Postępy Astronomii nr 4/1975

z

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

TOM XXIII - ZESZYT 4

1975

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 X X III — ZESZYT 1975

S tefan Piotrowski, W arszaw a

C złonkow ie: Józef W itkowski, P oznań Stanisław G rzędzielski, W arszaw a

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

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

W YDANO Z PO M O CĄ FINA N SOW Ą PO LSK IE] AKADEMII NAUK

r r i n t c d in r o i a n u

Państw ow e W ydaw nictwo N aukowe O ddział w Łodzi 1975

W y d a n ie I. N ak ład 6 3 0 + 1 0 0 egz. Ark. iry d . 6 .0 0 . Ark. d ru k . 4 , 5 + 10/16(uikl.). łp ie r o ffse t, kl. III, 80 g, 7 0 x 1 0 0 . O d d a n o d o s k ła d u w p a ź d z ie r n i k u 1975 r.

P o d p isa n o d o d ru k u 19. I I . 1976 r. D ruk u k o ń czo n o U) m arcu 1976 r. Zam . n r b74/75. U-4. C ena z ł 10.—

Zakład Graficzny W ydaw nictw Naukowych Łódź, ul. Żwirki 2

♦

_{A R T Y K U Ł Y}

POSTĘPY ASTRONOM II T om XXIII (1975). Zeszyt 4

CHROMOSFERY GWIAZDOWE

R O B E R T G Ł Ę B O C K I In s ty tu t Fizyki U niw ersytetu Gdańskiego

3B E 3H H M E XPOMOC<DEPbl P. Txi3m6 o u k h

C o f l e p * a H H C

B CTaTbe n p e a c T a B j ie H b i 0CH 0BH bie c b o h c t b 3 x p o M O C tjie p 3B Ć 3A n o 3 j m b i x c n e K T p a jib H b ix T H n o B . K p a T K O o 6 c y » c f l e H b i c n e u y r o m n e n p o 6 n t M b i : H a 6 ;u o n a T e jib H b ie a a m i b i e K a c a r o u iH e c o

3Be'3jmbix xp0M0C(J)ep, KoppenHUHH Me>KAy 3BC3AHŁ1MM x p 0 M0 C(j>epaMH a HpyrHMH napa-

M eT paM H HX aT M O C (|)ep , 3BOJlIOUHOHHbie 3<})(j)eKTbI M B 03M 0>K H 0C Tb nO C T poeH H H MOWeJlH

xp0M0ccJ)epbi.

STELLAR CHROMOSPHERES

S u m m a r y

Principal properties of stellar chromospheres for late type stars are presented. A brief discussion is related mainly to the problems of: observational indicators of stellar chromo­ spheres, correlations between stellar chromospheres and other atmospheric parameters, evolutionary effects and possibilities of construction of chromospheric models.

1. DEFINICJA CHROMOSFERY

Jak każda warstwa w Słońcu czy gwieździe, tak i chromosfera nie ma wyraźnych granic. Nie budzi jednak większych wątpliwości sformułowanie, że chromosfera to warstwa rozciągająca się w górę od minimum temperaturowego aż do obszarów, gdzie następuje gwałtowny wzrost temperatury do około miliona stopni (tzw. warstwy przejściowej chromosfera-korona). Nawet

i w Słońcu nie można jednak odpowiedzieć jednoznacznie jak gruba jest chromosfera. W obszarach aktywnycli grubość tej warstwy jest znacznie mniejsza niż w obszarach spo­ kojnych' Spikule sięgają do obszaru przejściowego chromosfera-korona i wyżej. Możliwość prowadzenia obserwacji poszczególnych obszarów i zjawisk na powierzchni Słońca z dużą zdolnością rozdzielczą przestrzenną i czasową nie nastręcza jednak zasadniczych kłopotów czysto formalnych związanych z nomenklaturą. Zawsze mniej lub bardziej dokładnie wiadomo, jakiej warstwy i jakiego obszaru dotyczą obserwacje i można je interpretować bądź jako czysto chromosferyczne,-bądź typu spikuli, czy też jako efekt natężenia pola magnetycznego. Właści­ wości chromosfery Słońca oraz jej modele były przedstawione niedawno na łamach „Po­ stępów Astronomii ” w artykule P a c i o r e k (1974).

Radykalnie inna jest sytuacja w przypadku gwiazd. Obserwacje dotyczą całej powierzchni, a zdolność rozdzielcza czasowa jest o kilka rzędów wielkości gorsza niż w przypadku Słońca. Aby wyjaśnić, które z obserwowanych zjawisk mogą ewentualnie świadczyć o aktywności chromosferycznej należy podać jednoznaczną definicję chromosfery gwiazdowej. Jak kło­ potliwy i ważny jest problem definicji świadczyć może długotrwała dyskusja na ten temat na Kolokwium MUA poświęconym chromosferom gwiazdowym ( J o r d a n i A v r e t t 1973).

Można zadać pytanie: dlaczego podana powyżej definicja chromosfery jest niezadowalająca w odniesieniu do gwiazd. Otóż można jej postawić dwa zasadnicze zarzuty. Pierwszy — „nie- fizyczność” i drugi — brak oczywistego związku z obserwacjami. Pierwszy zarzut stawiany głów­ nie przez T h o m a s a , P e c k e r a i P r a d e r i e polega na tym, że definicja nie określa naj­ istotniejszego procesu, który ma miejsce w tym obszarze, a mianowicie dyssypacji energii me­ chanicznej. Swoje. poglądy na temat właściwego podejścia do problemu chromosfer gwiazdo­ wych przedstawiają w pracach, poza dyskusją na wspomnianym Kolokwium, P e c k e r i in. (1973a, b). Reprezentują oni stanowisko, że gwiazdę należy rozdzielić na dwa zasadnicze obszary: wnętrze — magazyn masy i energii, znajdującej się wstanie równowagi termo­ dynamicznej, gdzie wszelkiego rodzaju dyfuzja jest zjawiskiem dominującym, oraz atmo- sferę-obszar, gdzie dominują wszelkiego rodzaju zjawiska propagacji. Atmosfera jest obszarem przejściowym między wnętrzem gwiazdy a ośrodkiem międzygwiazdowym. Mgżna ją podzielić na trzy warstwy: fotosferę — obszar, w którym następuje ucieczka fotonów, chromosferę — obszar, w którym następuje ucieczka energii w postaci wszelkiego rodzaju fal mechanicznych, oraz koronę — gdzie mamy do czynienia z ucieczką masy. Tak więc warstwy należy utożsamiać z fizycznymi charakterystykami: fotosfera — fotony, chromosfera — energia mechaniczna, korona - strumień masy. Podobnie podchodzi do tego problemu d e J a g e r (1971), de­ finiując warstwy według tego jaki strumień energii dominuje.

W czasie wymienionego wyżej Kolokwium MUA takiemu podejściu sprzeciwiała się duże grupa astronomów. Wykazywali oni, że proponowana „fizyczna” definicja absolutnie unie­ możliwia określenie na podstawie obecnych obserwacji, czy mamy w gwieździe do czynienia z chromosferą. Ponadto definicje opierające się o mechanizm transportu energii, jakkolwiek przydatne do ewentualnego konstruowania modelu, mają tę wadę, że „rozmywają” granicę między warstwami. Postępowe fale akustyczne generują się w Słońcu na pewno wyraźnie poniżej minimum temperaturowego, a fale mechaniczne (np. uderzeniowe) przenikają poza rejon przejściowy chromosfera-korona. Podana na samym początku definicja chromosfery (obszar między minimum temperaturowym a rejonem przejściowym do korony), ma, niestety, również tę wadę, że brak jest oczywistego związku z obserwacjami. Jako skrajną ewentualność na cytowanym Kolokwiurt) o chromosferach gwiazdowych C o n t i zaproponował więc

Chromosfery gwiazdowe 231

definicję: chromosfera to obszar, w którym powstają obserwowane linie emisyjne. Rzecz jednak w tym, że otoczki okołogwiazdowe produkują linie emisyjne zupełnie z innych powodów niż chromosfera słoneczna (w pierwszym wypadku jest to efekt czysto geometryczny, w drugim przyczyna tkwi w zmianie znaku gradientu temperatury). Nic więc dziwnego, że adekwatna, powszechnie przyjęta definicja chromosfery gwiazdowej nie istnieje. W literaturze (szczególnie w tytułach prac) używa się bardzo często terminu chromosfera czy aktywność chromosfe- ryczna, gdy analizuje się po prostu linie emisyjne w widmach gwiazd, jak i w przypadku analizy procesów dyssypacji energii przez fale mechaniczne lub fale w polu magnetycznym. Definicja chromosfery rzutuje mocno na dyskusję warunków jej występowania. Od przyjętej definicji zależy czy jest to warstwa, która musi istnieć, a tylko jej znaczenie i możliwość obserwacji jest różna w różnych gwiazdach, czy też stanowi ona osobliwość.

W niniejszym artykule chromosfera będzie rozumiana tradycyjnie jako obszar między minimum temperaturowym a miejscem gwałtownego wzrostu temperatury przy przejściu do korony, przy całej niejasności czym jest rejon przejściowy chromosfera-korona i wątpliwości, czy istnieje on zawsze gdy istnieje chromosfera. W tak zdefiniowanej chromosferze mamy do czynienia zarówno z dominacją procesów dyssypacji energii mechanicznej, jak i z powsta­ waniem znacznej ilości określonych linii emisyjnych.

