodobną, że tzw. gałąź olbrzymów również nie reprezentuje drogi ewolucyjnej gwiazd, jakkolw iek je st obsadzona przez gwiazdy, co do których mamy wiele powodów do przypuszczenia, że posiadają różny wiek.

Tak czy inaczej najw iększą pewność co do swego ewolucyjnego cha­ rak te ru posiada ciąg główny diagram u H—R i ta okoliczność leży u pod­ staw prac W. G. F i e s j e n k o w a , jak również u podstaw prac w ielu innych kosmogonistów, którzy również zajmowali się przede wszystkim ciągiem głównym gwiazd na diagram ie H—R.

W. G. Fiesjenkow [1], [2 ], rozważając ewolucję gwiazd wzdłuż ciągu głównego, przyjm uje, że ewolucję tę definiują pew ne ciągłe zmiany param etrów określających stan gwiazdy będącej przez cały czas w sta­ nie równowagi. Zatem słuszną je st rzeczą uczynienie odpowiedzialnymi za ewolucję p a r a m e tró w ^ , X i Y związanych zależnością (5). Poza tym jest rzeczą bardzo w ątpliw ą, aby w czasie ewolucji gwiazdy zmieniała się w sposób dostrzegalny zawartość pierw iastków ciężkich w gwieździe, albowiem procesy zaopatrujące gwiazdy w energię odbyw ają się — jeśli nie wyłącznie — to głównie kosztem zm niejszania się zawartości wodoru i zwiększania się zaw artości helu. Można zatem przyjąć, że X + Y = const. i odpowiedzialnymi za ewolucję uczynić tylko dwa: SK i X, z których drugi z całą pewnością zm niejsza się z biegiem czasu, nie ulega bowiem najm niejszej wątpliwości, że „spalaniu" w ew nątrz gwiazdy ulega właśnie wodór, i że we w nętrzu gwiazdy nie ma procesów regenerujących na dużą skalę wodór.

Z teorii budowy gwiazd wiemy, że zm niejszaniu się zawartości wo­ doru musi towarzyszyć wzrost dzielności promieniowania gwiazdy. Gdyby więc „spalanie14 się wodoru było głównym czynnikiem ew olucyjnym gwiazd, gwiazdy ciągu głównego przesuw ałyby się na diagram ie H—R

54 Włodzimierz Zonn

k u g ó r z e , od k arłó w ty p u M poprzez ty p K, G aż do A i B. W iem y jed n a k , że m asy gw iazd ciągu głów nego rosną w ty m k ie ru n k u w sto ­ su n k u około 1: 10; p rzesu w an iu się w ty m k ie ru n k u m usi w ięc to w a ­ rzyszyć w zrost m asy gw iazdy jeszcze w iększy, niż dziesięciokrotny dlatego, że skom pensow aniu m u siałab y ulegać jeszcze część m asy tra c o n a w w y ­ n ik u „spalan ia się“ w odoru (defekt m asy), oraz tra c o n a w w y n ik u p ro ­ m ien iow ania k orpu sku larneg o , którego n atężen ia w praw dzie dokładnie nie znam y, k tó re je d n a k k o n sta tu je m y zarów no n a Słońcu ja k też i u w ielu gw iazd, zwłaszcza o w czesnych ty p ac h w idm ow ych. W yszukanie proce­ sów, k tó re p ro w ad ziłyb y do ta k ogrom nego w zro stu m asy gw iazd w ciągu stosunkow o niedużego czasu, w y d aje się rzeczą niem ożliw ą. O to dlaczego zarów no F iesjen k ow ja k też i A m b a r c u m i a n zrezygnow ali z ta­ kiej in te rp re ta c ji d iag ram u H— R (mimo, że w ielu astronom ów zachodnio­ eu rop ejsk ich u p ie ra się przy tej in te rp re ta c ji). F iesjenk ow i A m b arcu ­ m ian [5] p rzy jm u ją , że głów nym czynnikiem ew olucy jny m gw iazd jest z m n i e j s z a n i e s i ę i c h m a s y ; sk u tk i tego procesu d o m inu ją nad sk u tk am i zw iększania się zaw artości helu, w w y n ik u którego n a stę p u je zw iększanie się jasności gw iazdy. W ogólnym więc w y n ik u jasność g w iazdy m a l e j e , poniew aż bardzo szybko m ale je m asa gw iazdy; gw iazda p rzesu w a się zatem w zdłuż ciągu głów nego z g ó r y n a d ó ł , zgodnie z p ierw o tn ą in te rp re ta c ją d iag ram u H—R.

P ro m ieniow anie fotonow e (będące sk u tk iem „spalania się“ wodoru) jest je d n a k zby t słabe, aby w y jaśn ić ta k znaczną u tra tę m asy gw iazdy w procesie jej ew olucji. N ależy w ięc tu ta j w prow adzić jak iś in n y m e­ chanizm u b y tk u m asy; otóż zdaniem F iesjen k o w a szybką u tr a tę m asy w y w o łu je p r o m i e n i o w a n i e k o r p u s k u l a r n e gw iazd, którego n atężen ie m ożem y oszacować z n a stę p u jąc y c h rozw ażań.

P rz y jm ijm y , że za ew olucję gw iazdy są odpow iedzialne zm iany m asy M gw iazdy i zaw artość w odoru X, k tó re są ze sobą zw iązane za­ leżnością ty p u (5) obow iązującą, z g rubsza biorąc, w szystkie gw iazdy głów nego ciągu. P ierw szy zw iązek (1) da się zatem p rzepisać w form ie

M — M { M) ,

lu b w p ro w adzając w ygodniejszy arg u m e n t L, dzielność prom ieniow ania, L == 10-°'4 M,

L = L (M).

O trzy m aliśm y sły n n ą zależność E d d i n g t o n a , k tó rą w sposób d osta­ tecznie d okładny dla tego ro d zaju rozw ażań m ożna przedstaw ić w form ie zgodnej z d anym i obserw acyjnym i:

L = al", (6)

O p ra ca ch k o sm o g o n ic zn y c h W. G. F ie sje n k o w a i W. A . A m b a rc u m ia n a 55

Fiesjenkow przyjm uje, że promieniowanie korpuskularne jest pro­ porcjonalne do prom ieniow ania fotonowego w każdej chwili „życia“ gwiazdy*). Zatem a — (3+7, gdzie (3 reprezentuje składnik fotonowy, y — składnik korpuskularny promieniowania gwiazdy. U bytek masy gwiazdy jest oczywiście proporcjonalny do natężenia obu rodzajów prom ieniow a­ nia; zatem

— “ SW" (6 a )

Całkując to rów nanie otrzym ujem y c u n I

Słf-‘ = --- vi°--- (6b)

t +

( « — 1)

gdzie jest masą gwiazdy w chwili t = 0. Aby się zorientować co do w artości liczbowej nieznanego nam współczynnika y przyjm ujem y, że wiek Słońca wynosi około 5.10° lat i że masa jego w tym czasie zm niej­ szyła się w stosunku 1: 10. O trzym am y zarówno w przypadku n — 3, jak też i n — 4 ten sam rząd wielkości

a = 10'10 mas Słońca/rok.

Ponieważ dzisiejsze promieniowanie fotonowe Słońca jest rzędu (3 — 0,5.1 0 13 mas Słońca/rok, otrzym am y łatwo

- Y - = 103.

P

Prom ieniow anie korpuskularne musi zatem posiadać natężenie około 10* razy większe, niż promieniowanie fotonowe.

Przyjm ując dalej, że promieniowanie fotonowe gwiazd odbywa się wyłącznie kosztem przem iany wodoru w hel można obliczyć zawartość X wodoru w różnych etapach ewolucji gwiazdy, określonych jej masą. Istotnie

rftfąO

d t

*) Przyjęcie tego założenia nie jest czymś najzupełniej dowolnym, jakby to na

pierwszy rzut oka mogło się wydawać. Jeśli istotnie gwiazdy ewoluują wzdłuż ciągu głównego, muszą one spełniać zależności (5) w każdej chwili swego „życia". Zmiany masy są wywołane promieniowaniem korpuskularnym gwiazdyt zmiany zaś zawar­ tości wodoru — promieniowaniem fotonowym. Jako pierwszą roboczą hipotezę przyjąć więc należy istnienie najprostszego związku między M i X, czyli między natężeniem promieniowania korpuskularnego i fotonowego; taki właśnie najprostszy związek przyjmuje Fiesjenkow.

