Postępy Astronomii nr 4/1960

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

T O M V I I I — Z E S Z Y T 4

1 9

6

0

W A R S Z A W A • P A Ź D Z I E R N I K — G R U D Z I E Ń i960

SPIS T R E ŚC I ZESZYTU 4 ARTYKUŁY

W. Z o n n, O gwiazdach pulsujących w świetle ewolucji gwiazd J. S m a k , Zagadnienia fizyki gwiazd w grom adach kulistych

M. G a j , Astronomiczne układy o p t y c z n e ... Z PRACOWNI I OBSERW ATORIÓW

J. S m a k , Zależność: wskaźnik barw y — tem peratura efektywna dla pod-k a r l ó w ... W. B a r a n , W. Ż u k o w s k i , Próba przybliżonego wyznaczenia spłasz­

czenia Ziemi na podstawie obserw acji sztucznego satelity 1958 o~l Z LITERATURY NAUKOW EJ

M. D u k w i c z, Zegary atomowe i cząsteczkowe . . . . S. G r z ę d z i e l s k i , Gaz w centralnych częściach G alaktyki . S. G r z ę d z i e l s k i , Radiowa struktura galaktyki M 31 S. G r z ę d z i e l s k i , Pole megnetyczne a budowa spiralna

J. Z i e l i ń s k i , Niektóre rezultaty opracowania obserw acji sztucznych satelitów Ziemi w Instytucie Teoretycznej Astronomii AN ZSRR

183 197 211 239 245 251 255 263 265 269

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

PO STĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

T O M V I I I — Z E S Z Y T 4

W A R S Z A W A • P A Ź D Z I E R N I K — G R U D Z I E Ń 1960

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: L udosław C ich ow icz, W arszawa A dres R edakcji: W arszawa, ul. K oszyk ow a 75 O bserw atorium A stronom iczne P olitechniki

i

i

P A t i S l W O W E W Y D A W N I C T W O N A V K O W E , O D D Z I A Ł W L O D Z I N a k ł a d 379 -f 121 egz. A r k . m y d . 6,25, ark. d r u k . 5,5

Papier offset., kl. I I I , 70 g z F a b r y k i Papieru w Bor uszowicach Podpisano do d r u k u 10. X I . 1960 r. D r u k u ko ń cz o n o to li st opa dz ie 1960 r.

Z a m ó w ie ni e nr 191. R-5, C en a z l 10,—

O GWIAZDACH PULSUJĄCYCH W ŚWIETLE EWOLUCJI GWIAZD

WŁODZIMIERZ ZONTT

Wydaje s ię , że niemal cała współczesna astrofizyka

i astronomia gwiazdowa zajmują sią głównie zagadnieniem ewo­

lu c ji gwiazd i materii miądzygwiazdowej. Nie zawsze wpraw­

dzie to zagadnienie jest bezpośrednim tematem prac i docie­

kań} ataki frontalne cząsto bowiem są zawodne. Jednak pośred­ nio. niemal że każda c elniejsza praca w mniejszym lub większym stopniu porusza lub dotyka zagadnień ewolucyjnych,które prze­ w ijają sią stale, je śli nie w wierszach, to przynajmniej mię­ dzy wierszami wszystkich obszerniejszych publikacji astrofi­ zycznych na całym świecie.

Otóż wiadomości i dane dotyczące ewolucji gwiazd zdobywa się dziś głównie drogą pośrednią. Mam tu na myśli przede wa;y- stkim badania gromad otwartych, w których udało się niedawno dokonać wyraźnego podziału podług ich wieku*. Tym samym udar­ ło się pośrednio prześledzić ewolucję pojedynczych gwiazd sta­

nowiących zaludnienie gromad. Zarówno w tym przypadku, jak

i w wielu innych dociekaniach ewolucyjnych, olbrzymią rolę

odegrały badania teoretyczne, które bądź to wyraźnie sugero­ wały wybór jednej spośród nasuwających się hipotez, lub też

upewniały badaczy w tym, że obrana przez nich droga jest

w zgodzie z danymi teoretycznymi.

Ponieważ badania ewolucyjne odegrają dużą rolę w dalszej części niniejszego artykułu, spróbujemy je krótko streścić.

Otóż gwiazdy należące do I populacji, jak też zapewne

i wszystkie inne gwiazdy w naszej Galaktyce, w chwili powsta­

wania znajdują się na ciągu głównym diagramu Hertzsprungar-

-Russella(nazywanym dalej w skrócie diagramem H-R),albo też

nieco nad nim, ponieważ w chwili narodzin gwiazda nie osią­

gnęła jeszcze stanu równowagi obowiązującego gwiazdy znajdu­

jące się na ciągu głównym diagramu H-R. Wszystko więc wska­

zuje na to , że w pierwszym okresie, bardzo zresztą krótkim, nowopowstające gwiazdy mają jasności absolutne nieco większe, niżby to wynikało z wartości ich mas i dlatego leżą właśnie ponad ciągiem głównym.

Zwracamy przy tym uwagę na to , że gwiazdy nowopowstające

mają r ó ż n e masy, a zatem różne jasności absolutne i róż­

ne temperatury powierzchniowe odpowiadające różnym miejscom na ciągu głównym diagramu H-R. Mają natomiast jednakowy, lub

* Zagadnienie to dość obszernie przedstawił J . S m a k w "Postępach Astronomii", 7, 110 (1 9 5 9 ).

184 Włodzimierz Zoxin

T

bardzo zbliżony do siebie skład chemiczny i dlatego właśnie

układają się na diagramie H-R wzdłuż jednej krzywej (rys.1).

Głównym czynnikiem ewolucji gwiazd jest zmiana składu che­

micznego wnętrza gwiazdy; zmiana ta nie przenosi się do warstw

zewnętrznych dlatego zapewne, że

w gwiazdach brakuje jakichś potęż­

nych procesów wyrównujących skład

chemiczny całej gwiazdy. Mówiąc ina­

czej w gwiazdach nie ma "mieszania"

się materii w obszarze całej gwiazdy.

Zmiany, o których jest mowa,do­

tyczą przede wszystkim ubytku za­

wartości wodoru, zużywającego się

przy przemianach jądrowych wodoru

w hel i następnie w pierwiastki

cięższe. Otóż zmiany te mają bar­

dzo szybkie tempo w gwiazdach o du­

żej masie, natomiast są bardzo po­

wolne w gwiazdach o masie małej.Dla­

tego też ewolucja gwiazd masywnych,

a więc absolutnie jasnych odbywa

się znacznie prędzej, niż ewolucja

gwiazd o małych masach - żółtych

Rys. 1. Schematyczny prze-

i czerwonych karłów,

bieg ciągu głównego na dia-

Droga ewolucyjna gwiazd na dia­

gramie H-R

gramie H-R prowadzi od ciągu głów­

nego w prawo, lub nieco w górę na prawo, w obszar czerwonych

olbrzymów i nadolbrzymów, zależnie od miejsca "narodzin"

gwiazd. Jeśli gwiazda "startuje"z dużą masą i dużą jasnością

absolutną, przechodzi z od­

powiedniego miejsca ciągu

głównego do obszaru czer­

wonych nadolbrzymów. Jeśli

ma masę mniejszą — do ob­

szaru czerwonych olbrzymów.

Jeśli ma jeszcze mniejszą

masę (jest zbliżona do kar­

ła), wówczas przesuwa się

zapewne ku obszarowi czer­

wonych podolbrzymów.