2. WPŁYW CHROMOSFERY NA WIDMO GWIAZDY

Zanim przystąpimy do analizy danych obserwacyjnych, należy się zastanowić czego można oczekiwać od warstwy zdefiniowanej powyżej jako chromosfera. Pominiemy na razie k ło ­ potliwy problem rozstrzygania, czy mamy do czynienia z chromosferą, z rozciągłą atmosferą, czy z otoczką okołogwiazdową. Koronami można się nie martwić o tyle, że w tak rozrzedzo­ nych i wysokotemperaturowych obszarach jak korony powstaje widmo, którego z niczym innym utożsamiać nie można. A ponieważ obszar przejściowy chromosfera-korona, jeśli w ogóle jest, to jest niezwykle cienki, równoważne do przyjętej wyżej definicji chromosfery jest określenie jej jako warstwy, gdzie gradient temperatury jest dodatni (dT/dh > 0, taką definicję sugerował m.in. A t h a y). Zastanówmy się więc, jakich konsekwencji można oczekiwać od warstwy o dT/dh > 0.

I. WIDMO CIĄ G ŁE

Jeśli w danym zakresie długości fali nieprzezroczystość jest bardzo wysoka, to nawet kontinuum może powstać w bardzo zewnętrznych regionach atmosfery. W Słońcu mamy z tym do czynienia w UV oraz w zakresie fal radiowych milimetrowych. Poza tym, jeśli z obserwacji widma ciągłego możemy stwierdzić, że temperatura barwna lub jasnościowa rośnie z wzrostem opacity, niewątpliwie mamy do czynienia z przypadkiem dT/dh > 0. Na przykład w Słońcu sytuacja taka istnieje dla X < 0, 3 ju (nieprzezroczystość silnie tam rośnie ze względu na blanketing). Obserwacje gwiazd w ultrafiolecie nie są jeszcze liczne, ale w niektórych przy­ padkach wskazują na pewno na istnienie chromosfer (np. B l e s s i C o d e 1972; U n d e r h i l l 1973). Niewątpliwie cenne byłyby obserwacje dla X < 9 1 2 A, bowiem nie­ przezroczystość w tym zakresie długości fali jest bardzo duża ze względu na fotojonizację wodoru z poziomu podstawowego (kontinuum Lymana).

Poważnym źródłem nieprzezroczystości w gwiazdach typu słonecznego jest jon HT. Dla X > 1,6/i prawdopodobieństwa przejść swobodno-swobodnych rosną monotonicznie. Przy dostatecznie niskich temperaturach i odpowiednio wysokiej koncentracji elektronów można oczekiwać, że promieniowanie podczerwone będzie powstawało bardzo wysoko w atmosferze. Ale odróżnienie ewentualnej podczerwonej nadwyżki barwy pochodzącej od chromosfery od nadwyżki wywołanej np. pyłem okołogwiazdowym jest prawie niemożliwe.

Przejścia swobodno-swobodne mogą być przyczyną emiąi promieniowania na falach bardzo długich. W zakresie fal mili- i centymetrowych można oczekiwać, że promieniowanie gwiazd, podobnie jak na Słońcu, pochodzi z chromosfery. Próby wykrycia takiego promieniowania od gwiazd nie dały na razie pozytywnych rezultatów. Pewne sukcesy osiągnięto przy obserwacjach radiowych zimnych olbrzymów (a Ori, w Aur, a Sco), ale promieniowanie to pochodzi naj­ prawdopodobniej z rozległych otoczek lub koron, a nie chromosfer. Zresztą oszacowania strumieni jakich można oczekiwać w zakresie fal radiowych nie mogą napawać zbytnim opty- .mizmem. Przyjmując, że obecna granica pomiarów w zakresie fal milimetrowych i centyme­

trowych wynosi ok. lO f.u. (flux unit = 10'26 W-cm’2 s '1) spodziewane strumienie od spo­ kojnych koron dla gwiazd najbardziej dogodnych do obserwacji są rzędu 10 f.u., albo i mniej. Dla chromosfer sytuacja jest o kilka rzędów gorsza. Oczywiście, silne rozbłyski lub przepływ materii w gwiazdach podwójnych mogą sytuację znacznie poprawić.

II. U N IE WIDMOWE

Powstawanie linii widmowych przy istnieniu chromosfery jest omówione w szeregu arty­ kułach, n p .: J e f f e r i e s, M o r r i s o n (1973), L i n s k y , A v r e t t (1970), oraz mono­ grafiach M i h a l a s (1970), J e f f e r i e s (1968). Poświęcimy więc uwagę tylko naj­ istotniejszym sprawom, nie wdając się w szczegóły oraz uzasadniania wszystkich wniosków.

Strumień wypromieniowany przez płasko-równoległą półnieskończoną warstwę gazu w częstości v dany jest ogólnie znanym wzorem:

Fv = 2 i W t :2 d r i>’ (O

gdzie E 2 jest ekspotengalną funkcją całkową 2 stopnia, a S jest funkcją źródłową. W ogólnym przypadku Sv zawiera zarówno wyrazy odnoszące się do kontinuum, jak i do linii widmowej. Gdy jednak rozpatrujemy profil linii, a szczególnie centrum silnych linii, gdyż te powstają w chromosferach, możemy opuścić w rozważaniach części odnoszące się do kontinuum. Funkcja źródłow a dla linii powstającej z przejścia z poziomu energetycznego 1 do poziomu 2 może być zapisana w postaci (patrz np. J e f f e r i e s 1968):

Chromosfery gwiazdowe 233

gdzie:

i g2

są wagami statystycznymi obu poziomów, Jv - natężenie pola promieniowania w częstości

v, $ - znormalizowany współczynnik absorpcji w linii, Cj2 1 C21 — tempo przejść

przez zderzenia między poziomami,

112, / 21 — temP° przejść między poziomami niebez-

pośrednio, a więc np. jonizacja z poziomu 1 i rekombinacja na poziom 2 lub odwrotnie, A 2l — prawdopodobieństwo emisji spontanicznej. Jeśli wprowadzimy oznaczenia:

„ C 21 h l

T ~ V = A~

_{21 21} to wzór (2) przekształci się we wzór:

w

f J v * v d v + £

V T) +

* '

S

- 2 /w * 1 0 __________ _____________ (3) L c 2 g2 I + £ + V

gdzie:

(T) jest funkcją Plancka oraz

wielkością wyrażoną przez stałe atomowe oraz przekroje czynne na rekombinację na poziom 1 oraz 2. Zgodnie z aktualnie przyjętą nomen­ klaturą (wprowadzoną przez T h o m a s a 1957) linie możemy podzielić na dwie klasy: w zależności od tego czy na kreację i destrukcję fotonów odpowiedzialne są bezpośrednie zderzenia (a więc C12 ^ / 12 oraz C21

> / 2i ), czy też pośrednie procesy, głównie fotojoniza-

cja (C12

< / 12, C21

< / 21). W pierwszym przypadku linie nazywa się „kontrolowanymi

zderzeniowo”, w drugim — liniami „kontrolowanymi fotoelektrycznie”. Dla linii kontrolo­ wanych zderzeniowo funkcja źródłowa przyjmuje postać:

/

Jv

+ £ B (r)

s (4)

C!

i 2

1 + £

O tym, czy linia jest kontrolowana zderzeniowo czy fotoelektrycznie decyduje nie tylko rodzaj przejścia (poziomy energetyczne), ale i warunki fizyczne w promieniującym gazie. W gwiazdach typu Słońca i zimniejszych silne linie rezonansowe niemetali i linie rezonansowe zjonizowanych metali należą do kontrolowanych zderzeniowo (a więc linie rezonansowe Cali, Mgll, H, C, N, O), podczas gdy linie rezonansowe metali, czy seria Balmera ńależą do kontro­ lowanych fotoelektrycznie. Rozróżnienie to jest o tyle ważne, że w wypadku linii kontrolo­ wanych zderzeniowo struktura atmosfery może wpływać na profil. Jeśli zdefiniujemy wielkość:

a = a2 1 +c21 = T T 2 ' (5)

to określa ona prawdopodobieństwo zderzeniowej deekscytacji atomu z górnego poziomu linii. Otóż droga, na której funkcja źródłowa 5 przechodzi w funkcję Plancka jest rzędu 1/A i nosi nazwę „drogi termalizacji”, r * . Z punktu widzenia procesów fizycznych jest to średnia

od-ległość, którą musi przebyć nowo utworzony foton w kolejnych aktach absorpcji i emisji, zanim zostanie „zlikwidowany” przez deekscytację zderzeniową. Na tej odległości zmiany w warunkach fizycznych atmosfery będą odzwierciedlane w profilu linii. Lokalna równowaga termodynamiczna odpowiada A = 1. Dla Unii Call, H i K w Słońcu A ~ e ~ 10'5. Zależność profilu od drogi termalizacji przy zadanym rozkładzie temperatury przedstawia rys. 1.

Rys. X. O bserw ow any profil linii kontrolow anej zderzeniow o w yliczony dla chrom osfery S ło ń c a w zależności od param etru A Skale na osiach um ow ne, liczby na rysunku oznaczają w artości A Dla S ło ń c a A ~ 1 0 .

R ysunek wg J e f f e r i e s , M o r r i s o n (1972)

Należy podkreślić jeden ważny wniosek wynikający z tej analizy: kształt profilu linii kontro­ lowanej zderzeniowo zależy nie tylko od amplitudy wzrostu temperatury, ale i od tego czy minimum temperaturowe znajduje się na głębokości optycznej w linii Tm mniejszej czy

większej niż T * = A '1. Jądra emisyjne linii H i K będą słabe lub nieobecne, gdy T )n < T*

i silne, gdy T m > r * . Tak więc istnienie emisyjnych jąder linii H i K przemawia za istnie­ niem chromosfery, lecz ich brak nie może świadczyć o braku wzrostu temperatury na zewnątrz. Linie kontrolowane fotoelektrycznie, do których należą w gwiazdach późnych typów np. linie serii Balmera, są niezależne od rozkładu temperatury w chromosferze. Jedynie przy bardzo dużych gęstościach (np. w rozbłyskach) bezpośrednie zderzenia mogą zacząć odgrywać rolę i w liniach tych pojawi się wtedy emisja.