Zastąpienie proporcjonalności prostej związkiem innym, np. proporcjonalnością do wyższej potęgi, niewiele zmieni wyniki ilościowe wywodów Fiesjenkowa.

Pewnego rodzaju ilościowym sprawdzeniem założeń Fiesjenkowa są prace P. P. Parenago, o których będzie mowa w dalszym ciągu artykułu (str. 65), a które wska­ zują na to, że przyjęcie tego założenia prowadzi do wniosków zgodnych z obserwacją

56 Włodzimierz Zonn

gdzie (3 znam y z obserwacji. W spółczynnik f jest zm niejszeniem masy

Słońca (czy gwiazdy) wskutek przem iany jednego gram u w odoru w hel i wynosi, ja k łatwo się przekonać,

f = =0,00711,

4[iH

gdzie w liczniku m am y defekt masy przy syntezie czterech protonów w jądro helu.

C ałkując ostatnie równanie, przy uw zględnieniu zw iązków (6a) i (6b) otrzym am y (szczegółów rachunku nie podaję)

X 0 — = 0,0454 T — ln k, dla n = 3,

A M

lc3

Xo — X , = 0,0681 T —— I n k , dla n = 4, AM

gdzie X 0 i X t oznaczają zawartość w odoru początkową i obecną, T jest

w iekiem gwiazdy, k = - 0 , gdzie jest masą początkow ą gwiazdy,

uYL -j

zaś SYli — obecną.

Podstawienie danych liczbowych prowadzi do wniosku, że dużym zm ianom masy odpow iadają stosunkowo m ałe zm iany wartości X . P rzy j­ m ując, że masa gwiazdy zm ieniła się w stosunku 10: 1 otrzym am y zm ianę zawartości w odoru o 23— 34°/o (zależnie od przyjętej wartości na n). Oceniając obecną zawartość wodoru w Słońcu na około 40%, należy stąd wywnioskować, że na początku swej ew olucji Słońce zawierało około 60— 70% wodoru.

Jedny m ze sprawdzianów słuszności hipotezy Fiesjenkow a mogłoby być zagadnienie m om entu obrotowego rotacji gwiazd, który m usi maleć dość szybko w m iarę utraty masy, ponieważ prom ieniow anie zarówno fotonowe (które w tym przypadku dużej roli nie odgrywa), ja k też i kor- puskularne, unosi ze sobą część m om entu obrotowego gwiazdy. Szybkość rotacji gwiazd m usi więc szybko m aleć w m iarę czasu i w miarę* prze­ suw ania się w zdłuż ciągu głównego od typów wcześniejszych ku późnie j­ szym. Ten fakt w ykryli jeszcze daw niej G. S z a j n i O. S t r u v e b a­ dając kontury lin ii w idm ow ych należących do gwiazd ciągu głównego. Niestety trudno dziś jeszcze m ów ić o możliwości ilościowego zesta­ w ienia tych faktów z hipotezą Fiesjenkowa dlatego tylko, że zm iany szybkości rotacji gwiazd w iążą się ze zm ianam i ich m om entu obrotowego za pośrednictwem param etru charakteryzującego rozkład mas w ew nątrz gwiazdy, który nie jest znany z dostateczną, ja k na ten cel, dokładno­ ścią, zm ienia się bowiem od m odelu do m odelu gwiazdy. Rozpatrzm y tę sprawę nieco dokładniej.

O pracach kosrnogonicznych W. G. Fiesjenkowa i W. A. A m barcum iana 57 Moment obrotowy kuli niejednorodnej, lecz sym etrycznej względem środka wynosi

K — ^ ( i w R2 M , 5

gdzie R jest prom ieniem gwiazdy, w jej szybkością kątową; jx jest współ­ czynnikiem niejednorodności budowy gwiazdy, którego w artość w przy­ padku kuli jednorodnej wynosi p. = 1. Przy idealnym skupieniu masy w środku gwiazdy = 0.

Zm niejszenie się masy o dV'/i (przez odrzucenie nieskończenie cienkiej, zew nętrznej w arstw y kuli) wywoła zmniejszenie się mom entu obroto­ wego o dK, określone zależnością:

dK — — co R 2 d m . 3

Zatem

d K = 5_d9K K _ 3(i

Jeśli przyjm iem y, że przez cały czas ewolucji gwiazdy p = const., otrzy­ m am y po scałkowaniu

K I M \

±-K0 ~ \ 3k

J

gdzie K0 i 3 i 0 są obecnymi w artościam i tych param etrów ; te same sym ­ bole bez znaczków są ich w artościam i w przeszłości (lub przyszłości). W artość |i zależy oczywiście od przyjętego modelu gwiazdy. Dla mo­ delu politropowego o indeksie n = 3 wartość [i = 0 ,1 9 . Dla Słońca za najwłaściwszą wartość [x uważa M. S c h w a r z s c h i l d 0,20.

Jeśli przyjm iem y następnie, że między prom ieniem R gwiazdy a jej masą istnieje zależność (co zresztą w ynika z poprzednich założeń) w for­ mie znalezionej na drodze empirycznej,

R ~ Stf0’75, (7)

otrzym amy

w _ / M \- I _ _ 2,5

w„

U J 1*

gdzie w0 jest obecną szybkością kątową Słońca. P rzyjm ując |x = 0,2 otrzym ujem y

w / m \ 5,8

_ w _ / ZM. \ M

“o ~ \ W * /

Tutaj napotykam y na zasadniczą trudność: naw et tylko pięciokrotne zwiększenie masy Słońca prowadzi do 12.103-krotnego w zrostu jego

szyb-58 Włodzimierz Zonn

kości rotacji. Tak duża szybkość przekracza znacznie szybkość dopu­ szczalną ze względu na przyspieszenie odśrodkowe, które musiałoby „rozerwać“ po prostu gwiazdę.

Istotnie, przyśpieszenie grawitacyjne g wiąże się z obecnym przy­ śpieszeniem grawitacyjnym g0 na Słońcu przy pomocy związku [wyni­ kającego z (7)]

Gm

i rsr

9 =

1F ~

m 2 0 . I ZM. \ --- 4,25 j = = J o l - «i ' M o / I1 SM* K k 0,19 2,2 9,5.10-’ 0,38 8,8 1,3.104 0,5 40,7 2,2.105

gdzie j 0 jest obecnym przyśpieszeniem dośrodkowym na równiku Słońca. Wartością krytyczną (największą) masy Słońca (przy której g = j)

będzie

3|Ł — / ILl\ 10 — 11,251-*- -

\ fo j

Możemy stąd obliczyć wartości krytyczne masy i momentu obroto­ wego K k Słońca w jednostkach obecnej wartości tych parametrów: Wartość indeksu politropii

3 2

Widzimy stąd, że nieduży wzrost masy (przy małym ji) prowadzi już do krytycznej wartości momentu obrotowego. Dopiero przyjm ując na (x = 0,5 otrzymujemy dostatecznie dużą górną granicę £Wk. Fiesjenkow przyjm uje właśnie tę wartość na [a, która, niestety, nie odpowiada żadi- nemu z istniejących modeli budowy gwiazdy i która wymagałaby znacz­ nie mniejszej koncentracji materii w pobliżu środka gwiazdy, niż to wynika z współczesnych rozważań astrofizycznych.