Rysunek 2 przedstawia

schematycznie rozmieszcze­

nie na diagramie H-R w róż­

nym czasie grupy gwiazd

o jednakowym wieku zmie­

niających się według pew­

nej umownej skali czasu od

0 do 5« Wszystkie one, ma­

jąc wiek zero, leżą na cią­

gu głównym; następnie jed­

ne wcześniej, inne później

opuszczają ten ciąg i po­

woli lub prędzej przesu­

wają się w prawo. Grupa

gwiazd, która po czasie

np. równym 2 jednostkom

jeszcze nie zdążyła

opuś-M

Rys. <J. Schematyczny przebieg ewolucji gwiazd na diagramie H-R. Liczby oznacza­ ją kolejne rozmieszczenie grupy gwiazd o jednym wieku w różnej fazie ewolucji. 0 - gwiazdy najmłodsze,5 - gwiazdy naj­

O gwiazdach pulsujących w świetle ewolucji gwiazd 185

cić cią gu głównego, le ży w obszarze BCDE wtedy, gdy gwiazdy leżące początkowo wyżej już zdążyły się przesunąć i ułożyć wzdłuż górnej g a łę z i krzywej 2 . Po c za s ie równym trzem jed­ nostkom umownym zdążą już się oderwać od ciągu głównegogsidaz- dy grupy B i dlatego cią g główny w tym c za s ie b ę d zie się"koń- c zy ł " w punkcie C i t d . Gwiazdy leżące na ciągu głównym poni­ żej punktu E w ciągu 5-ciu jednostek je szcze n ie zdążą odejść od cią gu głównego i dlatego na nim pozostaną.

Drogi ewolucyjne pojedynczych gwiazd zaznaczyliśm y na rys 2 lin ia m i przerywanymi.

Zamiast umownych odstępów czasu 0 , 1 , 2 . . . 5 moglibyśmy wprawdzie wprowadzić tu c zasy ab so lutn e , jednak w t e j d z ie ­ d z in ie n ie mamy jeszcze tak dokładnych danych, aby, wprowa^- dzając je do naszych wywodów, n ie obniżyć stop n ia pewności w szystkich wniosków. Dlatego unikamy tego z a b ie g u . D la zain ­ teresowanych podajemy t y lk o , że z bardzo grubym pr

2

jednostki te odpowiadają miliardom lat ( 1 0 9 ) ,ac zk o lw ie k w t e j d z i e d z i n i e , jak się przekonamy z dalszego ciągu artykułu na­ sze poglądy mogą je szcze u lec daleko idącym zmianom.

Jak wspomnieliśmy ju ż , do powyższych wniosków doszliśm y drogą p o śre d n ią , z różnego r o d za ju dociekań i z e s t a w ie ń ,o p ie ­ rających się zarówno na danych t e o r e t y c z n y c h ,ja k też i w ogrom­ nej w ię k szo śc i na danych obserwacyjnych dotyczących gromad gw iazd. Otóż n ie z a l e ż n ie o d t e g o , w jakim stopniu przekonywu­ jące i słuszne są te w n io s k i, astronomowie n igdy n ie zrezyg­ nują z poszukiwań innych je szc ze dróg, na których moglibyśmy b e z p o ś r e d n i o przekonać się o s łu s zn o ści naszych sądów. Pod tym względem u c ze n i są podobni do aędziów , którzy w n a jb a r d z ie j nawet oczyw istych procesach poszlakowych,m ając n a jg łęb sze przekonanie o w in ie podsądnego, za w szelką cenę starają się mimo to uzyskać dowód bezpośredni - r e l a c je świad­ ka naocznego, lub przyznanie s ię do winy samego oskarżonego.

0 tym, by normalną gwiazdą "przyłapać na gorącym uczyn­ k u " n ie może być, rze cz ja s n a , mowy. Nawet w n a js z y b c ie j ewo­ luujących gw iazdach tempo zmian jest zbyt pow olne, abyśmy mo­ g l i zesta w iają c dane o g w ie ź d z ie , pochodzące z dwóch'różnych epok, na t e j drodze wykryć występowanie w n i e j zmian o chs>- rakterze ewolucyjnym.

I s t n i e j ą jednak i tu sytu acje wyjątkowe. Znamy mianowi­ c ie pewną grupę gwiazd zm iennych, gwiazdy p u ls u ją c e , których okres p u l s a c ji jest dość czu łą miarą parametrów określających stan fiz y c z n y danej gw iazdy . Stosunkowo n ieduże zmiany tych parametrów wpływają dość s i l n i e na okres p u l s a c ji i dlatego wśród gwiazd możemy się spodziewać z n a l e z ie n i a jak ich ś bez­ pośrednich wskazówek dotyczących prze bie gu ich e w o lu c ji.

*

* *

P u ls a c ją gwiazdy nazywamy zespów procesów, który przejar- w ia się w gw ieździe przede wszystkim w periodycznych anianach rozmiarów je j fo t o s fe r y , oraz w towarzyszącym im zmianach tem­ peratury gwiazdy i je j ja s n o śc i a b s o lu t n e j. Jakko lw iek będzie­ my in te rp re to w a li te p u l s a c je , czy to jako fa l ę stojącą we wnętrzu gw iazd y , ozy jako f a l e postępowe biegnące od wnętrza gwiazdy na zew nątrz, w obu przypadkach powinniśmy mieć pro­ sty związek między okresem p u l s a c ji p , a średn ią gęstością

186 Włodzimierz Zonn

f

zeniem astrofizyki teoretycznej - że temperatura U danej war­

stwy gwiazdy jest proporcjonalna do stosunku M /r , gdzie li jest

masą gwiazdy zawartą w k u li o promieniu r.

Otóż prędkość v rozchodzenia się fa li podłużnej w gazie

jest proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego z jego tem­

peratury bezwzględnej:

Czas przebiegu f a li we wnętrzu gwiazdy, a więc okres pul-

sacji P, jest proporcjonalny do drogi r i odwrotnie propor-

cjonalny do prędkości v, zatem:

Ponieważ tutaj r odnosi się do całej gwiazdy, i! staje

się masą również całej gwiazdy i mamy:

innymi słowy:

P

Yp

-

1

Otrzymaliśmy zależność odgrywającą dużą rolę zarówno ja­ ko dowód istn ie n ia p ulsacji w gwiazdach tego typu, jak też przy

odróżnianiu jednego typu gwiazd pulsujących od innego. Cho­

dzi o to , że w gwiazdaoh pulsujących zbudowanyoh podług jed­

nego modelu wartość ę musi być stała wewnątrz danej grupy

gwiazd. W tych więc przypadkach, kiedy rozporządzamy odpo­

wiednimi danymi obserwacyjnymi, aby móc wyznaczyć Q t wartość

ta staje się kryterium przynależności danej grupy gwiazd pul­ su jąoych do jednego, lub różnych typów.

Dla zilustrowania tegb przytoczymy, że np. w przypadku

tzw. klasyoznych cefeid (c e fe id I populacji) wartość:

jest bliska 0 ,0 3 6 ( p0 oznacza tu średnią gęstość Słońca). Natomiast gwiazdom zmiennym typu ER Lyrae odpowiada dwukrot­

nie większa wartość Q = 0 ,0 7 5 . Jeszcze większą wartość stan­

i e j ę znaleziono dla cefeid I I populacji (gwiazdy typu W Vir- g i n i s ) : Q = 0 ^160.

O gwiazdach pulsujących w świetle ewolucji gwiazd 187

Innym, nie mniej ważkim argumentem na rzecz pulsacyjnej

te o rii zmiennych typu cefeid i innych są ,jak wiemy, obserwa­ cje periodycznych zmian prędkości radialnych tych gwiazd,jprzy tym krzywa tych zmian z grubsza przypomina zwierciadlane od­ bicie krzywej jasności danej cefeidy. Możemy się o tym prze­

konać chociażby na przykładzie SCephei: rys. 3 przedstawia

u góry krzywą jej jasności i niżej - krzywą prędkości radial­ nych tej gwiazdy.