Ogólnie można stwierdzić, że są linie bardzo czułe na gradient temperatury i mniej czułe. Na to, czy pojawi się jądro emisyjne, ma jednak wpływ nie tylko gradient temperatury, ale i gęstość chromosfery. Im większy gradient (dT/dh > O) i im większa gęstość tym silniejsze są emisje w centrum silnych linii absorpcyjnych.

Zupełnie inną przyczyną, która może spowodować istnienie linii emisyjnych, są otoczki okołogwiazdowe. Linia emisyjna powstaje w tym wypadku na skutek tego, że efektywna po­ wierzchnia, z której następuje promieniowanie w linii, jest większa od efektywnej powierzchni świecącej w kontinuum. Otoczki takie są często cienkie optycznie i wtedy nie można z profilu linii wyciągnąć żadnych wniosków o rozkładzie parametrów fizycznych w otoczce.

Trzeci mechanizm, który może prowadzić do powstania linii emisyjnych, nosi nazwę me­ chanizmu Schustera. Otóż, z reguły linia pojawi się w emisji, gdy:

Chromosfery gwiazdowe 235 gdzie: - głębokość optyczna w centrum linii, a indeks c oznacza kontinuum. Nawet przy atmosferze z gradientem temperatury dT/dh < 0 sytuacja taka może mieć miejsce, gdy nastąpi duże osłabienie kontinuum na skutek rozproszenia. W gwiazdach typu Słońca taki efekt wystąpić nie może (jakkolwiek osłabienie kontinuum X < 1600 X może tłumaczyć, dlaczego w tym rejonie widma ilość linii emisyjnych jest większa), ale w gorących atmosferach roz­ praszanie na swobodnych elektronach może być znaczne. Tam za linie emisyjne może być odpowiedzialny mechanizm Schustera, a nie chromosfera.

Tak więc przy wyciąganiu wniosków o istnieniu chromosfer w atmosferach gwiazd na podstawie widm niezwykle ważny jest problem diagnostyczny. Niestety, ogólnych pra­ widłowości brakuje i nie można ściśle określić, które linie i kiedy świadczą na pewno tylko o chromosferze, które o otoczce, a które pojawiają się na skutek mechanizmu Schustera.

3. DANE OBSERWACYJNE WSKAZUJĄCE NA ISTNIENIE CHROMOSFER GWIAZDOWYCH

Z poprzednich uwag wynika dość jednoznacznie, że możliwości wykrycia chromosfer w gwiazdach leżą w analizie linii widmowych. Jeśli pominiemy daleki ultrafiolet ze względu na niezbyt jeszcze liczne obserwacje pozaatmosferyczne i kłopoty interpretacyjne tego zakresu widma oraz fale radiowe ze względów wymienionych wyżej, to w zakresie widzialnym oraz w podczerwieni możemy oczekiwać ujawnienia się chromosfery w postaci linii emisyjnych. Wyniki obserwacji prowadzonych w tym aspekcie omówione są w dalszej części tego rozdziału

głównie w oparciu o dwa artykuły, a mianowicie Z i r i n a (1971) oraz P r a -

d e r i e (1973). W związku z tym literatura cytowana jest tylko w tym wypadku, gdy będzie dotyczyła źródeł, które nie są wymienione we wspomnianych artykułach przeglądowych.

I. LINIE H I K ZJONIZOWANEGO WAPNIA

Jądra emisyjne w liniach absorpcyjnych H i K w zintegrowanym widmie słonecznym są bardzo słabe i do ich wykrycia wymagana jest dyspersja widm nie gorsza niż ok. 2A/mm. Domyślamy się więc, że obserwacje tych emisji w widmach gwiazdowych są niezwykle

Rys. 2. Schem atyczny obraz emisji w centrum linii K wraz ze stosowaną nomenklaturą. V — ozna­ cza stronę krótkofalową, R - długofalow ą. KI powstaje w fotosferze, K2 i K3 w chromosferze,

przy czym K3 nie zawsze występuje

utrudnione i mogą być prowadzone jedynie w największych obserwatoriach. Toteż nic dziwnego, że najbogatszy materiał zebrany został w Obserwatorium Mt Palomar i że większość wniosków o emisji w jądrach linii H iK opiera się na pracach W i l s o n a i jego

współ-pracowników z tegoż Obserwatorium. Emisja ta daje się zaobserwować w gwiazdach typów widmowych późniejszych niż F4—F5. Podstawowe wykryte korelacje są następujące:

1. Efekt Wilsona-Bappu. Jest to dobrze znana zależność pomiędzy szerokością

W

jądra emisyjnego (patrz rys. 2), a jasnością absolutną gwiazdy. Liniowa zależność między tymi wielkościami była wielokrotnie dyskutowana i aktualnie jako najlepszy można przyjąć wzór:

jeśli

WQ

wyrazimy w km/s i poprawimy na profil instrumentalny. Wątpliwa wydaje się tylko definicja

W .

Pomiary tej wielkości prawie we wszystkich wypadkach wykonywane były przy użyciu komparatora „na oko” , a poza tym kontrast — a tym samym i szerokość linii emisyj­ nych — na pewno silnie zależy od wyeksponowania kliszy. Aby zaobserwować jądro emisyjne trzeba bowiem kliszę silnie przeeksponować, a mimo to bardzo często w rejonie minimum K nie uzyskuje się .zaczernień ponad tło. Ponadto zarówno w Słońcu jak i w wielu gwiazdach emisja H2 i K2 jest silniejsza w skrzydle fioletowym (H2V, K2V) niż czerwonym (H2R, K2R). Asymetria może być bardzo silna i wtedy pomiar

WQ

staje się wątpliwy (szczególnie wyko­ nywany „na oko” ). Dyskusję tego efektu prowadzi F o s b u r y (1973). Zdumiewający jest jednak fakt, że podana relacja słuszna jest w bardzo szerokim zakresie jasności absolutnych (różniących się o 15m), a wedługW i l s o n a (1970) pozwala na określenie

M

z dokładnością

W oparciu o jego dane szerokość

W

powiązana została z temperaturą efektywną i przy­ spieszeniem grawitacyjnym na powierzchni gwiazdy przez R e i m e r s a (1973). Uzyskał on w oparciu o niezbyt, niestety, bogaty materiał statystyczny zależność:

Granice stosowalności tego wzoru analizuje N e c k e l (1974). Poza gwiazdami skrajnie deficytowymi w metale, inne niezależnie od etapu ewolucji wykazują wyraźną korelację

WQ

zarówno z

M v

jak i z

Mbo)-2. Natężenie emisji H i K wzrasta z jasnością bolometryczną gwiazdy. Niestety, ten związek oparty jest o bardzo niekompletne materiały statystyczne. Prawie w każdym zakresie typu widmowego i klasy jasności znajdują się bowiem gwiazdy, w których jąder emisyjnych nie wykryto. Poza tym pomiar natężenia na kliszy jest bardzo niepewny ze względów wyżej wspomnianych. Można jednak stwierdzić, głównie w oparciu o obserwacje H i a d, że jeśli emisja występuje, to jest silniejsza w olbrzymach niż w karłach. Analiza własnych obserwacji fotoelektrycznych oraz powiązanie tych obserwacji z danymi W i l s o n a umożliwiło grupie astrofizyków z Catanii (B 1 a n c o i in 1974) przeanalizować absolutne strumienie emisji chromosferycznych w linii K dla gwiazd ciągu głównego. Najważniejsze ich wnioski są następujące: chociaż natężenie emisji rośnie ku zimniejszym gwiazdom, to maksymalny stru­ mień emisji K przypada dla gwiazd o temperaturach efektywnych 4 800-5000° K, w zimniejszych gwiazdach emisje są wyraźniejsze na skutek bardzo małego strumienia w kontinuum; Słońce „średnie” ma strumień zbyt mały, do gwiazd G2V pasowałby strumień Słońca w całości pokrytego pochodniami.

M v

= — 14,94 log

WQ

+ 27, 59, (7)

ok. 0,m15.

Chromosfery gwiazdowe 237

3. Istnieje statystyczna zależność pomiędzy natężeniem emisji i wiekiem gwiazdy. Zarówno badania korelacji z cechami kinematycznymi jak i porównywanie wyników obserwacji dla gromad o różnym wieku wykazują, że gwiazdy ciągu głównego typów F5—K5 wykazują za­ nikanie emisji z wiekiem. W momencie odchodzenia gwiazdy od ciągu głównego prawdo­ podobnie ma miejsce minimum natężenia emisji. W dalszej fazie ewolucji, po przejściu w rejon olbrzymów, natężenie emisji H i K rośnie.

4. Natężenie H2 i K2 jest prawdopodobnie odwrotnie proporcjonalne do stopnia polaryzacji (oczywiście polaryzacji światła związanej z gwiazdą, a nie materią międzygwiazdową). Emisję H i K obserwowano tylko wtedy, gdy stopień polaryzacji „wewnętrznej” b y ł mniejszy niż 0,1% oraz wtedy, gdy nie obserwowano nadwyżki promieniowania przy 10 j±. Być może chromosfery i pyłowe otoczki okołogwiazdowe wykluczają się wzajemnie.

5. W gwiazdach podwójnych emisje H i K są zdecydowanie silniejsze niż w gwiazdach pojedynczych tych samych typów widmowych. Przy występowaniu silnej emisji H i K przede wszystkim należy więc sprawdzić, czy nie jest to efekt podwójności gwiazdy.