Sytuacja jednak ulega poprawie, jeśli odrzucimy dotychczasowe za­ łożenie, co do sposobu rotacji gwiazdy. Zakładaliśmy mianowicie mil­ cząco, że gwiazda rotuje jak ciało sztywne. W. S. S a f r o n o w [3] w pracy swej zakłada, że różne warstwy wewnątrz gwiazdy rotują z różną szybkością kątową, zwiększającą się w miarę zbliżania się do środka gwiazdy. Łatwo obliczyć, że wtedy średnia szybkość rotacji wyrazi się wzorem

/ w (/) p (r) r4 dr <o(li) A = " R — — — ,

O p racach kosm ogonicznych W. G. F iesjen k o w a i W. A. A m barcu m iana 59

gdzie p (r) oznacza gęstość Słońca w odległości r od jego środka. W tedy otrzym am y na K wyrażenie K = — /. ji oj (R) 9KR2 i analogicznie: 5 K

/

Przy wzroście szybkości kątowej ze zm niejszającym się r (odległością od środka gwiazdy) X > 1; dawne w ym agania co do dużej w artości stają się mniej wygórowane i mogą być pogodzone z istniejącym i modelami gwiazd.

Spróbuję obecnie streścić w szystkie wywody dotyczące hipotezy F ie­ sjenkowa. Głównym czynnikiem ewolucji gwiazdy jest zmniejszanie się jej masy w w yniku bardzo obfitego prom ieniow ania korpuskularnego, oraz prom ieniow ania fotonowego, które odbywa się jedynie kosztem zm niejszania się zawartości wodoru w ew nątrz gwiazdy, przy odpowied­ nim zwiększeniu się zawartości helu. Zakładając, że natężenie promienio­ w ania korpuskularnego jest zawsze proporcjonalne do natężenia prom ienio­ w ania fotonowego i że przez cały czas ewolucji gwiazd jest słuszna za­ leżność L = a ZKn (będąca konsekw encją przyjęcia, iż X = X ( 3 K ) i, co stąd wynika, Y = Y (511), a więc przyjęcia, że gwiazdy „startu ją" z za­ w artością wodoru i helu spełniającą pew ną jedną uniw ersalną zależność, albo też startu ją z jednakow ą dla wszystkich gwiazd zaw artością wodoru i helu), możemy pogodzić ewolucję Słońca wzdłuż gałęzi ciągu głównego z jego wiekiem 5.109 lat, jeśli przyjm iem y, że natężenie promieniowania korpuskularnego przewyższa natężenie prom ieniow ania fotonowego 103 razy. Możemy pogodzić również sprawę rotacji Słońca z rotacją ogółu gwiazd różnych typów widmowych, znajdujących się na ciągu głównym diagram u H—R, jeśli przyjm iem y, że m ateria w ew nątrz Słońca jest znacz­ nie mniej skoncentrow ana w jego środku, niż to się przyjm uje dzisiaj, albo też, że w arstw y zew nętrzne w gwiazdach ro tują znacznie wolniej, niż w arstw y głębsze. To samo oczywiście dotyczy każdej innej gwiazdy ciągu głównego.

Z rozważań Fiesjenkowa w ynikają jeszcze pew ne wnioski, dość ważne w zagadnieniach ew olucyjnych gwiazd i planet. To mianowicie, że planety nie mogły się oderwać od Słońca w stadium jego znajdowania się na ciągu głównym diagram u H—R. Musiało to więc nastąpić znacznie wcześniej, wtedy, gdy Słońce było jeszcze w stadium przedgwiazdowym. Poza tym Fiesjenkow w nioskuje ze swojej hipotezy, że górną granicę masy gwiazd w arunkuje nie ciśnienie promieniowania, które dawniej przyjm owano jako czynnik decydujący w tym względzie, lecz w łaśnie m om ent obrotowy, którego zbyt duża wartość przekreślałaby możliwość istnienia gwiazdy.

60 Włodzimierz Zonn

Przejdę z kolei do omówienia prac kosmogonicznych W. A. A m b a r - c u m i a n a [4|, [5], które wielokrotnie już były referowane w prasie popularno-naukowej [12] i dlatego są znane czytelnikom, przynajmniej w głównych zarysach.

Szukając odpowiedzi na pytanie, jak powstają gwiazdy i jak ewoluują w pierwszych etapach swego „życia“ , Ambarcumian przede wszystkim próbuje znaleźć kryteria odróżniające gwiazdy młode od starszych. Po­ przednio znane już były pewne kryteria astrofizyczne; kryteria o tyle słuszne, o ile słuszne były hipotezy kosmogoniczne przyjęte za podstawę przy tych kryteriach. Powstawało zatem często coś w rodzaju błędnego koła rozumowań, w którym ze słuszności przesłanek wnioskowało się o słuszności wniosku i odwrotnie, ze słuszności wniosków wynikała słu­ szność przesłanek. Przyjmowało się np., że młodymi gwiazdami są gwiazdy 0 dużych masach dlatego, że się zakładało, że ewolucja gwiazd przebiega w kierunku nieustannego zmniejszania się masy gwiazdy. Odrzucając jednak to założenie (jak to uczynił np. H o y l e i jego współpracownicy) czynimy od razu te gwiazdy najstarszymi...

Otóż Ambarcumian po raz pierwszy wprowadził do astronomii, że tak je nazwę, absolutne kryteria wieku niektórych gwiazd, wolne od wszel­ kich hipotez i wynikające jedynie z prostych i oczywistych danych 1 rozumowań. Oto dlaczego słusznie uważa się jego prace kosmogoniczne za nowy etap w dziedzinie kosmogonii gwiazdowej. Spróbuję tu streścić te przesłanki i same kryteria zastosowane przez Ambarcumiana.

Gwiazdy tworzące wszelkiego rodzaju zgrupowania (gwiazdy po­ dwójne, wielokrotne, gromady kuliste, otwarte i tzw. asocjacje) m u s z ą s i ę s k ł a d a ć z g w i a z d o j e d n a k o w y m w i e k u , albowiem jest rzeczą najzupełniej nieprawdopodobną, aby te zgrupowania gwiazd mogły powstać bądź to na drodze przypadkowego spotkania się gwiazd w prze­ strzeni, bądź też w wyniku podziału jakiejś większej gwiazdy na wiele mniejszych. Pozostaje zatem jedyna droga ich powstania: tworzenie się jednoczesne wszystkich gwiazd tworzących dane zgrupowanie.

Pewne wątpliwości wzbudzić mogą pod tym względem jedynie gwiazdy podwójne i wielokrotne, co do których dawniej przypuszczano, że powstały w wyniku bądź to przypadkowego spotkania się dwóch lub więcej gwiazd w przestrzeni i w wyniku wymiany energii utworzyły trwały układ — bądź też (co wydawało się bardziej prawdopodobne), że układy te powstały w wyniku podziału gwiazdy większej na kilka mniejszych.

Pierwsze z tych przypuszczeń odpada od razu wobec znacznie większej liczby istniejących gwiazd podwójnych i wielokrotnych, niż ich powinno być, gdyby powstawały w wyniku przypadkowego spotykania się gwiazd ze sobą. Skromnie licząc, liczba gwiazd będących członkami układów

O pracach kosmogonicznych W. G. Fiesjenkowa i W. A. Ambarcumiana 61

podw ójnych i w ielo k ro tn y ch stanow i około 2/s liczby w szystkich gw iazd w d an ej objętości; co n a jm n ie j 108 razy w ięcej, niż by to w ynikało z p rzypadkow ego zbliżania się gwiazd.

O drzuceniu uleg a rów nież i d rug ie przypuszczenie dlatego tylko, że obserw ow any u w ielu p ar, zw łaszcza szerokich par, m o m en t obrotu p rz e ­ kracza to, co może m ieć pojedyncza gw iazda o najw iększej m asie. P rz y ­ puszczenie to dałoby się u trzy m ać jed y n ie w p rzy p a d k u p a r bardzo ciasnych; nie m am y je d n a k żadnego uzasadn ienia na w prow adzenie j a ­ kiegoś podziału pom iędzy p a ra m i gw iazd o dużych odległościach sk ład ­ ników i odległościach m ałych, nic bow iem nie w sk azuje na istnienie m iędzy nim i ja k ie jś granicy, lub przeskoku.