Kys. 3 . Krzywa jasności (u góry) i krzywa prędkości radialnych (u dołu) dCephei. Na osi poziomej czas wyrażony w ułamkach w okresie zmienności

tej gwiazdy

Obserwacje te nie pozostawiają wprawdzie wiele wątpliwo­ ści co do tego, że istotnie tylko teoria pulsacji jest w sta­ nie wytłumaczyć rytmiczne zmiany jasności i prędkości radial­ nych we wszystkich cefeidach} nastręcza jednak pewne kłopoty w c hw ili, gdy próbujemy nieco dokładniej zobrazować cały me­ chanizm pulsacji i wynikające z niego konsekwencje.

Pierwszym kłopotem jest następująca okoliczność:całkując

krzywą prędkości radialnych (pamiętajmy przy tym, że

pręd-dr

kość radialna v = - ^ gdzie r jest promieniem fotosfery

gwiazdy) otrzymujemy odpowiednie wartości promienia gwiazdy

jako funkcji czasu. Dokładniej mówiąc nie otrzymujemy samego

promienia, lecz tylko bezwzględne wartości jego zmian (nie­

znaną pozostaje stała całkowania). Wnioskujemy z tego, że

zmiany te są bardzo nieznaczne w porównaniu z promieniem

gwiazdy; w przypadku tfCephei maksymalne odchylenie promie­

n ia od jego wartości średniej nie przekracza 6%. Otóż teoria w tym przypadku nie przewiduje innych p u ls a c ji,n iż

zwykłe,si-188 Włodzimierz Zonn

nusoidalne. Tymczasem zarówno krzywa prędkośoi radialnych,jak

i krzywa jasności wykazują wybitną asymetrią. I tak też sią

dzieje z prawie wszystkimi innymi cefeidami i gwiazdami typu BB Lyrae. Wyjaśnienie tej asymetrii zmusza nas do wprowadza­ nia dość sztucznych - jak nam sią wydaje - założeń o istnie­ niu we wnątrzu gwiazdy, oprócz p ulsacji podstawowych,jeszcze wyższych harmonicznych nakładających sią na "ton" podstawowy. Mamy zatem w większości cefeid również różnego rodzaju "ober- tony" pulsaoji i one to sprawiają występowanie asymetrii krzy­ wej prądkości radialnej i asymetrii krzywej jasności.

Drugim, i to poważniejszym, kłopotem te o r ii pulsacyjnej

jest niezgodność faz krzywej prędkośoi radialnych z krzywą

jasnośoi. Otóż w myśl te o r ii maksimum jasności (maksimum tem­ peratury) musi przypadać w chwili minimum promienia gwiazdy, czyli w chwili największej kontrakcji gazu. Podobnie w maksi­ mum promienia gwiazdy powinno następować minimum jej jasnoś­ c i . A ekstremalnym wartościom promienia muszą odpowiadać pręd­

kości radialne równe zeru. Tymczasem obserwacja tego n i e

potwierdza. Na rys. 3 mamy krzywą jasności i krzywą prędkoś­ oi radialnych óCep. Położenie punktów zerowych krzywej pręd­ kości radialnej bynajmniej nie odpowiada ekstremalnym warto­

ściom jasności; aby uzyskać jaką taką zgodność trzeba prze­ sunąć jedną z krzywych o wartość równą około 1 /4 okresu,lecz

i wtedy pozostanie jeszcze duża rozbieżność. W naszym przy­

padku wartościom zerowym krzywej prędkości radialnej odpowia­ dają fazy 0^36 i 0^87. Maksimum jasności odpowiada faza 0^00,

minimum zaś 0P,7 3 . Widzimy stąd, że przesunięcie jednej krzy­

wej względem drugiej w żadnym razie nie da nam dobrej zgodno­ ści obserwacji z teorią.

Niezgodności tej nie traktujemy wprawdzie jako zaprzecze­ nia te o rii p ulsacji c e feid , jednak stawia ona pod znakiem za­ pytania wszystkie proponowane dotychczas proste mechanizmy pil-

sacji jako pojedynczej f a l i stojącej, lub postępowej.

Warto przy tym odnotować, że na innej drodze otrzymaliś­ my niedawno jeszcze jedno i to bardzo przekonywające potwier­ dzenie istn ie n ia pulsacji w cefeidach. Otóż z prostych roz­

ważań nad profilem l i n i i widmowych gwiazdy pulsującej wyni­

k a *, że w przypadku braku pociemnienia brzegowego p rofil ów

musi być trójkątem prostokątnym, zwróconym przeciwprostokąt- ną w stronę fa l długioh (r y s. 4 ; , je śli odbywa się kontrakoja gwiazdy, w kierunku zaś fa l krótkich, je ś li mamy ekspansjąJto-

ciemnienie brzegowe nieco zmienia ten p r o fil, pozostawiając

jednak wyraźną asymetrię l i n i i zmieniającą się zależnie od te­ go, czy gwiazda ekspanduje, czy się kurczy.

Otóż dwaj pierwsi z cytowanych autorów wykonali szereg

obserwacji p ro filu l i n i i rjAql. i przekonali s ię , że istot­

nie p ro file słabszych l i n i i

Fe

ną z ogólną teorią pulsacji c e feid .

Przy tych obserwacjach, jak też i przy wielu innych, wy­ kryto istnienie innych ruchów gazu w atmosferach cefeid,w du­

żym stopniu maskujących czystą pulsację: przede wszystkim ru-* Patrz ap. A. v a n H o o f i f i . D e u r i n c k , A p .J . 115, 166 (195*2), lub H . S h a p l e y i 3 .D . N i c h o l s o n , "Proc.Nat. Acad. S c i ., USA 5,417 (191 9).

O gwiazdach pulsujących w świetle ewolucji gwiazd 189

chy turbulencyjne, ponadto zmiany prędkości i fazy pulsacji

z głębokością warstwy badanej, w wyniku których obserwujemy różnice prędkości radialnych odpowiadających różnym liniom, sięgające 3-4 km/sek.

kontrakcja

ekspansja

Rys. 4 . Schematyczny profil lin ii widmowych gwiazdy ekspandującej i kon­ traktującej

Całą tę sprawę komplikują jeszcze mało zrozumiałe dziś

zjawiska występowania w widmie w ielu cefeid l i n i i e m i s y j-

n y c h , nakładających się na odpowiednie lin ie absorpcyjne

i zmieniających w ten sposób p rofil tych ostatn ich .Linie emi­ syjne nie występują sta le, lecz pojawiają się tylko w okreś­ lonej f a z i e , najczęściej przy wzroście jasności cefeidy. Nie-

dawno wykryto też periodyczne rozdwajanie się l i n i i absorp­

cyjnych w widmaoh niektóryoh gwiazd pulsujących - rzecz da­

jąca wiele do myślenia w sensie mechanizmu pulsacji c e feid *. Powróćmy jednak do tematu właściwego - do spraw ewolucji

gwiazd pulsujących. Otóż gdyby ewolucja wszystkich gwiazd,

a więc i gwiazd pulsujących, odbywała się t a k ,i ż gwiazda wę­

druje na diagramie H-E z lewa na prawo, wzdłuż l i n i i pozio­

mych, znaczyłoby to , że średnia gęstość każdej gwiazdy powin­ na stopniowo się zmniejszać. Przesuwaniu się w prawo odpowia­ da zmniejszanie się temperatury powierzchniowej a zatem zmniej­

szanie się jasności powierzchniowej gwiazdy. Aby przy tym

jej jasność absolutna pozostawała stała (wszak przesuwanie się gwiazdy odbywa się równolegle do osi poziom ej), rozmiary^riaz-

dy muszą rosnąć, a zatem jej średnia gęstość

p

Ze związku zaś:

-

wynika natychmiast, że ewolucji gwiazd pulsujących musi to­

warzyszyć stopniowy w z r o s t okresu jej p u ls a c ji.