6. Gwiazdy typu T Tau oraz cefeidy nie spełniają zależności Wilsona-Bappu.

Wobec trudności obiektywnego pomiaru natężenia emisyjnych jąder H i K dużo uwagi poświęca się szerokości tych linii — W . Niewątpliwie mierzone wartości W nie mogą być wyjaśnione rozszerzeniem termicznym, a istnienie zależności Wilsona-Bappu sugeruje, że należy szerokości te powiązać z turbulencją. Pogląd ten podziela wielu autorów do tego stopnia, że na podstawie tych prędkości szacują strumień masy wypływającej z atmosfer gwiazdowych

' R e i m e r s 1973; F o s b u r y 1973).

II. SER IA BALMERA

Emisje w linii H znane są od dawna. Stwierdzone zostało istnienie korelacji analogicznej do efektu Wilsona-Bappu ( L o P r e s t o 1971; F o s b u r y 1973). Korelacja ta spełniona jest dla gwiazd typów G i K. Emisje w jądrze Ha obserwuje się także w gwiazdach typów M, T Tau, gwiazdach symbiotycznych i wielu innych. Czy jednak emisje te są związane z istnieniem chromosfer, można wątpić. W normalnych gwiazdach typów G i K zachowanie emisji Ha jest tak zbliżone do H2 i K2, że jej związek z aktywnością chromosferyczną wydaje się być pewny. Inne linie serii Balmera należą zdecydowanie do kontrolowanych fotoelektrycznie.

Ich występowanie w emisji nie jest więc najprawdopodobniej związane z chromosferami.

III. LIN IE HELU

Linie helu 10 830 X i 5876 X, bez względu na to czy są w absorpcji czy w emisji w gwiazdach typu F i późniejszych, na pewno nie mogą powstawać w fotosferach.

W oparciu o obserwacje w podczerwieni Z i r i n (1971) stwierdził, że w znacznej części gwiazd mających emisję H i K występuje linia 10 830 A w absorpcji lub emisji. Ale silna emisja H i K nie jest warunkiem wystarczającym pojawienia się linii helowych. Linie helowe obser­ wowano w gwiazdach tak późnych typów jak M i to zarówno stałych jak i zmiennych. W gwiazdach typów F ciągu głównego obserwowano emisje w linii 5876 X i należy je przypisać aktywności chromosferycznej.

IV. PODCZERWONY TRY PLET Cali

Spośród trzech linii Cali: 8662 X, 8542 A i 8498 A, tylko ta ostatnia ma jądro emisyjne i to tylko w widmach obszarów aktywnych na powierzchni Słońca. Obserwacje gwiazd w tym zakresie widma w dostatecznie dużej dyspersji są bardzo nieliczne. Wśród trzech gwiazd obser­ wowanych w tym aspekcie (a Tau, a CMi, a Boo) tylko u Arktura możemy dojrzeć ewentualną emisję w centrum linii 8542 X (A y e r s, L i n s k y 1975).

V. LIN IE H i K ZJONIZOW ANEGO MAGNEZU

Identyczny układ termów Mgll i Cali powoduje, że ultrafioletowe linie MgH 2795 i 2802 X zachowują się w sposób bardzo zbliżony do linii H i K wapnia. Tam wszędzie, gdzie są emisje Cali związane z chromosferami, powinny pojawić się emisje h i k magnezu zjonizowanego. Ze względu na większą obfitość maghezu linie h i k mogą wystąpić w emisji w chromosferach, których gęstość jest zbyt mała, aby powstały emisje H i K. I rzeczywiście, coraz liczniej publikowane obserwacje satelitarne wskazują, że tak jest. Profile i natężenia tych linii służą w wypadku Procyona i Arktura do analizy modeli chromosfer w tym samym stopniu jak i linie H i K ( L i n s k y , A y e r s 1 9 7 3 ; A y e r s L i n s k y 1975).

4. AKTYWNOŚĆ CHROMOSFERYCZNA A POŁOŻENIE GWIAZD NA WYKRESIE HR

Należy w tym miejscu ponownie zwrócić uwagę na problem definicji chromosfery. Jeśli będziemy ją definiowali tak jak poprzednio (a więc stosując pewną analogię do Słońca), to obszar występowania chromosfer i ich cechy mogą być analizowane prawie wyłącznie w oparciu o dane o emisjach H i K wapnia zjonizowanego.

Jeśli przyjąć, że aktywność chromosferyczna jest znaczna, gdy emisje te stają się widoczne w dyspersji 10 A/mm, to obszar występowania chromosfer na wykresie HR przedstawia schematycznie rys. 3. Szczególnie interesujące jest istnienie wyraźnej granicy z lewej strony. Dla ciągu głównego jest to punkt odpowiadający gwieździe typu F5V. Według zgodnej opinii wielu autorów granica jest bardzo ostra. Jest to ta sama granica, która oddziela gwiazdy szybko rotujące od wolno ratujących. Jeśli jednak energii na podtrzymanie chromosfery dostarczać ma warstwa konwekcyjna, to niewątpliwie zmiana masy gwiazdy o kilka procent nie zmieni bu­ dowy wewnętrznej w sposób znaczny. A więc i położenie i grubość tej warstwy będą bardzo zbliżone po obu stronach granicy. Jest więc trochę zagadkowy mechanizm generacji i pro­ pagacji energii od warstwy konwektywnej do chromosfery. Być może istotne jest sprzężenie rotacji z konwekcją. W rejonie olbrzymów i nadolbrzymów już gwiazdy F7, F9 nie wykazują emisji w dyspersji 10 A/mm. Natomiast u szeregu gwiazd GO jest ona wyraźna. Przedstawione w poprzednim rozdziale zachowanie się linii H i K pozwala na wysnuwanie dalszych wniosków o chromosferach gwiazd typów F, G, K, M.

Zmniejszenie aktywności chromosferycznęj przy odchodzeniu od ciągu głównego może być wykorzystane do określenia wieku gwiazd. Zależność taką uzyskali S k u m a n i c h (1972), B l a n c o i in. (1974). Przedstawia ją iys. 4. Gdy gwiazda odejdzie od ciągu głównego

aktyw-Chromosfery gwiazdowe 2 3 9

Mv

e - “

Rys. 3. Schematyczny obraz diagramu fJR z zaznaczeniem obszaru występowania chromosfer. Na ciągu głów nym w obszarze zaznaczonym linią przerywaną, w rejonie olbrzymów obszar zakreskowany. Według

W i l s o n a w Jordan i Avrett (1973)

Rys. 4. Zależność natężenia emisji K2 (log F j q ) od wieku (log tg ). Linia ciągła oznacza zależność zna­ lezioną przez S k u m a n i c h a (1972). Punkty oznaczają wyznaczenia z gromad, kółka i krzyżyk

ność chromosferyczna wygasa i pojawia się znowu, gdy gwiazda osiąga dolny rejon olbrzymów. Najmniejsza aktywność ma miejsce w obszarze podolbrzymów G i K. Warto być może zwrócić w tym miejscu uwagę na fakt, że w obszarze podolbrzymów G i K osiąga również minimum wartość mikroturbulencji wyznaczana metodą krzywej wzrostu ( G ł ę b o c k i 1973). Związek między turbulencją fotosferyczną a aktywnością chromosferyczną nie jest z punktu widzenia fizycznego oczywisty, ale podana wyżej zależność każe się zastanowić, czy turbulencja i chromosfera nie są przejawem tego samego zjawiska — np. transportu energii przez fale.

Według opinii wielu autorów aktywność chromosferyczna jest ściśle związana z polem magnetyczny. „Dowodem” na to jest ścisła korelacja pomiędzy kształtem chromosfery (a tym samym i kształtem emisji H i K), a natężeniem pola magnetycznego na powierzchni tarczy słonecznej. Można więc sądzić, że w momencie uformowania się gwiazdy ma ona silne pole magnetyczne, które słabnie na skutek transformacji na inne rodzaje energii. Gdyby pole magne­ tyczne było efektem formowania się gwiazdy, sprawa wyglądałaby jasno. Jeśli jednak pole magnetyczne jest produkowane przez „dynamo” wewnątrz gwiazdy, należałoby znaleźć powód ustawania aktywności magnetycznej. Gdy gwiazda osiągnie rejon olbrzymów można przypuszczać, że pole magnetyczne pojawia się ponownie, tym razem wyprodukowane we wnętrzu gwiazdy i wyniesione na zewnątrz.

Przy takiej interpretacji należy jednak pamiętać, że poza obserwowaną w Słońcu korelacją pole magnetyczne-aktywność chromosferyczna, ta ostatnia jest skorelowana z polami pręd­ kości. Przy każdej okazji T h o m a s słusznie przypomina, że podstawą istnienia chromo­ sfery jest wypływ materii związany z transportem mechanicznym energii. Wiąże się to z polami prędkości. Pole magnetyczne może więc być tylko czynnikiem dodatkowym nadającym „kształt” chromosferze, a nie decydującym o jej istnieniu.

5. MODELE CHROMOSFER

Są dwa zasadnicze podejścia przy konstrukcji modeli chromosferycznych zarównc w Słońcu, jak i gwiazdach. Albo z dobrze skalibrowanych danych obserwacyjnych staramy się odtworzyć rozkład temperatury, gęstości i ciśnienia z wysokością tak, aby jak najwięcej szcze­ gółów obserwacyjnych dało się wyjaśnić, albo zakładamy jakiś mechanizm ogrzewania i z bilansu energii dostarczonej i wypromieniowanej ustalamy parametry fizyczne, oczywiście porównując rezultat końcowy z obserwacjami. Liczne obserwacje w bardzo szerokim zakresie widma (od X U V do fal radiowych) częstokroć typu center-to-limb pozwalają stosować do Słońca metodę pierwszą. W ten sposób powstało szereg modeli chromosfery Słońca, omówionych w artykułach P a c i o r e k (1974). Dla analizy chromosfer gwiazdowych naj­ bardziej jednak interesujące są modele chromosfery słonecznej te „najprymitywniejsze” — a więc średnie (bez uwzględnienia niejednorodności) otrzymane przy najprostszych zało­ żeniach. Jak bowiem wynika z poprzednich rozdziałów, ilość danyoh obserwacyjnych dla chromosfer gwiazdowych jest niezwykle skąpa, a mechanizm powstawania całkowicie niejasny. Stąd znaczenia nabierają grube analizy i próby odtworzenia chromosfery słonecznej przez fale MHD przyspieszone ( O s t e r b r o k 1961), spowolnione ( P i k e l n e r i L i f s c h i t z 1964), czy też akustyczne przechodzące w uderzeniowe ( U l m s c h n e i d e r 1967).