N ależy zatem przy jąć ogólnie (jakkolw iek m ogą być pod ty m w zglę­ dem pew n e w yjątk i), że gw iazdy podw ójne i w ielo kro tne, ta k zresztą ja k członkow ie grom ad k u listy ch i o tw a rty c h i członkow ie asocjacji, po­ sia d a ją jed n ak o w y w iek (inny oczywiście dla każdego zgrupow ania).

W śród w szelkiego ro d zaju u g ru p o w ań gw iazd (układów gwiazd) n a j­ m łodszym i są oczyw iście te uk ład y , k tó re nie są trw a ły m i w sensie m e­ chanicznym , lecz k tó re m im o to o b serw u jem y dziś jak o pew ne m niej lub bard ziej gęste u g ru p o w an ia gw iazd w p rzestrzeni. W arun kiem nie- trw ałości je s t p osiadanie przez dan y u k ład w iększej en ergii kinety cznej, niż p o ten cjaln ej; u ży w ając term inologii dynam iki: posiadanie d odatniej energii całkow itej (energię p o ten c jaln ą tra k tu je m y jako ujem ną). W a­ ru n e k te n je s t całkow icie w olny od w szelkich sugestyj kosm ogonicznych i dlatego stanow i k ry te riu m , k tó re nie w prow adzi nigdy astronom ów w błędne koło rozum ow ań.

W szystkie znane daw niej zgrup ow an ia gwiazd: gw iazdy podw ójne i w ielokrotne, grom ady o tw a rte i k u liste posiadają energię całkow itą u j e m n ą , a zatem są trw a ły m i u k ład am i (może z nielicznym i w y ją t­ kam i w zbud zający m i pew ne w ątpliw ości — np. tzw . grom ady ruchom e, co do k tó ry ch przypuszczam y, że raczej p o siadają energię całkow itą do­ datnią). Otóż A m b arcu m ian i jego w spółpracow nicy o d k ry li niedaw no u g ru p o w an ia gw iazd p osiadające en ergię całkow itą d o d atn ią — tzw. asocjacje gw iazd — k tó ry ch gęstość p rze strz e n n a je s t tegoż rzęd u co i gęstość gw iazd niestow arzyszonych, w śród k tó ry c h asocjacje się z n a j­ d u ją. J u ż z tego m ożna byłoby w yw nioskow ać o tym , że asocjacje są n ietrw ałe, ta k ja k n ie trw a łe jest każde ug ru p o w an ie gw iazd pow stałe przez dow olne „w ycięcie" z obszaru otaczającego Słońce dow olnej o b ję ­ tości ze zn a jd u jąc y m i się w niej przypadkow o gw iazdam i.

Dla tych, którzy nie stykali się jeszcze z zagadnieniem asocjacyj, niezrozumiałą może się wydać na pierwszy rzut oka możliwość wyodrębnienia asocjacji na tle innych gwiazd tła niebai jeśli, jak mówiliśmy już, gęstość przestrzenna gwiazd w asocjacjach jest tegoż rzędu, co gęstość gwiazd tła — lub jeszcze mniejsza. Otóż

62 W łodzimierz Zonn

o przynależności do asocjacji decyduje przede wszystkim typ widmowy gwiazd;

mianowicie typ 0 —B9 dla asocjacyj typu O i typ dGe— dMe dla asocjacyj typu T. Do asocjacyj typu T należą ponadto gwiazdy zmienne typu T Tauri (od nazwy których pochodzi w łaśnie nazwa tego drugiego typu asocjacyj). Gwiazdy te tworzą wybitne zagęszczenie parcjalne (cząstkowe) o mniejszej jednak gęstości, niż w szyst­ kie gwiazdy o pozostałych typach widmowych. To w łaśnie zagęszczenie umożliwia nam. wyróżnienie członków asocjacyj pośród gwiazd innych, należących do tych samych typów widmowych co i członkowie asocjacyj. Dość dobrze zdefiniowa­ nymi są asocjacje typu O, które podług A m barcum iana muszą spełniać n astępu­ jące w arunki:

1. Ich średnice wynoszą 30—200 ps.

2. Jako jądro zaw ierają grom adę otw artą typu O.

3. Obok gwiazd typu O—B2 zaw ierają (w m niejszej ilości) gwiazdy typu B3^-B9 i naw et typów późniejszych. Do niektórych asocjacyj typu O wchodzą po­ nadto gwiazdy typu Wolfa—Rayeta.

4. Jądram i asocjacyj, obok gromad, mogą być łańcuszki gwiazd i układy typu Trapezu w Orionie.

5. Olbrzymy o wczesnych typach widmowych w ystępują w asocjacjach nie tylko w jądrach, lecz i poza nimi.

6. Mamy ważkie powody do przypuszczeń, że asocjacje typu O są układam i nietrw ałym i.

O statnia uwaga, wypowiedziana jest w form ie tak ostrożnej dlategoj że jest rzeczą możliwą (choć wysoce nieprawdopodobną), że w skład asocjacyj wchodzą jeszcze nie dające się zaobserwować gwiazdy o bardzo m ałej jasności absolutnej. Obecność tych gwiazd mogłaby zwiększyć m asę asocjacyj i sprawić, iż wartość energii całkow itej asocjacyj stałaby się ujem na. Aby z całą pewnością twierdzić^ że asocjacje są układam i nietrw ałym i, należy się upewnić, iż poza znanymi dziś członkami asocjacyj w ich składzie nie m a w ielu innych gwiazd.

Asocjacje typu T nie są jeszcze tak dokładnie zbadane, dlatego też ani w pracy A m barcum iana, ani w innych pracach nie spotykam y się z próbam i zdefiniowania tych tworów. Istotną właściwością asocjacyj typu T jest znaczna parcjalna koncen­ trac ja gwiazd zmiennych typu T Tauri (RW Aurigae) oraz karłów posiadających linie em isyjne w widmie [7].

Powróćmy jednak do spraw y nietrw ałości asocjacyj, która jest głów­ nym kry teriu m ich „młodości*4. To, że tw orzą one układy o bardzo małej gęstości przestrzennej gwiazd, nie decyduje jeszcze o ich nietrwałości; układy te mogłyby być trw ałym i, o ile prędkości ruchu gwiazd w ew nątrz asocjacyj byłyby znacznie mniejsze od średniej prędkości gwiazd pola. Otóż o tym, że tak nie jest, świadczy przede wszystkim kształt asocjacyj. Gdyby ich energia kinetyczna była bliska zera, w pływ rotacji G alaktyki m usiałby w krótce po pow staniu asocjacji zmienić jej kształt kulisty, w y­ dłużając ją w kierunku równoległym do rów nika galaktycznego. Tego na ogół jednak nie obserw ujem y; praw ie wszystkie asocjacje m ają kształt zbliżony do koła (w rzucie oczywiście na sklepienie nieba). Znaczy to, że prędkości gwiazd w ew nątrz asocjacji są dość znaczne i że asocjacje ekspandują z dość dużą prędkością. Ten a priori w ysunięty wniosek

O pracach kosmogonicznych W. G. Fiesjenkowa i W. A. Ambarcumiana 63

sprawdzono na przykładzie kilku asocjacyj, w których dało się ustalić ruch w łasny gwiazd należących do nich. Ruch ten w ykazuje kierunek zbliżony bardzo do ekspansji, z tym , że prędkości poszczególnych gwiazd, z grubsza biorąc, są proporcjonalne do ich odległości od środka asocjacji:

[i = k p,

gdzie |x jest ruchem w łasnym, p — odległością gwiazdy od środka aso­ cjacji. Tak np. B l a a u w znalazł, że w przypadku asocjacji wokół C Persei

k = 0,0027 sekund luku / (rok X stopień),

z czego łatwo obliczyć w iek asocjacji (przyjm ując, że ruch gwiazd jest jednostajny): T — 1,3.10® lat. Podobnie M a r k a r i a n ocenił wiek aso­ cjacji wokół [i Cephei na 4,5.106 lat [9|.