* Czytelników interesujących się szerzej tym zagadnieniem odsyłamy do obszernej monografii: P. L e d o u x i Th. W a l r a v e n , "Variable Stars. Handbuch d.Ehysik", Bd. 51, str. 353-605 (1 9 5 8 ).

190 Włodzimierz Zonn

Astronomowie poświęcali i poświęcają wiele uwagi sprawie

ewentualnych zmian okresu pulsaoji cefeid (a także okresu

zmian jasności gwiazd zmiennych innych typów i gwiazd zaćmie­ niowych) . Owszem, tu i ówdzie konstatujemy występowanie ani an okresu gwiazd pulsujących; zmiany te nie mają jednak charak­ teru ewolucyjnego. Są to najczęściej nagle skoki wartości ckre-

su, nagłe zwiększenia lub nagłe zm niejszenia, czasami powol­ ny wzrost lub spadek; niemniej w zmianach tych nie obserwuje­ my żadnej prawidłowości. Sprawa ta pozostaje więc nadal nie­ wyjaśniona, mimo że o istnieniu tego typu zmian okresów gAlazd zmiennych wiemy już od conajmniej 50 la t .

*

* *

Is t n ie ją jednak gwiazdy pulsujące, w których obserwujemy

wyraźnie j e d n o k i e r u n k o w e zmiany okresu: okre­

sy te systematycznie rosną. Są to gwiazdy zmienne typu pCep,

lub - jak je często ostatnio nazywają - typu |3CMa. Dlatego

te ż , między innymi, badanie ich stało się dziś nader aktual­ nym tematem w astronomii. Ze względów na poszanowanie trady­ c j i będziemy Je nazywali pierwszą historyoznie nazwą - gwiaz­ dy typu j3Cep.

Pulsacje tych gwiazd odkryto stosunkowo dawno, jeszcze

w 1906 roku, kiedy to E .B . F r o s t ogłosił pracę o zmien­

ności przesunięć dopplerowskich w widmie (3Cep. W roku 1928

H e n r o t e a u ogłosił list ę 22 gwiazd należąoych jego

zdaniem do tej grupy gwiazd pulsujących; z listy tej 11 star­ ło się istotnie członkami te j grupy, przynależność zaś pozo­ stałych jest rzeczą wątpliwą.

Zmiany jasności gwiazd typu (3Cep są tak małe, że dopie­ ro zastosowanie fotometrii fotoelektrycznej do ich badań da­

ło wyniki pozytywne. W 1913 r . P . G u t n i c k odkrywa mLa-

ny jasności prototypu tych gwiazd zmiennych o amplitudzie wy­

noszącej zaledwie 0 ,0 5 . Potem odkrywa się zmienność jasnoś­

ci 6 S c o rp ij, 12 Lacertae i innych.

Stwierdzono przy tym, że we wszystkich zbadanych przypad­

kach momentom ekstremalnym jasności gwiazd typu j3Cep odpo­

wiadają wartości zerowe krzywej prędkości r a d ia ln e j, zgodnie z najprostszą teorią pulsacji c e feid . Maksimum promienia giriae- dy odpowiada minimum jasności, i odwrotnie.

Stwierdzono przy tym, że zarówno krzywe jasności gwiazd

typu p Cep jak i ich krzywe prędkości radialnych mają kształt bardzo zbliżony do sinusoid. Tutaj wykryto jednak pewną na­

der interesującą rzecz. Najczęśoiej mamy tu do ozynienia

z d w i e m a sinusoidami o zbliżonych okresaoh,których su­

perpozycja wywołuje zjawisko analogiozne do dudnienia w aku­

styce. To znaczy, że amplitudy zarówno krzywej jasności jak

i krzywej prędkości radialnej z początku stopniowo maleją,do chodzą do pewnego minimum, by potem zacząć rosnąć aż do i ma­ ksimum równym sumie amplitud każdej sinusoidy. Potem zjawis­ ko to znowu powtarza się itd .

Dane t e , jak również wszystkie nowsze dane dotyczące 11

zapożyczo-T a b e l a I

Główne dane dotyczące gwiazd zmiennych typu /3Cep.

[podług P. L e d o u x , Th. W a l r a v e n , "Handb, d. Physik", 51, str.399 (1958)]

Nazwa Okresy zmienności

Amplitudy anian prędko­ ści radial­ nych km/sek Amplitudy zmian jasności Typ wid­ mo vsy Wskaźnik barwy Jas­ ność abso­ lutna wizual Profi­ le li­ n ii Pręd­ kość rota­ c ji P P ' 2 K 2 K ' Am Am' na

(3CMa 6h 0m 6h 2* 12 6 0”j03 - B1 II- III -0^280 -4,7 zmienne duża

oSco 5 44

(może 6 7 )

5 55 15 110 - 0™08 £1 III -4,3 zmienne duża

£CMa 5 2 - 36 - 0,01 lub

0,045

- B1 IV -0,280 -4,2 stałe mała

B W Vul - 4 49 - 150 - 0,19-0,26 B2 III -0,270 -4,1 zmienne śred­

nia

12 DD Lac 4 44 4 38 15 36 0,042 0,074 B2 I I I -0,265 -4,1 zmienne śred­

nia

pCep 4 34 - 18-46 - 0,02-0,05 - B2 II I -0,275 -4,1 stałe mała

15 CMa 4 26 - - - 0,01 - B1-B2 I I I - - stałe

-vEri 4 16 4 10 22 49 0,067 0,114 B2 I I I -0,255 -4,1 zmienne śred­

nia

16 EH Lac 4 6 4 4 9 30 0,035 0,055 B2 IV -0,260 -3,3 zmienne mała

SCet 3 52 - 13 - 0,025 - B

₂

T^eg 3 38 - 7 - 0,015 - B2 IV -0,240 -3,0 stałe mała

0 g w ia zd a c h p u ls u ją c y c h w św ie tl e e w o lu c ji gw ia zd

19a Włodzimierz Zonn

nej z pracy 0 . S t r u v e g o * i artykułu P . L e d o u x

i Th. W a l r a v e n a cytowanego poprzednio. W sześoiu

przypadkach wykryto istnienie dwóch okresów zarówno zmian ja­ sności, jak i zmian prędkości radialnyoh.Dla odróżnienia je­ den z nich oznaczyliśmy kreską u góry. Takimiż kreskami ozna- ozyliśmy dane odnoszące sią do tego drugiego okresu zmian ja­ sności i prędkości radialnych.

Dwie ostatnie kolumny w tabeli I opisują zachowanie się

profilu l i n i i widmowych tych gwiazd, oraz ioh szybkość obro­

tu , którą wyznacza się (z małą wprawdzie dokładnością) rów­

nież z p rofilu l i n i i widmowych badanej gwiazdy*'.Zwracamy pr^r tym uwagę czytelników na to , że gwiazdy wczesnych typów wid­

mowych (do których należy wszystkie gwiazdy zmienne typu j3

Cep) mają na ogół dużą prędkość obrotu. W tabeli podano od­

chylenia od średniej dla gwiazd wcześniejszych typów widmo­ wych.