Jeśli którykolwiek z proponowanych mechanizmów ogrzewania chromosfery daje zgodność przynajmniej średniego przebiegu temperatury i grubości tej warstwy, to już może służyć do

Chromosfery gwiazdowe 241 prób konstrukcji modeli chromosfer gwiazdowych. Aby szerzej stosować bilans energetyczny dla konstrukcji modeli chromosfer poza mechanizmem grzania trzeba dobrze znać straty pro­ mieniste w tej warstwie. Od kilku lat ukazują się szacowania tych strat w chromosferze Słońca, a nadal sytuacja nie jest zadowalająca ( B r o w n 1973; U l m s c h n e i d e r 1974).

Szczególnie strumień w ultrafiolecie oraz promieniowanie w poszczególnych liniach jest trudne do obliczenia. A strumień w samej tylko linii K Cali może osiągać do 10% całkowitych strat energii przez promieniowanie.

Dlatego też w pracach opartych o bilans energetyczny pojawiają się modele albo odnoszące się do górnych warstw chromosferycznych, a właściwie koron, albo modele polegające na przeskalowaniu chromosfery Słońca na inne gwiazdy. Dla warstw gorętszych niż 10 000°K modele chromosfer gwiazd F, G iK wykonała K a t s o v a (1973). Wykorzystuje ona me­ chanizm ogrzewania zaproponowany przez P i k e l n e r a i L i f s h i t z a (1964), tzn. poprzez powolne fale MHD oraz bardzo grube oszacowania strat promienistych. Obliczając straty na promieniowanie z modelu średniej chromosfery Słońca obliczonego przez V e r n a z z ę i in. (1973) i stosując mechanizm ogrzewania P i k e l n e r a i L i f s h i t z a , modele chromosfer dla gwiazd F, G, Kwykonali G ł ę b o c k i , S i k o r s k i i B a ­ r y ł k o (1974). Dla modeli tych prowadzone są obecnie obliczenia profilów linii H i K dla weryfikacji z obserwacjami. Parametrami swobodnymi służącymi do „dopasowywania” z obserwacjami w tych modelach jest pole magnetyczne, prędkości mikroturbulencji oraz wartość temperatury minimalnej na granicy z fotosferą. Bardzo prostego przeskalowania chromosfery Słońca dokonał A v r e t t (1972). Zmienił on skalę wysokości proporcjonalnie do g (przyspieszenie grawitacyjne). Nawet w tak prostej analizie uzyskał zmiany szerokości W emisji H i K zgodnych jakościowo z efektem Wilsona-Bappu.

W ostatnim okresie pojawiła się seria prac ( L i n s k y , A y e r s 1973; A y e r s, L i n s k y 1975), gdzie modele chromosfer gwiazdowych tworzy się tak jak najczęściej w Słońcu, a więc zdanych obserwacyjnych. W oparciu o skalibrowane w jednostkach abso­ lutnych strumienie w profilu linii H i K Cali oraz h i k Mgll (a dla Arktura także trypletu podczerwonego Cali) ustalają wartość 7" j . Następnie metodą prób i błędów tak dopasowują przebieg zmian temperatury z wysokością, aby odtworzyć obserwowany profil. Parametrami dopasowania w tym wypadku jest gęstość w obszarze 7’min> turbulencja, a także (a nawet szczególnie) teoria profilu. Przyjęcie całkowitej koherencji lub częściowej redystrybucji znacznie zmienia rezultaty. Na razie metoda ta może być stosowana jedynie do najjaśniejszych gwiazd (Arktur, Procjon), gdyż wymaga dyspersji widma zbliżonej do słonecznej, a także bardzo dobrej niezależnej znajomości parametrów gwiazdy takich jak odległość, promień, temperatura efektywna dla uzyskania strumieni w jednostkach absolutnych.

Z analiz modeli chromosfer gwiazdowych wynika, że założenie w pierwszym przybliżeniu podobieństwa chromosfer gwiazd typów F, G, K i Słońca jest słuszne. Powiązanie modeli z teorią formowania się chromosfer wydaje się być sprawą dosyć odległą. Jeśli okaże się, że pole magnetyczne odgrywa istotną rolę w kształcie chromosfer gwiazdowych trzeba będzie skonstruować modele niejednorodne (ze spikulami itp.). Można również oczekiwać zmienności pól w czasie, a tym samym i aktywność chromosferyczna mogłaby ulegać zmianom. Obser­ wacje natężeń emisji w paru gwiazdach sugerują istnienie zmian. Ale_ o amplitudzie czy ewentualnej cykliczności tych zmian nic w tej chwili powiedzieć nie można.

Na zakończenie można się zastanowić, czy poświęcanie uwagi i czasu chromosferom gwiazdowym ma istotne znaczenie dla badań astrofizycznych. Jeśli uwzględnimy, że jest to

cienka warstwa nie mająca większego wpływu na obserwacje i nie dająca bezpośrednich infor­ macji o podstawowych parametrach gwiazdy, to odpowiedź będzie negatywna. Ponieważ jednak istnienie chromosfery wiąże się z wypływem materii, a być może głębokością i grubością warstwy konwekcyjnej oraz prawdopodobnie ma związek z polem magnetycznym, ma wpływ na określenie jasności absolutnej gwiazdy, a także zależy od wieku gwiazdy na ciągu głównym, to problem jest ważny dopóki o fizyce chromosfer nie wiemy prawie nic. Gdy modele chromosfer będziemy mogli konstruować tak dokładnie jak modele fotosfer, wtenczas — według mnie — problem będzie praktycznie zakończony.

L I T E R A T U R A

A v r e 11, E. H., 1973, Stellar Chromospheres, NASA-SP-317, Washington, D. C., 27. A y e r s, T. R., L i n s k y, J. L., 1975, A p .J., w druku.

B 1 a n c o, C., C a t a 1 a n o, S., M a r i 11 i, E ., R o d o n o, M., 1974, Astron. and Astrophys., 33, 257. B 1 e s s, R. C., C o d e, A. D., 1972, Ann. Rev. Astron. Astrophys.

B r o w n, J. G , 1973, Solar Physics, 31 143.

F o s b u r y , R. A. E., 1973, Astron. and Astrophys., 27, 129. G ł ę b o c k i, R., 1973, Acta Astr., 23, 135.

G ł ę b o c k i, R., S i k o r s k i, I., B a r y ł k o, M., 1974, A cta Astr., 24, 343. D e J a g e r, G , 1971, Phil. Trans. Roy. Soc. Lond. A., 270, 175.

J e f f e r i e s, J. T., 1968, Spectral Line Formation, Blaisdell Pub. Co. Waltham, Mass.

J e f f e r i e s, J. T., M o r r i s o n, N. D., 1973, Stellar Chromospheres, NASA SP-317, Washington, D. C., 3. J o r d a n, S. D., A v r e 11, E.H., 1973, ibidem.

K a t s o v a, M. M., 1973, Astron. Zhurnał., 50, 774.

L i n s k y, J. L., A v r e 11, E. H., 1970, Publ. A.S.P., 82, 169. L i n s k y, J. L., A y e r s, T. R., 1973, Ap. J., 180, 473. L o P r e s t o, J. G , 1971, Publ. A. S. P., 8 3 ,6 7 4 .

M i h a 1 a s, D., 1970, Stellar Atmoshperes, San Francisco, Treeman. N e c k e 1, H., 1974, Astron. and Astrophys., 35, 99.

O s t e r b r o c k , D., 1961, Ap. J., 134, 347. P a c i o r e k , J., 1974, Post. Astr. 22, 33.

P e c k e r, J . C, P r d d e r i e, F., T h o m a s , R. N., 1973a, Astr. Astrophys., 29, 289. P e c k e r, J. G , P r a d e r i e, F, T h o m a s , R. N., 1973b, ibidem, 297.

P i k e l n e r , S. B., L i f s h i t z, M.A., 1964, Astr. Zhurnał, 41, 1007.

P r a d e r i e, F., 1973, Stellar Chromospheres, NASA SP-317, Washington, D.C., 79. R e i m e r s , D., 1973, Astron. and Astrophys., 24, 79.

S k u m a n i c h, R., 1972, Ap. J., 171, 565. T h o m a s , R. N „ 1957, Ap. J „ 125, 260. U 1 m s c h n e i d e r, P., 1967, Zs. f. Ap., 67, 193. U 1 m s c h n e i d e r, P., 1974, Solar Physics, 39, 327.

U n d r h i 11, A. B., 1973, Stellar Chromospheres, NASA SP-317, Washington, D.C., 127. V e r n a z z a, J . E., A v r e 11, E. H., L o e s e r, R ., 1973, Ap. J ., 184, 605.

W i 1 s o n, O. C., 1970, Publ. A. S. P., 82, 865.