Innym dow odem , „młodości" asocjacyj jest w ystępow anie w nich tzw. łańcuszków gwiazd, oraz gwiazd w ielokrotnych typu Trapezu w Orionie. Tym drugim term inem określam y wszelkie układy składające się z co- najm niej 3-ch gwiazd oddalonych od siebie o odległości tegoż samego rzędu. Wiemy, że takie układy (również i wtedy, gdy ich energia całko­ w ita je st ujem na) są układam i nietrw ałym i. Istniejące obecnie układy typu Trapezu muszą więc być tw oram i bardzo młodymi, o w ieku nie prze­ kraczającym 106 lat. Jeszcze bardziej nietrw ałym i z tych samych powodów są tzw. łańcuszki gwiazd — układy składające się z kilku gwiazd układa­ jących się wzdłuż prostej, lub krzywej nie różniącej się wiele od prostej, których w zajem ne odległości są rów nież jednego rzędu.

Układy ty pu Trapezu i łańcuszki gwiazd spotykam y bardzo często w jądrach asocjacyj, co jest jeszcze jednym dowodem wczesnego wieku całych asocjacyj.

Stwierdziwszy, że gwiazdy pow stają grupowo w formie asocjacyj, że w asocjacjach typu O pow stają gwiazdy typu O, B i A, w asocjacjach typu T — gwiazdy późniejszych typów: G, K i M, A m barcum ian

wy­

suwa następnie hipotezę, że asocjacje są głównymi (jeśli nie jedynym i) dostawcam i gwiazd ciągu głównego, z tym, że w pierwszej, stosunkowo krótkiej — bo trw ającej zaledwie 10“ lat — fazie swego istnienia, nowopow­ stające gwiazdy nie są jeszcze w stanie równowagi i dlatego ich jasności absolutne są większe, niż jasności gwiazd ciągu głównego o tych samych typach widmowych. Gwiazdy te znajdują się więc w tym etapie p o n a d ciągiem głównym w różnych jego miejscach i „spadają" nań w czasie około 10° lat.

Prawdopodobnie gwiazdy nowopowstające o masach dużych „spa­ dają" na ciąg główny wolniej, niż gwiazdy o masach małych. Innym i słowy gwiazdy o dużych masach wolniej dochodzą do stanu równowagi, niż gwiazdy o masach małych. Tym się tłum aczy dość duży „rozrzut11 gwiazd typu B na diagram ie H—R oraz to, że w przypadku niektórych grom ad otw artych w tym miejscu gwiazdy układają się często praw ie

64

pionowo i to w różnych podtypach widmowych. Tak np. w asocjacji wokół £ Persei gałąź pionowa biegnie w miejscu BO—B2; w Plejadach i H yadach gałąź pionowa jest przesunięta ku typom późniejszym.

Przy tym „spadaniu“ gwiazd na ciąg główny członkowie asocjacyj szybko się rozpraszają „mieszając się“ z gwiazdami stanowiącymi nor­ malne zaludnienie G alaktyki. Po tym następuje znacznie wolniejsza, bo trw ająca 109 lat, ewolucja gwiazd wzdłuż ciągu głównego, przy tym nowopowstałe gwiazdy trafiają w r ó ż n e miejsca tego ciągu: gwiazdy należące pierw otnie do asocjacyj typu O „osiadają“ na ciągu głównym na odcinku O— G, gwiazdy zaś pow stające w asocjacjach typu T — na odcinku G— M tegoż ciągu. Ewolucja gwiazd wzdłuż ciągu głównego odbywa się, zdaniem A m barcum iana, zgodnie z hipotezą Fiesjenkowa, trak tu jącą jako główny czynnik ewolucji gwiazd ich promieniowanie korpuskularne.

Za słusznością tej hipotezy przem aw iają między innym i dwa nastę­ pujące fakty niedawno odkryte przez P a r e n a g o i K u k a r k i n a

[8], [ 101.

a) Ciąg główny ulega „rozerw aniu" właśnie w okolicach typu G; tutaj m am y coś w rodzaju punktu nieciągłości ciągu głównego.

b) R ozpatrując rozkład przestrzenny i charakterystyki kinematyczne gwiazd należących do ciągu głównego napotykam y również na pewnego rodzaju nieciągłość właśnie w typie G. Gwiazdy wcześniejszych typów należą niew ątpliw ie do podsystem u płaskiego; posiadają dość upo­

rządkowany ruch w naszej G alaktyce (małe prędkości względem Słońca). N atom iast gwiazdy należące do typów G— M ciągu głównego tw orzą podsystem pośredni, o bardziej nieuporządkow anym ruchu (większych prędkościach względem Słońca). Ponieważ charakterystyki kinem atyczne i rozkład przestrzenny są cechami najbardziej trw ałym i w czasie (ze względu na niesłychanie małe prawdopodobieństwo spot­ kania się gwiazd), odmienność tych dwóch grup gwiazd świadczy o różnym ich pochodzeniu.

Pew nym ilościowym sprawdzianem hipotezy A m barcum iana może być następujące rozważanie, oparte na ogólnych założeniach przyjętych przez Fiesjenkowa, z którego można znaleźć wartość natężenia korpuskularnego prom ieniow ania gwiazd, odrzuciwszy poprzednie założenie co do propor­ cjonalności natężenia prom ieniow ania korpuskularnego i fotonowego [5]. Oznaczmy natężenie prom ieniow ania fotonowego przez L; przez M masę gwiazdy. Przyjm ijm y, że natężenie promieniowania korpuskularnego

d t jest jakąś nieznaną funkcją f(L) prom ieniow ania fotonowego. Zatem

O pracach kosmogonicznych W. G. Fiesjenkow a i W. A. A m barcum iana 65

Przekształćmy ten związek tak, by wystąpiła znana nam pochodna dL/d 5\t (przyjmujemy bowiem w dalszym ciągu, że gwiazdy spełniają zależność L = a SK“);

d m dL dL dL .

--- -— — — f(L), czyli: — — = — — f(L),

dL dt dt dm

lub oznaczając prawą stronę ostatniego związku przez g(L), otrzymamy w końcu

d t = ---_{g{ L)} 777 ’ g d z i e : 9 ( L ) = _{d m} ‘

Gdyby gwiazdy nowopowstające miały jednakową jasność absolutną L j = const., liczba gwiazd o jasności absolutnej zawartej w granicach L, L + dL byłaby (przy założeniu stacjonarności) proporcjonalna do dt. Zatem funkcja cp (L) (luminosity junction) przedstawiająca częstość wy­ stępowania gwiazd o danym L musiałaby mieć postać:

C C dZM (L)

cp (L = - = - .

---g(L) f(L) dL

gdzie C jest czynnikiem normującym naszą funkcję.

Jeśli przyjmiemy, że jasności absolutne gwiazd nowopowstających nie są jednakowe, lecz że przedstawia je pewna funkcja ’F (L,), to zamiast poprzedniego związku otrzymamy łatwo

OO

dSi/l c I irr tr \ jt

f ( L ) = — ---—

J

Tutaj, tak jak i poprzednio, mamy związek pomiędzy funkcją „świece- nia“ f (L) gwiazd pola i funkcją świecenia W (L t) gwiazd nowopowsta­ jących. Obie te fujikcje można w zasadzie wyznaczyć empirycznie i przy pomocy jednego z podanych związków znaleźć nieznaną funkcję f(L) — natężenie promieniowania korpuskularnego jako funkcję natężenia pro­ mieniowania fotonowego L.

P. P. P a r e n a g o odwrócił to zadanie: przyjął zgodnie z założeniami Fiesjenkowa istnienie proporcjonalności pomiędzy f(L) i L; na podsta­ wie obserwacyj wyznaczył funkcję W (L,), dochodząc do przekonania, że można tu przyjąć L 1 — const.] z przedostatniego równania obliczył w końcu funkcję cp (L) przekonując się przy tym, że wartości obliczone zgadzają się dobrze z obserwowaną funkcją świecenia gwiazd w najbliższym są­ siedztwie Słońca. Wynik ten jest więc niewątpliwie potwierdzeniem słu­ szności założenia Fiesjenkowa, o którym wielokrotnie już była mowa. Rozważania nasze dotyczyły tylko górnej części ciągu głównego dia­ gramu H—R, a więc gwiazd, które zdaniem Ambarcumiana pochodzą z asocjacyj typu O.