Tem peratura

»

5-10* 2-10'* 10ł 9-10*°K

T yp w idm ow y

Rys. 5. Położenie na diagramie Ił-R gwiazd zmiennych typu (3Cep. (Nieco zmieniony rysunek ze "Sky and Telescope", 18,str.75)

Z danych zawartych w tabeli I wyciągamy przede wszystkim taki wniosek, że gwiazdy zmienne typu (3Cep tworzą na diagra­

mie H-R bardzo zwartą grupę leżącą w małym obszarze n a d

ciągiem głównym. Isto tn ie , wszystkie one należą do typów B1-

-B3 i mają klasę jasności absolutnej (podług klasyfikacji

* "Publ. Astr. Soc.Pacific", 57,135 (1 9 5 5 ).

O gwiazdach pulsujących w świetle ewolucji gwiazd 193

M o r g a n a , K e e n a n a i K e l l m a n ) I I - I V a więc

w i ę k s z ą , n i ż g w i a z d y leż ące n a c i ą g u g ł ównym. R o z m i e s z c z e n i e

g w i a z d z m i e n n y c h t y p u jSCep n a d i a g r a m i e H - R przedstas&a s c h e ­

m a t y cznie rys. 5.

0

tym, że t e g w i a z d y zm ie n n e t w o r z ą i s t o t n i e g r u p ą baov-

dzo j e d n o r o d n ą ś w i a d c z ą jeszcze b a d a n i a z a l e ż n o ś c i P Vp" d l a

t y c h g wiazd. Otóż w a r t o ś ć sta ł ej Q w e w z o r z e ( p atrz str. 186):

ł a t wo sią w y z n a c z a n a p o d s t a w i e z n a j o m o ś c i t e m p e r a t u r y g w i a z ­

dy i jej j a sn o ś c i ab solutnej znanej z k l a s y f i k a c j i IKK. Z a ­

k ł a d a j ą c , że g w i a z d y r o z p a t r y w a n e p r o m i e n i u j ą z g o d n i e z p r a ­

w a m i p r o m i e n i o w a n i a ciał d o s k o n a l e c z a r n y c h i z n aj ąc i c h ja­

snośc i a b s o l u t n e , ł a t w o o b l i c z y m y o bję t o ś ć k a ż d e j g w i a z d y *.

S t o s u j ą c zaś do n i c h z ale ż n o ś ć m a s a - jasność **

m o m e n t a l n i e

o b l i c z y m y m a s y r o z p a t r y w a n y c h gwi azd . D z i e l ą c jedno przez d r u ­

gie o t r z y m u j e m y śre dni e g ę s t o ś c i g w i a z d z a w a r t y c h w t a b e l i I.

O ka z u j e się, że d l a w s z y s t k i c h g w i a z d t y p u |3Cep o t r z y m u ­

jemy p r a k t y c z n i e b i o r ą c j e d n a k o w ą w a r t o ś ć stałej Q =

= 0^027, n a j m n i e j s z ą d l a w s z y s t k i c h g w i a z d p u l s u j ą c y c h .

P o n i e w a ż n a d i a g r a m i e H - R g w i a z d y t y p u (3Cep t w o r z ą bar -

dzo w ą s k i p r o s t o k ą t , z n a c z y to, że " w yż s zym " g w i a z d o m o dpo­

w i a d a j ą w i ę k s z e o k r e s y z m i e n n o ś c i n i ż ni ż s z y m , c o t e ż w rze ­

c z y w i s t o ś c i obs e r w u j e m y .

D o t y c h c z a s nie u d a ł o się p r z e ś l e d z i ć z m i a n y b a r w g w iazd

t y p u |3Cep, a c z k o l w i e k w s z y s t k o w s k a z u j e n a to, że w m a k s i ­

m u m j a s ności b a r w a ich jest ba rd z i e j n ieb i e s k a , n i ż w m i n i ­

mum, z godnie z tym, co o b s e r w u j e m y p r z y w s z y s t k i c h g w i a z d a c h

p u l s u j ą c y c h .

W k i l k u p r z y p a d k a c h o d k r y t o w w i d m i e g w i a z d t y p u

(3Cep

d w o j e n i e się linii, a w i ę c to, co się z r e g u ł y o b s e r w u j e

u vgwiazd t y p u W V i r g i n i s i R R Lyr ae. R y s u n e k 6 i l u s t r u j e to

zja w i s k o n a p r z y k ł a d z i e BW V u l p e c u l a e . N a osi p i o n o w e j od ło­

ż y l i ś m y p r ę d k o ś c i r a d i a l n e jednej z l i n ii w w i d m i e tej g w i a z ­

dy, n a osi p o z i o m e j c z as l i c z o n y od c h w i l i m a k s i m u m jasności.

G r u b o ś ć l i n i i n a w y k r e s i e o d p o w i a d a z g r u b s z a n a t ę ż e n i u da­

nej sk ł a d o w e j w widmie.

Jak w i d z i m y n a rys. 6, r o z d w o j e n i e l ini i w i d m o w y c h n a s t ę ­

p u j e aż d w a r a z y w c i ą g u jednego o kresu. R a z o koło f a z y rów­

ne j 3 0 m , k i e d y to p o j a w i a się s ł a b a s k ł a d o w a od s t r o n y fio­

letu, k t ó r a w ę d r u j e k u f i o l e t o w i i o s i ą g a m a k s i m u m około 1h1 2 m.

D r u g a s k ł a d o w a w ę d r u j e w t e d y k u c z e rwi e ni, s t o p n i o w o s łabnie

i w k o ń c u znika. P o t e m z n ó w n a s t ę p u j e r o z d w o j e n i e l i n i i oko­

ło f a z y 2ł i p r z e b i e g z j a w i s k a p o w t a r z a się.

M o m e n t y p o w s t a w a n i a r o z d w o j e ń i z n i k a n i a s k ł a d o w y c h

są

r ó ż n e d l a l i n i i r ó ż n y c h p i e r w i a s t k ó w . N a j w c z e ś n i e j r o z d w a j a -

ją się l i n i e Si III i 0 II; w k i l k a m inu t p ó ź n i e j to samo n a ­

stę p u j e z l i n i a m i helu, n a j p ó ź n i e j zaś - z l i n i a m i

vsodoru.Naj-* Tamże, str. 170.

" T a m ż e , str. 180.

194 "Włodzimierz Zonn

prawdopodobniej pewna n ie cią g ło ść prędkości wędruje od wnę­ t r z a gwiazdy ku najwyższym warstwom je j atmosfery i tym na­ le ży zapewne tłumaczyć obserwowane p r ze s u n ię c ie f a z y momentu rozdw ojenia różnych l i n i i widmowych.

Eys. 6 . Zachowanie się lin ii widmowych aniennej BW Vulpecula (Podług P. L e d o u x i Th. W a l r a v e n , "Handbuch d . Physik", 51 str. 401

(1958) ~

Przejdźm y z k o le i do tematu stanowiącego właściwy o el n i ­ n ie js z e g o artykułu - do zagadnień ewolucyjnych związanych z gw iazdani typu (3Cep. Otóż stosunkowo niedawno 0 . S t r u- v e * zbadał okresy w szystkich znanych gw iazd zmiennych ty­ pu (3Cep i przekonał s i ę , że prawie we w szy stkich przypadkach obserwujemy w n ic h w y d ł u ż a n i e się okresu o k i l k a sekund na s t u le c ie .

Uawiasem możemy dodać, że okresy gwiazd o szy bkiej zmien­ ności dają się wyznaczać bardzo dokładnie w ciągu stosunkowo krótkiego odstępu c z a s u . Pojedynczy moment maksimum w yznacza­ my z dokładnością równą około ±1“ . W ciągu roku upływa około

2000 okresów danej gw iazdy, zatem dokładność w yznaczenia okre­ su gwiazdy zmiennej typu /3 Cep z rocznych obserw acji wynosi c o n ajm n ie j:

2000 ~ ~ ®>04 sek.