POSTĘPY ASTRONOM II T om X X III (1 9 7 5 ). Z eszyt 4

GWIAZDY TYPU R CORONAE BOREALIS Część II

J A C E K K R E Ł O W S K I In s ty tu t A stronom ii UMK, T oruń

3BE3HbI THIIA R CEBEPHOtł KOPOHbl MacTb II

fl . K p e u o B C K H

C o a e p a t a H H e

</

CTaTbH coflep5KHT H aw Sonee BasKHbie pe3yjibTaTbi crieKTpo(J)oroMeTpHMecKHX HaSjiioneHHH

h MHorouBeTHoft <J)OTOMeTpHH nonyMeHHbie o t 1972 r. IIpeacTaBJiHeT oHa Toace pe3ynb T arb i

n o jin p H M eT p H q ecK H x H 3M epeH H ii b TeqeHHH MHHHMyMa 3Be3m>i R CrB. OimcaHa b Heń To»e

M oaejlb HBJieHHH H CpaBHeHHe MOfleJIH C flaHHblMH HaSnwneHHH.

R CORONAE BOREALIS TYPE STARS Part II

A b s t r a c t

The paper includes the main results o f spectrophotom etric observations and o f the m ulticolour photom etry obtained since 1972. It includes also a brief description o f polarimetric measurements performed at the time o f the RCrB minimum. The model o f the RCB phenom enon is also described together with the discussion o f its accordance with observational data.

1. WSTĘP

Od czasu publikacji pierw szego' arty k u łu poświęconego gwiazdom typu RCB (K r e - 1 o w s k i 1972, Część I) ilość dostępnej na ten tem at informacji w zrosła bardzo znacznie.

2 - P o stęp y A stron om ii - z. 4.

B ył to okres, w którym wszystkie najjaśniejsze gwiazdy tego typu przechodziły przez minima zwracając na siebie uwagę obserwatorów i stwarzając okazje do uzyskania danych, mogących rzucić nieco św iatła na fizykę tych zagadkowych obiektów. Opublikowany przed trzem a laty artykuł oferuje więc informację dalece niekompletną i wymaga aktualizacji.

Rozdział 2 niniejszego szkicu zawiera opis nowych danych uzyskanych na drodze foto- metrycznej. Obserwacje wykonane w podczerwieni oraz w fioletowym obszarze widma pre­ zentuje rozdz. 3. Kolejny rozdz. 4 omawia wyniki pierwszych, bardziej systematycznych jobserwacji polarym etrycznych gwiazdy R CrB w czasie minimum. Wreszcie rozdz. 5 charak­ teryzuje krótko próbę interpretacji zjawiska RCB przeprowadzoną przez autora.

2. WYNIKI OBSERWACJI FOTOMETRYCZNYCH

Nieregularne, wielkoskalowe zmiany blasku opisane zostały dość dokładnie w części I. Nie znane b y ło wówczas jedynie prawo poczerwienienia gwiazdy w czasie minimum. Nowe dane dotyczą także zmian blasku o znacznie mniejszej amplitudzie, ale za to sporej regularności.

I. PULSACJE GWIAZD TYPU RCB

Od dawna wiedziano, że druga co do jasności po R CrB gwiazda RY Sgr pulsuje z okresem ok. 39 dni i amplitudą ok. 0,m 5, ale przypuszczano, że jest ona wyjątkiem. Nowsze badania ( F e r n i e i in. 1972) w ykazały, że ty tu ło w a RCrB także wykazuje pulsacje o m ałej (ok. 0,m 2) amplitudzie i okresie zbliżonym do RY Sgr. Wynik ten znalazł potwierdzenie w pracach T o t o c h a v y (1973a i b, 1975). Przy okazji do grona pulsujących dołączono XX Cam.

Atu-b). a Cb-v) m A

°<6

r • • 1-0,7 fc 0 , 3 1 . . -O f h «*• AV

2441320 60 80 2441630

70 90 JD

Rys. 1. Pulsacje gw iazdy XX Cam ( T o t o c h a v a 1973b)

Wreszcie rozległy przegląd S h e r w o o d (1975) wskazał na możliwość uznania wszystkich w zasadzie gwiazd RCB za pulsujące. Zamieszczone tam wyniki negatywne dotyczą zwykle gwiazd b łęd n ie zaliczonych do typu RCB. Przykład krzywej blasku wskazującej na pulsowanie XX Cam daje rys. 1.

Gwiazdy typ u R Coronae Borealis. Cz. II 245

II. MAŁE, QU ASIPERIODYCZNE WAHANIA BLASKU

Obserwacje fotom etryczne T o t o c h a v y (1975) wskazały na jeszcze jedną osobliwość gwiazd RCB w czasie maksimum blasku. O kazało się, że zaobserwować można wówczas quasiperiodyczne wahania jasności o bardzo małej amplitudzie i niezmiernie krótkim (ok. l h) okresie (rys. 2), który nie pozwolił na stwierdzenie, czy mamy tu również do czynienia z pulsacjami, czy też omawiane wahania blasku wywoływane są przez inny mechanizm. Nie zdołano bowiem skonstruować krzywej prędkości radialnych. W każdym razie pobyt gwiazdy w maksimum, dla którego dopuszczano dotychczas jedynie przypadkowe fluktuacje jasności, okazał się okresem zmian dosyć “ regularnych i kto wie, czy nie stanowią one klucza do rozw ikłania zagadki pojawiania się spektakularnych minimów?

Okres pulsacji nie zmienia się skutkiem przejścia przez minimum, co jest jeszcze jednym dowodem zachowywania się struktury atm osfery przez czas trwania zjawiska RCB.

ń m 5 m 0 7 ł --

0,8

- 0 ,9 - 1,0

("W m*)* ~0,3

-0 ,4 A m , - 0,1 - 0,2 t - 0 >3 (mc sT -0,2 -0 ,3 A m , 0 y 3 . o ć b *% • *• \ •• .• • *..» — • • v r ■u* V v**«» SM/ • • • + • r V s ł 0.1 U--- L J _________L J ________ L

’ 20*00 2Cfeo 2foo 2^0 2^00 2^0 2^)0 t

Rys. 2. Krótkookresowe wahania blasku XX Cam w pasmach (licząc od góry): U, B, V, ( T o t o c h a v a

III. OSZACOWANIA MAS

Odkrycie pulsacyjnego charakteru' gwiazd RCB wniosło poważny wkład do naszych wia­ domości o ich masach. Pozwoliło bowiem na zastosowanie formuł F e r n i e g o (1965) wiążących okres pulsacji, masę i promień przy znanej z ocen spektroskopowych wartości przyśpieszenia grawitacyjnego na powierzchni. Uzyskano dla R CrB (F e r n i e i in. 1972) masę 2 Ms i promień ok. 100 R^. Pierwsza z tych wartości wypada prawie na środku prze­ działu mas dopuszczalnych dla gwiazd RCB z punktu widzenia teorii wnętrz, a podanego przez

Paczyńskiego (1971).

IV. PRAWO POCZERWIENIENIA

Początkowemu spadkowi blasku (do ok. 4m poniżej maksimum) nie towarzyszy zwykle zmiana barwy. Poczerwienienie pojawia się zupełnie nagle po przekroczeniu krytycznej war­ tości spadku blasku, ale ma ono charakter nieco inny niż poczerwienienie międzygwiazdowe. Jest mianowicie bardziej „neutralne” , wyrażone formułami:

A y _ „ o E U - B _ , „

E _{B - V} ’ E _{n B - V} ( 0

(dla ośrodka międzygwiazdowego -wymienione wyżej wartości wynoszą średnio 3,0 i 1,0). Ważnym wynikiem obserwacyjnym jest stwierdzenie faktu niezmienności podanego prawa ekstynkcji od chwili zaobserwowania aż do końca zjawiska ( A l e x a n d e r i in. 1972), w konkretnym przypadku dla RY Sgr przez okres 900 dni. Świadczy to o równomiernym rozkładzie materii przesłaniającej na dysku gwiazdy przez cały ten czas.

3. FOTOMETRIA WIELOBARWNA I SPEKTROFOTOMETRIA

Już pierwsze obserwacje R CrB i RY Sgr wykazały istnienie u tych gwiazd nadwyżek pro­ mieniowania podczerwonego, które wówczas wiązano z pobytem gwiazdy w minimum blasku. Wykonane później przeglądy wykazały co innego.

I. STAŁOŚĆ NADWYŻEK W ZAKRESIE PODCZERWONYM

Kilka podczerwonych obserwacji R CrB w okresie maksimum, a następnie rozległy przegląd F e a s t a i G l a s s a ( 1 9 7 3 ) wykazały obecność nadwyżek podczerwieni u wszystkich gwiazd RCB bez względu na fazę. Zaobserwowanie takiej nadwyżki u gwiazdy wraz z charakte­ rystycznym brakiem skoku Balmera w widmie skutkiem deficytu wodoru, może stanowić naj­ szybsze kryterium zaliczenia jej do typu RCB (rys. 3).

G w iazdy typ u R Coronae Borealis. Cz. II 247

9 0 0 ’K

14,5 14,0 135 130

' log v ’

Rys. 3. Nadw yżki prom ieniow ania podczerw onego w w idm ach szeregu gwiazd RCB obserw ow ane niezależnie od fazy blasku; obiek ty nie w ykazujące ich to gw iazdy helow e ( F e a s t i G l a s s 1973)

II. ZMIANY JASNOŚCI W ZA K RESIE PODCZERWONYM

Systematycznym (stosunkow o) wieloletnim obserwacjom w podczerwieni poddana została, jak dotąd, jedynie sama R CrB. Wyniki F o r r e s t a i in. (1972) prezentuje rys. 4. Jak to widać po lewej stronie rysunku (uwaga na przerwę w skali czasu!) blask podczerwony syste­ matycznie opada od poprzedniego minimum. Podczas spadku wizualnego obserwujemy płytkie minimum jedynie w dość bliskiej podczerwieni ( 3 ,4 /i), po czym następuje wzrost strumienia do wartości ok. 15% powyżej poziomu sprzed minimum. W dłuższych falach zmiany są prawie niedostrzegalne. Niestety, nie opublikowano dotychczas dalszego ciągu przedstawionych tutaj obserwacji. Brak także danych dotyczących innych gwiazd; posiadany m ateriał obserwacyjny wyklucza więc jakiekolwiek wnioski statystyczne, uogólniające.