66 Włodzimierz Zonn

Ogólny wynik tego rodzaju badań streszcza Ambarcumian (w 1952 r.) w sposób następujący:

„...Wszystkie dane przemawiają za tym, że gwiazdy powstające w aso­ cjacjach składających się z gorących olbrzymów, trafiwszy do ciągu głównego, ewoluują wzdłuż niego aż do typu G.

W gwiazdach znajdujących się w stadium Słońca, ucieczka materii odbywa się już tak wolno, że dalsze przesuwanie się wzdłuż ciągu głów­ nego trwa dziesiątki miliardów lat.

Jednocześnie do ciągu głównego, poczynając od typu G, wchodzi wiele gwiazd młodych powstających w asocjacjach typu T. Ja k się odbywa ich ewolucja wzdłuż odcinka G— M i w jakim tempie, tego jeszcze nie wiemy..."

Warto zainteresować się jeszcze poglądami Ambarcumiana na pocho­ dzenie gwiazd nie należących do ciągu głównego, o których dotychczas nie było jeszcze mowy. Przede wszystkim chodzi tu o gwiazdy należące do podsystemu kulistego (podkarły, krótkookresowe cefeidy typu RR Lyrae, czerwone nadolbrzymy...), których ewolucja, zdaniem Ambarcumiana i wielu innych astronomów, przebiegać musi zupełnie inaczej, niż ewo­ lucja gwiazd należących do podsystemu płaskiego, lub pośredniego. Praw­ dopodobnie gwiazdy te powstają gdzieś w' centralnej części naszej Ga­ laktyki (i innych galaktyk) i m ają inny skład chemiczny, niż gwiazdy należące do podsystemów płaskich i pośrednich. Z tego powodu, jak też i z powodu odmiennego rozwoju ewolucyjnego, ich miejsce na diagramie H—R różni się od ciągu głównego.

Zdaniem Ambarcumiana wiele pośród czerwonych i żółtych olbrzy­ mów i nadolbrzymów (te mianowicie, które należą do podsystemu pła­ skiego) powstaje w asocjacjach typu O i ewoluuje na ogół podobnie do gwiazd ciągu głównego, z tym, że ta ewolucja jest w pewnym sensie zamaskowana. Z tego, że spełniają one zależność Eddingtona L — L(SK) wnioskuje Ambarcumian, że są to w istocie gwiazdy gorące, należące do ciągu głównego, otoczone jednak bardzo rozległymi atmosferami. Gdy atmosfery te m ają gęstości duże, widma gwiazd są podobne do widma „normalnego" olbrzyma, lub nadolbrzyma. Gdy są nieco rzadsze, wtedy mamy do czynienia z gwiazdami o widmach „kombinowanych", wyka­ zujących zarówno właściwości gwiazd gorących jak też i zimnych. Do nich zalicza Ambarcumian liczną grupę gwiazd zmiennych typu R Aąuarii.

Cefeidy tzw. klasyczne (o okresie większym niż l d) powstają, zdaniem Ambarcumiana, również w asocjacjach typu O. Z tego zaś, że wśród członków znanych nam asocjacyj tego typu, nie spotykamy cefeid kla­ sycznych wnioskuje, że właściwości cefeid uzyskują gwiazdy w nieco późniejszym stadium swego rozwoju, po opuszczeniu asocjacyj.

O pracach kosmogonicznych W. G. Fiesjenkowa i W. A. Ambarcum iana 67

Ja k widzimy, A m barcum ian jest zdania, że wszystkie gwiazdy two­ rzące podsystemy płaskie pow stają w asocjacjach typu O; asocjacje te trak tu je więc A m barcum ian jako głównych, może naw et jedynych, do­ stawców gwiazd podsystemów płaskich. N astępujący, bardzo zresztą przy­ bliżony rachunek stwierdza, że przypuszczenie to nie jest sprzeczne z pod­ stawowym i danym i o podsystem ach płaskich.

W rachunku swym zakłada A m barcum ian, że „zaludnienie" podsyste­ mów płaskich jest w stanie „równowagi41; że przeciętnie liczba nowo­ pow stających gwiazd jest rów na liczbie gwiazd o w ieku przekraczającym 10° lat (będącym przeciętnym w iekiem gwiazd należących do podsyste­ mów płaskich). Przy tym założeniu liczba gwiazd znajdujących się na różnych etapach swego rozwoju musi być proporcjonalna do czasu trw a­ nia tego etapu. Pierw szym z nich jest etap, w którym gwiazdy są człon­ kam i asocjacyj typu O, o przeciętnym wieku 107 lat; drugim — etap, w którym gwiazdy w ystępują już jako obiekty pojedyncze (niestowa- rzyszone) i który trw a 109 lat.

Liczba asocjacyj typu O w prom ieniu rów nym 2000 parsekom wokół Słońca ocenia A m barcum ian na 20. Ponieważ asocjacje te tw orzą w yraźny podsystem płaski o bardzo nieznacznie zm ieniającej się gęstości ze zmianą odległości od centrum G alaktyki, można tę gęstość ekstrapolować na całą Galaktykę. P rzyjm ując na prom ień G alaktyki wartość 14 000 parseków otrzym am y liczbę w szystkich asocjacyj ty p u O w naszej Galaktyce:

20(14000/2000)2= 103.

Ponieważ w jednej asocjacji znajduje się przeciętnie 103 gwiazd, w całej G alaktyce m am y więc — 10c członków asocjacyj. W ynika stąd, że liczba gwiazd w naszej Galaktyce, należących do podsystemów pła­ skich musi być:

108( 10° /107) = 108.

Ocena liczby . istniejących obecnie gwiazd należących do podsystemów płaskich daje ten sam rząd wielkości; należy to uznać za potw ierdzenie przypuszczenia Ambarcum iana.

A m barcum ian i K ukarkin przypuszczają, że podobnie głównymi, jeśli nie jedynym i, dostawcami gwiazd do podsystemów pośrednich są aso­ cjacje typu T. Wprawdzie, jak wiem y z obserwacji, asocjacje te tworzą- podsystem płaski, prędkości jednak gwiazd tworzących tego typu aso ­ cjacje są większe, niż w asocjacjach typu O, masy zaś gwiazd — znacznie mniejsze. Ruch tych gwiazd ulega więc znacznie większemu wpływowi wszelkich pól graw itacyjnych, niż ruch gwiazd należących do asocjacyj ty p u O. Gwiazdy powstające więc w asocjacjach typu T znacznie szybciej się rozpraszają i w skutek swojej większej „ruchliwości" mogą znacznie bardziej oddalać się od płaszczyzny równikowej Galaktyki. Oto dlaczego

68

tworzą one, po opuszczeniu asocjacyj, podsystemy pośrednie (do których należą między innym i karły typu F—M, białe karły, gwiazdy zmienne typu Mira Ceti i tzw. podolbrzymy).

Bardzo interesujące przypuszczenie co do gwiazd nowych wysuwa B. W. K ukarkin [10] na podstawie pewnego rodzaju paradoksu w ich rozmieszczeniu: otóż gwiazdy te bardzo w yraźnie koncentrują się w pła­ szczyźnie równikowej Galaktyki, lecz jednocześnie ich gęstość bardzo szybko spada w m iarę oddalania się od środka G alaktyki — właściwość, którą w ykazują wyłącznie gwiazdy należące do podsystem u kulistego. Rozkład przestrzenny gwiazd nowych w ykazuje więc jakgdyby właści­ wości podwójne: właściwości podsystemu płaskiego i jednocześnie k uli­ stego.