P rzy w ię kszej zaś l i c z b i e obserwowanych maksimów dokład­ ność może łatwo osiągnąć ± 0^01 .

s0tóż S t r u v e w ykrył, że okres o S c o r p ii wydłuża się o 2 , 3 na s t u l e c i e , |3Cephei o 1 ^ 2 ; d l a innych otrzymał mniej- sze w a r to ś c i, n iem n iej zupełnie pewne.

O gwiazdach

195

Odtwórzmy sobie znowu obszar zająty na diagramie H-R przez

gwiazdy typu (3Cep (r y s. 7 ) . Znając stałą# ,oraz masy i pro­

mienie gwiazd w każdym miejscu diagramu H-R łatwo obliczymy

wartości okresu odpowia­ dające liniom brzegowym obszaru zajmowanego przez

gwiazdy typu (3Cep. Od­

powiednie wartości wypi­ saliśmy na rys. 7. Wyni­ ka z tego, że w ciągu ca­ łego czasu dopóki gwiaz­ da - ewoluując - pozosta­ je zmienną typu |3 Cep, jej okres powinien sią zwięk­ szyć o 2 godziny. Znaczy t o , że np. w przypadku o

Scorpii czas pobytu jej

w obszarze narysowanym po­ winien wynosić około

2h . J 720000

*

m-srm

= 3 , 1 0 5 l a t .

W innych przypadkach otrzymamy liczby nieco wiąksze rzą­ du 1 0 6 l a t . Znaczyłoby to , że taki właśnie czas xęływa od chwi­ l i , gdy gwiazda wkracza w obszar zajmowany przez gwiazdy zmien­ ne typu (3Cep, aż do chwili gdy go opuszcza. 0 ile nam wiado­ mo, po raz pierwszy w dziejach astronomii udało sią wyznaczyć tempo ewolucji pewnego rodzaju tworów kosmicznych bez ucieka­ nia sią do mniej lub bardziej skomplikowanych wywodów teore­

tycznych opierających sią na nie zawsze oczywistych i nie

zawsze nawet słusznych założeniach. Wyjątkiem są tu jednak ba­ dania gromad otwartych, o których była mowa na początku ni­ niejszego artykułu.

Z rozważań teoretycznych, opierających sią na szybkoś­

ciach reakcji "sp ala nia" wodoru wewnątrz gwiazd wynika, że

gwiazdy o typie widmowym B-\ ewoluują do typu widmowego B 3

(startując z ciągu głównego) w ciągu około 6 , 1 0 la t , a wiąc

60 razy dłużej. Rozbieżność ta nie jest jednak ozymś dyskre­

dytującym teorią chociażby dlatego, że w naszym przypadku

start nie nastąpuje z ciągu głównego, lecz z miejsca leżące­ go ponad nim. To może oznaczać, że nasze gwiazdy musiały zu­ żyć pewien czas zanim doszły do obszaru gwiazd typu (3CepJffi.e- mniej i w tym przypadku odstąpy czasu wynikające z teoretycz­

nych rozważań są znacznie wiąksze niż to , co dają nam bada^-

nia okresów gwiazd typu /3Cep.

W związku z poprzednimi wywodami powstaje naturalne py­

ta n ie , czy wszystkie gwiazdy wądrujące przez obszar gwiazd ty­

pu pćep stają sią istotnie zmiennymi tego typu? Czy w tym

obszarze na diagramie H-R mogą sią znaleźć gwiazdy o stałej

jasności?

iiys. 7 . Schematyczny przebieg ewolucji gwiazd typu /3Cep na diagramie H-R.(Pra­ wie niezmieniony rysunek ze "Sky and Te­

196

Włodzimierz Z arm

Otóż odpowiedź na to pytanie daje nam praca C.E.L y n d-

s a referowana niedawno w naszym czasopiśmie*.Wynika z niej,

że nie każda gwiazda znajdująca się w obszarze zajmowanym na

diagramie H-R przez gwiazdy typu j3Cep jest istotnie zmien­

ną tego typu; takich gwiazd mamy zaledwie 5#. Reszta - to al­

bo gwiazdy stałe (około 20$), albo zmienne innych typów. Wy­

nikom tym jednak w tej chwili nie możemy dawać zbyt dużej wa­

gi z wielu powodów - chociażby ze wzglądu na dość szczupłą

liczbą gwiazd, które poddano badaniom i dość dużą tolerancję

w wyborze obszaru na diagramie H-R, do którego autor odnosił

swe badania.

W przedstawionych wyżej rozważaniach nad ewolucją gwiazd

zmiennych typu g>Cep,0.S t r u v e nie uważa uzyskanych wyni­

ków za nazbyt pewne chociażby dlatego, że liczba zbadanych

przezeń gwiazd jest dość niewielka, zaledwie 11. Niemniej wy­

daje sią, iż ta droga może doprowadzić do wykrycia bardzo sub­

telnych efektów ewolucyjnych w gwiazdach tego typu lub w in­

nych, zmiennych. Bezpośrednie badania innych parametrów fi­

zycznych, jasności absolutnych lub promieni gwiazd, nie mogą

w żadnym przypadku konkurować pod wzglądem dokładności z ba­

daniami okresów zmian jasności, które dają możność wykrywa­

nia bardzo subtelnych efektów wywołanych ewolucyjnymi zmia­

nami stanu fizycznego gwiazdy w ciągu stosunkowo krótkiego od­

stępu czasu.

ZAGADNIENIA FIZYKI GWIAZD W GROMADACH KULISTYCH

JÓZEF SMAK

TREŚĆ* W8tęp

I . Widma i barwy. Skład chemiczny I I . Diagram barwa - jasność

I I I . Interpretacja teoretyczna diagramu barwa-jasność IV. Gwiazdy zmienne

Literatura

WSTĘP

Historia badań gromad kulistych lic z y blisko 300 lat.O ko­

ło roku 1665 Jan H e w e l i u s z odkrył pierwszą gromadą

ku listą - M 22. N in iejs zy artykuł nie pretenduje do podania

pełnej h is to rii tych badań, ani też ich wyników} poświęcony

jest on jedynie osiągnięciom ostatniego d zie się c io le c ia , któ­

re zapewniły podstawę współozesnej wiedzy o fizycznych ce­

chach gwiazd wchodzących w skład gromad kulistych i ich ewo-

l u o j i . Na tle tyoh osiągnięć znacznie skromniej przedstawia

się dorobek w zakresie dynamiki i ewolucji dynamicznej gro­

mad, pominiętych zresztą w niniejszym artykule.

Zanim przejdziemy do omówienia poszczególnych zagadnień, poświęcić należy kilk a słów sprawie pozornie formalnej - k la­

s y fik a c ji. Okazuje się mianowicie, że tradycyjny podział na

gromady otwarte i k u lis t e , oparty na wyglądzie zewnętrznym

oblektUj począł w ostatnich latach sprawiać poważne kłopoty.

Wprawdzie słuszne jest stwierdzenie, że gromady kuliste są

(średnio) przedstawicielami skrajnej populacji I I (halo ga--

la k ty czn e ), o dużym wieku i niskiej zawartości pierwiastków

ciężkich, podczas gdy gromady otwarte reprezentują całą gamę obiektów charakterystycznych dla populacji I . lecz w miarę obejmowania badaniami coraz to nowych obiektów napotykamy ta­ k i e , które przeczą owej, jakby się zdawało niewątpliwej, ko­

r e l a c j i . Wystarczy wspomnieć o starych gromadach otwartych

M 67 i NGC 7789, które swym wyglądem przypominają gromady ku­

l i s t e , ale posiadają skład chemiczny i związane z tym cechy

fizyczne typowe dla populaoji I . Znamy obecnie gromady kuli-* Rozdziały I I I i IV, oraz Literatura zostaną zamieszczone w następnym numerze "Postępów Astronomii".