III. NADWYŻKA PROM IENIOW ANIA FIOLETOW EGO

Wzmiankowane już wcześniej, przypuszczalne występowanie w okresach minimów nadwyżek w niebieskiej części widma zo stało ostatnio udokum entow ane pomiarami spektro- fotom etrycznym i ( A l e x a n d e r i in. 1972). Jest to lokalne continuum z maksimum ok.

miR

O

mv

g a D ę, 1:3

8

I'P a □ D i aa

6

8

10

12 -O O O I o o . . . . / . • * 3 > • *

° ° \

0

,

55

/<

± aSt& P _L

1100

1400

1500

JU L IA N DAY 2 4 4 0 0 0 0 +

Rys. 4. Zachowanie się gwiazdy R CrB w wielu barwach ( F o r r e s t i in. 1972)

4000 A, występujące wyłącznie w trakcie minimów. Moment jego pojawienia się w "widmie RCrB uchwyciła T o t o c h a v a (1973a). Jest to ten sam moment, w którym światło gwiazdy staje się poczerwienione (rys. 5), a w widmie pojawiają się liczne linie emisyjne. Widomy to dowód jakiejś zmiany jakościowej dokonującej się w materii przesłaniającej normalny blask gwiazdy.

Przedstawione powyżej wyniki obserwacji stanowiły niespodziankę. Przypuszczano bowiem poprzednio, że np. krzywe blasku w podczerwieni będą czymś w rodzaju lustrzanych odbić krzywych wizualnych, a świecenia w fiolecie nikt się nie spodziewał: Zresztą związek tego ostatniego np. z widmem emisyjnym nadal pozostaje zagadką. Rozszerzenie obserwacji na podczerwony i fioletowy zakres widma powiększyło zatem .zakres wymaganej interpretacji zjawiska.

Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. II 249

m a u - A b 0,0

i g i x

2441150 190 360 4 4 0 520 JD

Rys. 5. C ztery p u n k ty na krzywej blasku i odpow iadające im ro z k ła d y n atężeń w widm ie ciągłym ; w idoczne jest nagłe pojaw ienie się poczerw ienienia i fioletow ego co n tin u u m ( T o t o c h a v a 1973a)

4. WYNIKI OBSERWACJI POLARYMETRYCZNYCH

Okres minimum charakteryzuje także występowanie dość znacznej polaryzacji św iatła (do ok. 5%) skorelowanej bardzo wyraźnie z fazą zmian blasku. Nie jest wszakże znany m om ent, w którym pojawia się ona po raz pierwszy ( C o y n e i S h a w l 1973). Poza okresami minimów własnej polaryzacji św iatła gwiazd RCB nie obserwuje się.

I. ZALEŻNOŚĆ PO LA RYZACJI OD DŁU G O ŚCI FA LI

Osobliwa zależność polaryzacji św iatła gwiazdy typu RCB od długości fali jest jednym z najbardziej zagadkowych zjawisk towarzyszących minimom (rys. 6). Moment minimum dzieli tutaj dwie zupełnie różne funkcje długości fali. C o y n e i S h a w l wysunęli sugestię tw o­ rzenia dwu obserwowanych zależności przez ziarna p y łu różnej (o czynnik 2) wielkości. Nie jest wszakże jasne, dlaczego po przebyciu ścisłego minimum rozmiary wokółgwiazdowych ziaren m iałyby się drastycznie zmniejszać, nie powodując zarazem żadnego wzrostu jasności (spadek blasku jest proporcjonalny do powierzchni ziaren). Inna sprawa, że ilość upo­ rządkowanych ziaren, potrzebnych do w yw ołania obserwowanej polaryzacji jest ok. 100 razy mniejsza niż ilość ziaren potrzebnych do wyw ołania minimum. Chodzi tu więc, być może, o jakieś specjalnej konstrukcji cząstki pyłu.

P(%)

O ' V " 12,5 minimum

A

I V • 12,5

■r

po mm. pr/ce( m m. / • V .. ^ A V =IO .O po i / ' .. . ,2 po mi o. ^ ^ * 6 , 5 p o m«V>. v=5,e J _______ L l/A (*ł

Rys. 6. Zależność stopnia polaryzacji św iatła R CrB od długości fali przed i po minimum (C o y n e i S h a w l 1973)

5. PRÓBA INTERPRETACJI ZJAWISKA RCB

Szereg hipotez w ysuniętych do tej pory (patrz Część I) przyjm ow ało zwykle utworzenie się grafitu w obszarze pom iędzy gwiazdą i obserwatorem za przyczynę zjawiska. Żadna z nich nie została wszakże opracowana na tyle, ażeby możliwe stało się porównanie jej przepowiedni z obserwacjami.

I. POCHODZENIE.NADWYŻKI FIOLETU

Opublikowana 20 lat tem u praca P h i l l i p s a i B r e w e r a ( 1 9 5 5 ) stwierdza, iż autorzy dostrzegli lokalne continuum w fiolecie, obserwując silnie rozgrzane próbki grafitu. Podobne doświadczenie z rozgrzewaną oporowo rurką z węgla pirolitycznego przeprowadzone zostało w Toruniu przez R o z p ł o c h a i niżej podpisanego. Wspomnianą rurkę umieszczono pod kloszem pom py próżniowej, k tó ry to obszar przepłukiw any b y ł argonem w czasie trwania eksperym entu. Oś optyczna spektrografu pokryw ała się z osią rurki, co um oż­ liw iło obserwację świecenia jedynie substancji sublimujących z grafitowych ścianek do wnętrza. Mechanizmu świecenia nie u d ało się, jak dotąd, zidentyfikować. Można się jedynie spodziewać, że jest to świecenie rekombinacyjne pewnych m olekuł węgla. Fioletowe continuum pojawia się

Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. II 251

Rys. 7. Porów nanie obserw ow anego co n tin u u m w fiolecie z labo rato ry jn y m i obserw acjam i prom ieniow ania p ro d u k tó w sublim acji grafitu ( K r e ł o w s k i 1975)

w tem peraturze ok. 2800°K . Graficzne porównanie continuum obserwowanego ( A l e x a n d e r i in. 1972) z wynikami P h i l l i p s a i B r e w e r a oraz doświadczenia toruńskiego przedstawia rys. 7. Widać na nim niezłą zgodność obserwacji z wynikami labo­ ratoryjnymi. Jeśli utożsamienie zjawiska wytworzonego w laboratorium i zjawiska astronom icz­ nego jest słuszne, to jesteśmy w posiadaniu dowodu na obecność gorących ziaren grafitu w po­ bliżu fotosfery gwiazdy typu RCB.

II. PROPONOW ANY MODEL ZJAWISKA

Zrozumienie fizycznej natury zjawiska RCB wymaga skonstruowania m odelu, który nadaw ałby się do porównania z obserwacjami, a zarazem m ógłby wskazać na braki w naszej obecnej wiedzy, uniemożliwiające całkow ite zrozumienie zagadnienia. Pierwszy tego rodzaju model ( K r e ł o w s k i 1974, 1975) poszedł śladami hipotez wiążących zjawisko RCB z utratą masy przez gwiazdę. Opierał się on na następujących założeniach:

- w pewnym momencie następuje w yrzut sferyczno-symetrycznej otoczki z zew nętrznych warstw atmosfery gwiazdy. Jest to, oczywiście, model najprostszy - popierają go jednak dwa argumenty obserwacyjne:

a) wspomniana w rozdziale 2 stałość prawa poczerwienienia; identyczny rozkład materii na tarczy gwiazdy przez długi okres czasu sugeruje obecność sferycznej otoczki ( A l e x a n ­

b) łatw y do zauważenia na wieloletnich krzywych blasku (M a y a 11 1960) fakt wielo­ krotności minimów, wyrażający się schodkowymi spadkami lub powrotam i blasku, wydłużającymi zresztą wydatnie czas trwania zjawiska sugeruje również sferyczność, gdyż prawdopodobieństwo wyrzucenia kilku wielkich protuberancji zawsze w stronę obserwatora wydaje się niewielkie wobec braku rozbłysków podczerwieni pom iędzy minimami

— otoczkę obowiązuje LTE, tzn. zachowuje się ona nadal jak zew nętrzna warstwa atmosfery gwiazdy z tym tylko, że promieniowanie jest tam rozcieńczone geometrycznie, odpowiednio do aktualnego promienia otoczki

— start otoczki następuje momentalnie z pewną stałą prędkością (trochę wyidealizowany obraz działania frontu ciśnieniowego), a w miarę oddalania się otoczki od powierzchni gwiazdy grubość jej wzrasta skutkiem różnicy grawitacji na krańcach i skutkiem działania ciśnienia wewnętrznego. Oznacza to, wraz z założeniem LTE, przyjęcie ścisłego związku pom iędzy parametrami geometrycznymi i fizycznymi otoczki

— formujące się w stygnącej otoczce ziarna są sferyczne i narastają jednorodnie w formie kulek sadzy (jednorodny wzrost kuleczek sadzy jest faktem doświadczalnym). Kuleczki te pod w pływ em wygrzewania grafityzują, tracąc wówczas swe podobieństwo do ciała doskonale czarnego. Pojawienie się zgrafityzowanych kulek sadzy w yw ołuje zapewne zarówno poczerwienienie, jak i zagadkowe continuum fioletowe. Dlaczego w tym samym momencie ^ pojawia się liniowe widmo emisyjne — nie wiadomo

— skład chemiczny odpowiada wynikom D a n z i g e r a (1965) z tym , że uwzględniono jedynie 5 pierwiastków: H, He, C, N, O i 14 najtrwalszych m olekuł, jakie pierwiastki te, z wyjątkiem oczywiście helu, mogą z sobą tw orzyć.