K ukarkin przypuszcza, że gwiazdy mogące stać się Nowymi w zasa­ dzie należą do podsystemu kulistego; jednak procesy w ywołujące znane z j a w i s k a gwiazd nowych następują w nich tylko wtedy, gdy one się znajdą w płaszczyźnie równikowej Galaktyki. Prawdopodobnie tylko w tym obszarze G alaktyki istnieją w arunki sprzyjające eksplozjom gwiazd nowych. Dlatego też ich rozkład przestrzenny ma właściwości podsy­ stem u kulistego,' uciętego po obu stronach rów nika galaktycznego.

Gwiazdy podwójne i w ielokrotne, trw ałe i nietrw ałe, pow stają rów ­ nież w asocjacjach i są nimi już w chwili powstania; świadczy o tym niezm iernie duży procent gwiazd podwójnych i w ielokrotnych w obu typach asocjacyj, w asocjacjach typu O i typu T. Szczególnie wiele gwiazd podwójnych mamy również wśród młodych gwiazd znajdujących się już poza asocjacjami. Zdaniem M i r z o j a n a praw ie wszystkie gwiazdy typu Wolfa—Rayeta są podwójnymi; do tego wniosku doszedł on rozw a­ żając prawdopodobieństwo odkrycia gwiazd podwójnych wśród gwiazd tego typu.

N ierozstrzygnięta pozostaje spraw a tworów, z których pow stają aso­ cjacje, tzw. protogwiazd. Wiele danych wskazuje na to, że asocjacje pow stają z m aterii w stanie rozproszenia, z mgławic gazowych lub py­ łowych, z którym i często się wiążą asocjacje, zwłaszcza asocjacje typu T. Tę samą sugestię mamy w pracach Fiesjenkowa i Rożkowskiego, którzy w ykryli w wielu mgławicach gazowych w yraźne łańcuszki gwiazd, u k ła ­ dające się wzdłuż włókien m aterii mgławicowej. W ydaje się, że mamy tu taj do czynienia z procesami pow staw ania gwiazd, tego typu bowiem układy gwiazd muszą składać się z gwiazd bardzo młodych, o wieku rzędu 104 lat; układy łańcuszkowe są bardzo nietrw ałe z czysto m echa­ nicznych powodów. Spraw a ta musi jednak przejść przez surową analizę ilościową, zarówno jak i inne przypuszczenie wypowiedziane przez A m barcum iana, że gwiazdy w asocjacjach „rodzą się“ z tzw. globul: du­ żych ciemnych kul widocznych tylko na tle jasnych mgławic

nieregu-O p rac ach kosm ogonicznych W. G. F iesjenk ow a i W. A. A m barcu m ian a 69

larnych. Globule odkrył w r. 1947 B. J. B o k; przybliżone oceny mas globul (na podstawie ich absorpcji wynoszącej do 5m i rozmiarów) św iad­ czą raczej na korzyść przypuszczenia Ambarcumiana, ponieważ na prze­ ciętną m asę globuli uzyskano liczbę rzędu 103 mas Słońca. Tego rodzaju oszacowania nie są jednak pewne i dlatego w tej chwili należy się do tej sprawy odnieść z dużą ostrożnością.

N A JW A Ż N IE JS Z A LIT E R A T U R A

[1] B. T. <J> e c e h k o b, „IIocTaHOBKa npo6jieM ti KOCMoroHHM b coBpeiueHHOM acTpo-

hom hh“ AcTp. JKypHaji X X V I, 67 (1949).

[2] — „K opnycKyjiapHan p a fln a q n a KaK (JiaKTop 3bojik>i;mm cojiHi;a u 3 B e 3 f l “ [R eferat n a V III Z jazd M iędzyn. U nii A stronom icznej w R zym ie (1952)]. [3] B. C. C a cJd p o h o b , „yMeHbiueHiie BpamaTejibHoro MOMeHTa CojiHija b c b « 3 m

c yStiJibio ero Maccbi b npoijecce 3 b o jik > i(m ji“ . A c t p . 2KypHaji X X V III, 244(1951). [4] B. A. A m 6 a p ij y mhh, „3Be3flHbie accoi;Mai}Mn“. Actp. JKypHan X X V I,

3 (1949).

[5] — „BBOflHbiw flOKJiafl Ha cnMno3wyMe no sbojiioumm 3Be3«“ [R e fe ra t na V III Z jazd M iędzyn. U nii A stronom icznej w R zym ie (1952)].

[6] n . H. X o j i o n o B , „K B o n p o c y o 3Be3flHbix accoL(HaŁ(MHx“. Bonpocbi k o c m o- roHMM I, 195 (1952).

[7] — „T-AccoL(Hai^MM“. AcTp. }KypHaji X X V II, 233 (1950).

[8] n. n . n a p e h a r o, „O 3Be3flax TyMamrocTM OpnoHa“. Ac t p. JKypHaji X X X , 249 (1953).

[9] B. E. M a p k a p a h, „3Be3flHaH accoijMamiH UecfcieM I I “. Coo6meHHH BiopaKaH- CKOii OScepBaTopMM X I Bbin., 3 (1953).

[10] B. B. K y K a p K M H, „McCJieflOBaHMe CTpoeHMH H pa3BMTMH 3Be3flHbIX CHCTeM H a 0 C H 0 B e M3yHeHiiH nepeMeHHbix 3Be3fl“ (1949).

P o n ad to p ra c a n ie d o stę p n a au to ro w i niniejszego re fe ra tu , u w zględniona jed y n ie w u ję ciu innych auto ró w :

[11] B. A. A M 6 a p q y M H H , „ Sbojhoi^mh 3Be3« u acTpocfciOMKa11 (1947) o raz p ra c a n a w pół p o p u la rn a :

P o s t ę p y A s tr o n o m i i, T. II, z. 2

Zastosowania elektroniki w astronomii

ADAM STR Z A Ł K O W SK I (K raków )

Część I

W ostatnich latach na czoło metod obserw acyjnych w astronom ii za­ czynają coraz bardziej wysuwać się metody elektroniki. I to nie tylko w astrofizyce, gdzie możemy zauważyć coraz większy rozwój i rozpo­ wszechnienie m etod fotom etrii fotoelektrycznej, czy naw et rozwój nowej zupełnie gałęzi astrofizyki — radioastronomii, operującej wyłącznie m e­ todam i elektroniki, lecz również np. w astronom ii pozycyjnej, gdzie za­ stosowanie komórek fotoelektrycznych do rejestracji przejść gwiazd przez południk pozwala na uzyskanie bardzo dobrych wyników. Metody elektro­ niki zapew niają większą czułość, dokładność, wygodę, a także obiektyw ­ ność obserwacji.

KOMÓRKI FOTOELEKTRYCZNE

W pływ św iatła na zjawiska elektryczne zauważył po raz pierwszy już w roku 1839 Edm und B e c q u e r e l . Zaobserwował on tzw. zjawisko fotowoltaiczne, polegające na pow staw aniu prądu elektrycznego pod w pływ em padającego światła. W roku 1873 W. S m i t h odkryw a w pływ prom ieniow ania na oporność selenu, a około roku 1890 H enryk H e r t z stw ierdza zjawisko emisji elektronów z powierzchni m etali pod w pły­ wem padającego światła. Zjawisko to zbadali dokładnie niezależnie od siebie A. S t o l e t o w i W. H a l w a c h s i w niedługi czas potem po^ w stają pierwsze komórki fotoelektryczne. Około roku 1930 L. O. G r o n - d a h l , P. H. G e i g e r i B. L a n g e odkryw ają ponownie przez blisko sto lat zapom niane zjawisko fotowoltaiczne.

Stosowane obecnie komórki fotoelektryczne podzielić możemy na trzy grupy [1], [2]:

1. komórki em isyjne: a) próżniowe, b) gazowane, c) fotopowielacze; 2. komórki fotoprzewodzące;

3. fotoogniwa.