198 Józef Snak

ste, których cechy fizyczne wskazują na miejsce pomiędzy gro­

madami otwartymi a typowymi gromadami kulistymi populacji II

(np. UGC 6356, leżąca w pobliżu środka Galaktyki; S a n d a-

g e , W a l l e r s t e i n 1959). Wreszcie wypada poruszyć

sprawą tzw. "niebieskich gromad kulistych"

w Obłokach Ma­

gellana. Według pomiarów fotometrycznych A r p a(1958b) oka­

zały sią one bardzo młodymi gromadami typu h i x Persei.Obok

nich istnieją zresztą w Obłokach Magellana "prawdziwe"

gro­

mady kuliste o cechach fizycznych przypominających gromady ku­

liste Galaktyki.

W tej sytuacji wydaje sią słuszne (A r p

1 9 5 9 ),by zacho­

wując tradycyjną nazwą, posługiwać sią nią jedynie w stosun­

ku do takich gromad, w przypadku których pierwszoplanowe ce­

chy fizyczne i ewolucyjne (skład ohemiczny, wiek)wskazują na

przynależność do populacji I I . Taka klasyfikacja

dopuszcza

istnienie obiektów pośrednich miądzy populacją I i I I .

I . WIDMA I BARWY. SKŁAD CHEMICZNY

Widma czerwonych olbrzymów. Skład chemiczny

Znaczne odległości gromad kulistych sprawiają, że

jedy­

nie w przypadku olbrzymów i przy użyciu największych instru­

mentów możliwe jest uzyskanie w dużej dyspersji widm poszcze­

gólnych gwiazd. Osobliwości widm czerwonych olbrzymów, wcho­

dzących w skład gromad kulistych, znane były od dość

dawna.

Przełomową była praca D e u t s c h a (1 9 5 3), dysponującego

widmami z dyspersją 38 A/mm. Przyczyną osobliwości spektral­

nych jest mianowicie znaczne osłabienie

lin ii pierwiastków

ciężkich. Wskutek tego typy widmowe wyznaczone na podstawie

porównania intensywności lin ii metali z liniami wodoru

( Sp

(m-H)) będą inne niż typy oparte o różne linie metaLi(Sp(m-m)).

D e u t s (c h pokazał, że Sp (m-m) nie pokazują tak znacz­

nych odchyłek od zależności widmo-wskaźnik barwy, ważnej dla

olbrzymów populacji I , jakie B a u m (1952) notował w przy­

padku Sp(m-H). Przyczyna tego jest prosta:przy obniżonej za^-

wartości pierwiastków ciężkich widmo Sp(m-H) jest raczej mia­

rą tego deficytu, niż temperatury.

Ostatnio D e u t s c h

(1959) wprowadził podział na trzy grupy według różnic między

Sp(m-m) i Sp(m-H), a zatem odzwierciedlający różny

stopień

osłabienia lin ii metali.

Sp(m-m)

jest wyznaczane głównie

w oparciu o stosunek l i n i i : Cr IA 4254/Fe I A 4250;

Sp(m-H)

z H

7

/Fe I A 4325. Podział jest następujący:

grupa A:

Sp(m-m) = K 2

Sp(m-H) = K 4

"

B:

"

= G 8

"

= G 5

" C :

"

= G 5

"

= P 8

Grupie A odpowiadają gwiazdy o nieznacznie tylko osłabio­

nych liniach metali; w grupie C linie osłabione są nąjsil n ie j,

stąd niezwykle wczesne widmo Sp(m-H). K i n m a n (1959b)za­

stosował klasyfikację

D e u t s c h a dla gromad półkuli po­

łudniowej pracując nawet w znacznie mnie jsze j dyspers ji,86

1/

mm.

Klasyfikacja widmowa, a zatem i podział na grupy A ,B ,C ,

opiera się na silnych liniach absorpcyjnych. Ich osłabienie

Zagadnienia fizyki gwiazd w gromadach kulistych 199

w stosunku do populacji I wynosi w poszczególnych grupach od

A lg r = 0 ,1 5 w grupie A do A lg 17 = - 0,5 w grupie C.W opar­ ciu o te oceny K i n m a n (1959b) podaje oszacowanie defi­

cytu w zawartości pierwiastków ciężkich dla poszczególnych

grup. Zwraca on uwagą, że silne l i n i e , przypadające na wysy-

coną część krzywej wzrostu są stosunkowo mało wrażliwe na

zmiany zawartości danego pierwiastka (w przypadku słabych li­ n i i jest po prostu W ~ A ). Mamy mianowicie:

gdzie N jest ilością absorbujących atomów w 1 g atmosfery,

/ - siłą oscylatorów, - stałą tłumienia (tłumienie głów­

nie wskutek zderzeń z atomami wodoru, stąd d ~ H ) } kA - współ­ czynnikiem absorpcji ciągłej w danej długości f a l i , pochodzą­ cym głównie od ujemnego jonu wodorowego. Z i n m a n wykazu­

je , że mamy do czynienia głównie z metalami zjonizowanymi

i zaniedbując wkład do absorpcji w słabych liniach metali

dochodzi do zależności:

( W - szerokość równoważna, A - ilość atomów danego pierwiast­

ka, y - ilość z jonizowanych atomów wodoru). Stosując (2 ) do

danych obserwacyjnych K i n m a n otrzymuje w reszcie, że

w grupie A mamy m /H = 1/4(m /© )s , w grupie C: m/B =1/100 [m /R )0i

Liczby te pozostają w dobrej zgodzie z wynikami H e l f e r aj

W a l l e r s t e i n a i G r e e n s t e i n a ( 1 9 5 9 ) , omó­

wionymi poniżej.

K i n m a n przechodzi też do przypadku podolbrzymów,

nie obserwowanych wprawdzie dotąd bezpośrednio, ale odgrywar- jących poważną rolę przy interpretacji widm integralnych(por. p o n iż e j). Oto jak schematycznie przedstawia się wpływ więk­

szego w porównaniu z olbrzymami przyspieszenia grawitacyjne­ go: wraz ze wzrostem g wzrasta ciśnienie elektronowe,obniża­ jąc stopień jonizacji wodoru; wzrasta więc ilość ujemnych jo nów wodorowych, współczynnik absorpcji, a zatem poprzez (1 ) dochodzimy do wzrostu intensywności l i n i i . Wniosek: przy da­

nym deficycie zawartości pierwiastków ciężkich lin ie podol­

brzymów ulegają znacznie większemu osłabieniu, niż lin ie ol­ brzymów .

Znacznie obszerniejszą próbę wyznaczenia składu chemicz­ nego olbrzymów wchodzących w skład gromad kulistych podjęli

H e i f e r , W a l l e r s t e i n i G r e e n s t e i n

( 1 9 5 9 ) . Przy dyspersji 18 A/mm zastosowali oni standardową

metodę krzywej wzrostu do gwiazd: Barnard 140 w M 13 oraz No 111-13* w M 92. Ha przeszkodzie w wykonaniu poprawnej inter pretacji danych obserwacyjnych stoi fak t, że nawet w przypad ku czerwonych olbrzymów populacji I wiemy bardzo niewiele obu dowie ich atmosfer i o procesach powstawania l i n i i . W

szcze-* Numer wg A r p a , B a u m a i S a n d a g e ’a (1953).