Jak widać z przytoczonego wyżej spisu założeń, model taki przyjmuje wyrzut za fakt dokonany, nie podejmując próby wyjaśnienia mechanizmu utraty masy. Zidentyfikowanie tego ostatniego nie wydaje się możliwe bez znajomości w pływ u wspomnianych w rozdz. 2 pulsacji i drobnych wahań blasku na strukturę atm osfery i jej zdolność do erupcji masy. Ponadto m ało zaawansowany stan badań nad zachowaniem się gazowych otoczek okołogwiazdowych, a zwłaszcza nad powstawaniem w nich m olekuł, nie pozw olił wyjść poza założenie LTE. Zatem zbudowany w edług przedstawionych wyżej założeń model pozwala raczej jakościowo, niż ilościowo przewidzieć zachowanie się gwiazdy typu RCB w trakcie minimum.

III. PORÓW NANIE MODELU Z OBSERWACJAMI

Otrzymana drogą rachunków na bazie przyjętego modelu krzywa blasku opisuje minimum wyw ołane przez pojedynczą otoczkę. Takich minimów, zwłaszcza głębokich, obserwuje się niewiele. Czas spadku blasku wynosi w nich średnio 30 dni, a czas pow rotu jest dwukrotnie dłuższy. Liczby te są praktycznie niezależne od głębokości minimów, o ile tylko w yw ołane są one przez w yrzut pojedynczy. Jak widać na rys. 8, manewrując odpowiednio prędkością wyrzutu, można uzyskać teoretyczną krzywą blasku odpowiadającą danym obserwacji. Dopasowanie głębokości minimów pozwala przy tym wyznaczyć masę otoczki na 10 —1026 gramów. Uzyskane wartości wydają się być rozsądne; niewielka energia w yrzutu w pełni tłum aczy brak jakiegokolwiek pojaśnienia gwiazdy sygnalizującego erupcję, podobnie, jak wspomniane już i w części I, i w niniejszym tekście zachowanie bez zmian param etrów

Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. U 253 m. 8 w

W

l / / /

ii

/ i / / / / / / / / / / i i i \ i \ i / / i i/ /

\ /

81 km ś" 77km-s' O 50 100 150 200 t(dni)

Rys. 8. Teoretyczne krzywe blasku dla różnych prędkości wyrzutu otoczki ( K r e ł o w s k i 1974)

fizycznych atm osfery podczas przejścia przez minimum. Otrzymane rachunkowo promienie ziaren wynoszą 40—50 A, co również wydaje się być w zgodzie z prawem poczerwienienia, przedstawiającym się zupełnie inaczej dla jakichkolw iek większych ziaren. Dopasowania

ro z k ła d u n a tę ż e ń w nadw yżkach p o d czerw onych do krzyw ych Plancka o T - 7 0 0 - 9 0 0 °K rów nież znajdują w yjaśnienie w m odelu. Ju ż p o d koniec w izualnego m inim um o to c zk a staje się niem al całk o w icie przezroczysta, a te m p eratu ry w szystkich ziaren id en ty czn e, o w artościach z p rze d zia łu w yznaczonego przez obserwacje.

Na zgodność obserw ow anych zm ian blasku w podczerw ieni z przepow iedniam i m odelu w skazuje rys. 9. Co praw da rachunki nie z o s ta ły dow iązane d o „szczątkow ego” prom ieniow ania p o zo stałeg o p o p o p rzed n im zjaw isku, ale m aksim um w podczerw ieni p rzy p a d a na m o m en t p o w ro tu gw iazdy do norm alnego blasku wizualnego. Je st to m o m e n t, w k tó ry m o to c zk a staje się całkow icie p rzezroczysta dla prom ieniow ania podczerw onego, a zarazem dość jeszcze gorąca. D olne, gorące w arstw y stają się w idoczne w bliskiej podczerw ieni i fak t te n o d p o ­ w iedzialny je st za obserw ow ane m aksim um . N astępnie, w m iarę stygnięcia ziaren strum ień prom ieniow ania w bliskiej podczerw ieni, ja k o c z u ły n a te m p e ra tu rę , dość szybko m aleje. Z m iany n a tę ż e n ia w zakresie, w k tó ry m o to c zk a przez c a ły czas zjaw iska je st cienka opty czn ie są b ardzo pow olne, co zapew nia obserw ow alność nadw yżek podczerw ieni w ciągu d łu g ic h okresów „bezczy n n o ści” . P okryw a się to z w ynikam i obserw acyjnym i F o r r e s t a i in. ( 1 9 7 2 ); niestety, całk o w icie b ra k obserw acji w najbardziej interesujących pasm ach 1,25 i 2 ,2 0 M.

6. ZA K O Ń CZEN IE

W stępny, daleko n ie k o m p le tn y m odel zjawiska RCB przedstaw iony tu ta j w skrócie w skazał na m ożliw ość tłu m a c z e n ia obserw ow anych fak tó w erupcją sferyczno sym etrycznej oto czk i, a przy okazji zw ró cił uw agę na wiele b rak ó w w danych obserw acyjnych i la b o ra to ry jn y ch oraz w form alizm ach te o re ty c z n y c h zm ierzających do opisu o to c ze k okołog w iazd o w y ch .

Wydaje się, że now ych danych na te m a t wielkoskalowej zm ienności gwiazd RCB oczekiw ać nie należy. Pilną spraw ą je st za to rozszyfrow anie n a tu ry p eriodycznych zm ian m ało sk alo w y ch i zbudow anie m odelu atm o sfery uw zględniającego ich obecność.

N iezm iernie dotk liw y je st b ra k system atycznych obserw acji w podczerw ieni, szczególnie zaś w bliskiej, gdzie spodziew ać się należy najw iększych zm ian jasności. Zagadnienie pojaw ienia się fioletow ego co n tin n u u m po w in n o d o czekać się system atycznego opracow ania lab oratoryjnego i wreszcie in te rp re tac ji te o re ty cz n ej, co u m o ż liw iło b y w łączen ie jego opisu d o rachunków m odelow ych. Wiąże się to z koniecznością la boratoryjnego określenia w łasności o p ty c zn y c h ciał sta ły c h w w ysokich te m p eratu ra ch ; po m iaró w ta k ich d otychczas nie w ykonyw ano.

Sens b adań nad gazow o-pyłow ym i o to c zk a m i ok o ło g w iazd o w y m i w ykracza po za zakres in terp retacji poszczególnych zjawisk. Mamy tu bow iem do czynienia z w ym ianą m asy p o m ię d zy gwiazdam i i ośrodkiem m iędzygw iazdow ym . Pew ne teorie w yw odzą pow staw anie n ow ych gwiazd od zagęszczeń ośrodka w y w o łan y c h obecnością m o le k u ł. Z kolei ziarna uw aża się niekiedy za „ w y tw ó rn ie” ty c h w łaśnie m o le k u ł, co zdaje się p o tw ie rd z ać korelacja p ozycyjna p y łu z gazem m olekularnym . W sytuacji tej w zbogacenie ośrodka w p y ł m oże m ieć d o n io słe znaczenie dla ew olucji galaktyk, a zw łaszcza dla form ow ania się grom ad gwiazd. Poznanie zatem fizyki zjaw isk zachodzących w o to c zk a ch gwiazd ty p u RCB, p o d o b n ie ja k in n y c h gwiazd eru p ty w n y c h , m oże rzucić now e ś w ia tło na szereg podstaw ow ych problem ów astronom ii galaktycznej, k tó re pozostają zagadkow ym i do dziś dnia.

Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Cz. II 255

L I T E R A T U R A

A l e x a n d e r , J. B., A n d r e w s , P. J., C a t c h p o l e , R. M., F e a s t , M. W., L l o y d E v a n s , T., M e n z i e s , J. W., W i s s e, P. N. J., W i s s e, M., 1972, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 158, 305. C o y n e, G. V. S., S h a w 1, S. J„ 1973, Astrophys. J., 186, 961.

D a n z i g e r, I. J., 1965, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 130, 199.

F e a.s t, M. W., G l a s s , I. S., 1973, Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 161, 293. F e r n i e, J. D., S h e r w o o d , V. E., D u P u y, D. L., 1972, Astrophys. J., 172, 383. F e r n i e, J. D., 1965, Astrophys. J., 142, 1072.

F o r r e s t , W. J., G i 11 e 11, F. C., S t e i n , W. A., 1972, Astrophys. J. (Lett.), 178, L129. K r e ł o w s k i , J., 1972, Post. Astr. 20, 23. = Część I.

K r e ł o w s k i , J., 1974, Praca doktorska. UMK Toruń.

K r e ł o w s k i, J., 1975, w': V.E. S h e r w o o d , L. P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, 1AU Symp., 67, D. Reidel (w druku).

M a y a 11, M., 1960, J. Roy. Astron. Soc. Canada 54, 193. P a c z y ń s k i , B., 1971, Acta Astron., 21, 1.

S h e r w o o d , V. E., 1975, w: V. E. S h e r w o o d ^ L . P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, IAU Symp. 67, D. Reidel (w druku).

T o t o c h a v a, A. G., 1973a, Astron. Tsirk., USSR 744. T o t o c h a v a, A. G., 1973b, Astron. Tsirk., USSR 791.

T o t o c h a v a, A. G., 1975, w: V. E. S h e r w o o d , L. P l a u t (eds) Variable Stars in Stellar Systems, IAU Symp. 67, D. Reidel (w druku).

'

.