W komórkach grupy pierwszej w ykorzystane jest tzw. zjawisko foto­ elektryczne zew nętrzne polegające na emisji elektronów z powierzchni m etali eksponowanych na działanie światła. Zjawisko fotoelektryczne w ew nętrzne, polegające n a zmianie oporu elektrycznego niektórych ciał — tzw. półprzewodników, których typow ym przedstawicielem jest selen — pod w pływem światła, stanowi podstaw ę działania kom órek

fotoelektrycz-Zastosow ania elektroniki w astronom ii 71

nych grupy drugiej. W trzeciej natomiast grupie komórek światło, pada­ jąc na powierzchnię zetknięcia półprzewodnika z przewodnikiem, powo­ duje powstawanie, w istniejącej tu tzw. zaporowej warstwie, siły elektro­ motorycznej. Komórki tego typu zwane fotoogniwami są więc same generatorami prądu elektrycznego i nie muszą być zasilane, jak dwie poprzednio wymienione grupy komórek, z obcego źródła prądu.

Następujące krzywe i parametry charakteryzują pracę każdej ko­ mórki fotoelektrycznej dowolnego typu:

1. Krzywa zależności natężenia prądu fotoelektrycznego od padają­ cego na komórkę strumienia światła, czyli tzw. charakterystyka komórki, i nachylenie tej krzywej zwane czułością komórki, określone stosunkiem:

C = J / & ,

gdzie

J — natężenie prądu fotoelektrycznego, <& — strumień światła padający na komórkę.

Ze względu na zależność czułości komórki od długości fali czułość określa się zwykle dla włókna wolframowego, rozżarzonego do temperatury barwnej 2870°K, jako źródła światła.

2. Maksymalny prąd fotoelektryczny lub górna granica strumienia światła, który można zmierzyć za pomocą danej komórki.

3. Zależność czułości komórki od długości fali mierzonego światła. Wszystkie te parametry uwarunkowane są zarówno konstrukcją, jak i rodzajem materiałów, z których komórka jest wykonana.

K om órki em isyjn e

Rysunek 1 przedstawia schematycznie budowę i układ połączeń komórki fotoelektrycznej emisyjnej. Na kato­

dę komórki, tzn. elektrodę połączoną z ujemnym biegunem baterii, pada strumień światła. Światło to wyzwala z katody elektrony, które pod wpły­ wem załączonego napięcia poruszają się do anody dając w obwodzie prąd o natężeniu wskazywanym przez gal-

wanometr G.

Natężenie prądu fotoelektrycznego w obwodzie zależy, przy tym sa­ mym strumieniu światła padającego na katodę, od napięcia załączonej

w obwód baterii. Krzywą tej zależności, zwaną napięciową charaktery­ styką komórki, przedstawia rysunek 2. Początkowo natężenie prądu

rtys. 1. Układ połączeń fotoemisyj- nej komórki próżniowej

72 A dam S trza łk o w sk i

fotoelektrycznego w zrasta z rosnącym napięciem, po przekroczeniu jednak pewnej w artości napięcia utrzym uje stałą wartość. Ten prąd,

Rys. 2. N apięciowe charakterystyki próżniowej komórki fotoem isyjnej odpowia­ dające różnym wartościom strumienia św iatła

o natężeniu niezależnym już od napięcia baterii nazyw am y prądem na-, sycenia komórki. Ja k widać z rysunku, natężenie prądu nasycenia zależy od padającego na katodę komórki strum ienia światła. Stw ierdzam y przy tym , że ta zależność jest w szerokich granicach zależnością liniową (rys. 3).

Rys. 3. Zależność natężenia prądu fotoelektrycznego od strum ienia św iatła dla próżniowej komórki fotoem isyjnej

Nachylenie tej prostej nazywam y właśnie czułością komórki fotoelektrycz- nej. Dla komórki o charakterystyce przedstawionej na rysunku 3 czułość ta wynosi:

Zastosowania elektroniki w astronomii 73 Ta właśnie cecha komórek fotoelektrycznych: liniowość zależności natężenia prądu fotoelektrycznego od strumienia światła, zadecydowała o olbrzymim znaczeniu komórek fotoelektrycznych dla celów fotometrii. Dzięki liniowości, przy porównywaniu ze sobą w celach fotometrycznych dwóch strumieni światła, wystarczy wziąć pod uwagę tylko odpowiada­ jące im natężenia prądu fotoelektrycznego, bez konieczności jakichś ce- chowań czy przeliczeń niezbędnych przy innych metodach fotometrycz­ nych, np. przy metodzie fotograficznej.

Czułość komórek fotoelektrycznych emisyjnych próżniowych dochodzi do wartości kilkudziesięciu |x A/lumen. Ze względu na zjawisko zmęcze­ nia komórki oraz niebezpieczeństwo dekompozycji złożonych warstw fotoczułych przez nagrzanie przy naświetleniu zbyt dużym strumieniem światła, określona jest zawsze górna granica gęstości prądu fotoelektrycz­ nego, który możemy bez szkody dla komórki przez nią przesyłać. Zwykle podaje się najwyższą dopuszczalną gęstość prądu fotoelektrycznego w [J. A na cm2 powierzchni katody lub też maksymalne natężenie prądu przy danej powierzchni katody.

Należy tu zwrócić uwagę, że ze względów konstrukcyjnych nie da się nigdy uzyskać równej czułości na całej powierzchni katody. Z uwagi na to, że różnice czułości różnych części powierzchni katody mogą być dość znaczne [3], należy starać się przy pomiarach fotometrycznych, aby oświetlać zawsze tę samą część katody.

R ys 4. Rozkład widmowy czułości dla fotokatod z m etali alkalicznych Rozkład widmowy czułości komórki zależy przede wszystkim od ma­ teriału i sposobu przyrządzenia warstwy fotoczułej na katodzie.

Stwier-74 A dam S trza łk o w sk i

dzono przy tym , że — ze względu na m ałą pracę w yjścia elektronów — jako m ateriał na w arstw y fotoczułe nadają się szczególnie dobrze m etale alkaliczne, których czułość sięga daleko w obszar widzialny. M aksimum czułości dla różnych m etali alkalicznych nie w ypada przy tej samej długości fali, lecz przesuw a się z rosnącą liczbą atomową pierw iastka w kierunku coraz dłuższych fal (rys. 4). Dalsze badania wykazały, że rozkład widmowy czułości komórek fotoelektrycznych możemy znacznie zmienić, przesuw ając np. krzyw e czułości w kierunku fal dłuższych, gdy czyste m etale alkaliczne zastąpim y np. m ieszaniną m etalu i jego tlenku. W tym celu napylam y np. na w arstw ę srebra w arstw ę cezu, poddajem y ją utlenianiu i uzyskaną w ten sposób w arstw ę tlenku (Cs20), pokryw am y cienką w arstew ką metalicznego cezu. W ten sposób uzyskać możemy przesunięcie progu czułości komórki do długości fali około 11 500 (rys.5). K atodę tego typu nazyw am y katodą [Ag] — Cs20 — Cs.

Rys. 5. Rozkład widmowy czułości dla fotokatody [Ag] — Cs.,0 — Cs

Stosowane obecnie w komórkach fotoelekrycznych powierzchnie foto­ czułe otrzym ały pewne oznaczenia zależnie od ich spektralnej czułości:

S I : [Ag] — Cs20 — Cs, duża czułość w podczerwieni (rys. 6a); 53 : [Ag] — RbaO — Rb, rozkład czułości odpowiada czułości oka

ludzkiego, maksimum czułości dla 4200

A,

54 : Sb — Cs, maksim um czułości dla barw y niebieskiej (rys. 6c); 55 : Sb — Cs, bańka przepuszczalna dla nadfioletu, m aksimum czu­

łości w nadfiolecie (rys. 6d); 5 6 : Na, czuła na nadfiolet (rys. 6e);

5 8 : Bi — Cs, czułość komórki sięga dalej w kierunku fal dłuższych niż czułość w arstw y S4 (rys. 6/);

5 9 : Sb — Cs, w arstw a fotoczuła naniesiona na płytce przeźroczystej używ ana w komórkach z katodą czołową (rys. 6gr).