(

)

200

Józef Smak

g ó l n o ś c i n i e p e w n e są o c e n y t e m p e r a t u r j on i z a c y j n e j i p o b u ­

dz en i a , p o t r z e b n e do a n a l i z y o p a r t e j n a k r z y w e j w z r o s t u ^ j e s t

z w y k l e ogólniej T eff <

<

). Dane, jakimi dysponują auto-

r o w i e o m aw i a n e j p r a c y (int en sy wn o ś ci l i n ii n e u t r a l n y c h i zjo-

n i z o w a n y c h ) s ugeru j ą, że

«=

. O t r z y m a n e w w y n i k u śred­

n i e z a w a r t o ś c i p i e r w i a s t k ó w c i ę ż k i c h d l a g w i a z d w M 13 i M 92

w y n o s z ą o d p o w i e d n i o 1 /2 0 i 1 / 1 00 w a r t o ś c i d l a S łońca. J e ż e l i

j e d n a k jest Tion^ T

tff,

to l i c z b y te u l e g a j ą d a l s z e m u o b n i ż e ­

n i u o o z y n n i k 10,

W i d m a i nt eg r a l n e

Od c z a s u k l a s y c z n e j p r a c y M a y a 1 1 a (1946-;, k t ó r y

s t w i e r d z i ł o g ó l n e o s ł a b i e n i e l in i i m e t a l i w w i d m a c h i n t e g r a l ­

n y c h g r o m a d k u l i s t y o h , ora z i s t n i e n i e 10 o b i e k t ó w b l i s k i c h

ś r o d k a Galaktyki, d l a k t ó r y c h e f e k t t e n jest n i e z n a c z n y , za­

g a d n i e n i o m t y m p o ś w i ę c o n o w i e l e u w agi . M o r g a n (1956) p o ­

kaz a ł, że i n t e n s y w n o ś ć l i ni i m e t a l i jest s k o r e l o w a n a z o d l e g ­

ł o ś c i ą od ś r o d k a Ga l a k t y k i , jak r ó w n i e ż z o d l e g ł o ś c i ą od

p ł a s z c z y z n y D r o g i M l ec zn ej . G r o m a d y o w c z e s n y c h t y p a c h w i d ­

m o w y c h (?) m a j ą n a j s ł a b s z e linie p i e r w i a s t k ó w c i ą ż k i c h i t w o ­

r z ą p o d s y s t e m s f e r y c z n y (halo): w m i a r ą p r z e o h o d z e n i a d o ty­

p ó w p ó ź n i e j s z y c h n a p o t y k a m y o b i e k t y o s i l n i e j s z y c h liniach,

t w o r z ą c e u k ł a d j ą d r o - d y s k (nu c l e u s - d i s k system).Ostatnio M o r ­

g a n (1959) o p r a c o w a ł k l a s y f i k a c j ą w i d m i n t e g r a l n y c h gromad,

o p a r t a n a m a t e r i a l e o m n i e j s z e j d y s p e r s j i (prze dzi ał X A 4 3 0 0 -

- 4 8 0 0 ) . W y r ó ż n i a o n o s i e m g r u p (i - V I I l ) o w z r a s t a j ą c e j in-

t e n s y w n o ś c i l i ni i met a l i . G r u p a V I I I m a linie p r a w i e n o r m a l ­

nej i n t e n s y w n o ś c i . Dwie, t y p o w e d l a tej g r u p y g r o m a d y NGC

6 5 2 8 i 6 5 5 3 m a j ą w i d m a p r z y p o m i n a j ą c e w i d m o jądra g a l a k t y k i

M 31 n a o d l e g ł o ś c i ok. 2 0 0 p c od śr odk a , jak r ó w n i e ż d o s t ę p ­

n e j do o b s e r w a c j i c z ę ś c i c en t r a l n e j n a s z e j G a l a k t y k i ("okno"

w Strzelcu, w s ą s i e d z t w i e N GC 6522;. W e d ł u g o s t a t n i c h d a n y c h

do u k ł a d u j ą d r o - d y s k n a l e ż y 13 g romad.

W i d m a i n t e g r a l n e są z n a c z n i e c z u l s z y m w s k a ź n i k i e m d efi­

c y t u p i e r w i a s t k ó w ciężki ch , n i ż w i d m a p o s z c z e g ó l n y c h o l b r z y ­

mów. D z i e j e s i ę t a k w s k u t e k z n a c z n e g o u d z i a ł u w w i d m i e inte­

g r a l n y m p o d o l b r z y m ó w . Z i n m a n (1959b) p o k a z u j e to n a przy­

k ł a d z i e M 3 (HGC 527l). W i d m a o l b r z y m ó w tej g r o m a d y n a l e ż ą

do g r u p y A, z d r u g i e j s t r o n y w y k a z u j e o na z n a c z n e

w a r t o ś c i

n a d w y ż k i u l t r a f i o l e t o w e j (por. pon i ż e j ) , ś w i a d c z ą c e o n i s ­

k i e j z a w a r t o ś c i m e t al i, a w i d m o i n t e g r a l n e w g M o r g a n a

n a l e ż y do g r u p y II. K i n m a n w o p a r c i u o d a ne f u n k c j i ja­

s n o ś c i a b s o l u t n y o h w y k a z u j e , że p o w y ż s z e f a k t y n i e są w s p r z e ­

cz n o śc i . Silne linie, o k t ó r e o p i e r a s i ą k l a s y f i k a o j a o l b r z y ­

m ó w u l e g a j ą s t o s u n k o w o n i e z n a o z n e m u o s ł a b i e n i u ( p o r . d ys kusja

pow y ż e j ; . I n a czej p r z e d s t a w i a sią s p r a w a w p r z y p a d k u p o z o s t a ­

ł y c h g w i a z d g r o m a d y (podolbrzymów, g a ł ę z i h o r y z o n t a l n e j i c ią­

g u g ł ó w n eg o) . K i n m a n t r a k t u j e z a g a d n i e n i e n i e c o sche­

mat y c z n i e : z a k ł a d a m i a n o w i c i e , że l i nie o l b r z y m ó w w o g ó l e nie

u l e g a j ą o s ł abieniu , z a t e m i c h i n t e n s y w n o ś c i są takie,

jak

w p r z y p a d k u o l b r z y m ó w p o p u l a c j i I, o o d p o w i e d n i c h barwacłędla

p o d o l b r z y m ó w i p o z o s t a ł y c h o b i e k t ó w r o z p a t r u j e o n d w i e s k r a j ­

nośc i , w p i e r w s z e j z a w a r t o ś ć p i e r w i a s t k ó w c i ą ż k i c h jest n o r ­

malna, z a t e m l i n i e n i e u l e g a j ą o s ł a b i e n i u , w d r u g i e j , p r z y k o m ­

p l e t n y m b r a k u t y c h pierwiastków, l i n i e n i e w y s t ę p u j ą

w c al e.

Zagadnienia fizyki gwiazd w granadach kulistych 201

Z widmem integralnym M o r g a n a (Sp(H) = F8; Sp(Fe)=Fl)

zgadza się tylko druga hipoteza. Zatem w gromadzie M 3 jest

prawdopodobnie m / 3 <0,1 m / S © i tłumaczy to wszystkie ce­

chy spektralne, oraz istnienie znacznej nadwyżki ultrafiole­

towej.

Fotometria U .B.V

Osobliwością gwiazd populacji II, wynikającą z danych fo-

tometrycznych było od dawna istnienie tzw. nadwyżek ultrafio­

letowych. Na diagramie dwu-wskaźnikowym (U-B - B-7)

obiekty

te leżą ponad linią standardową dla gwiazd populacji I rys.1;

por. też rys. 5 w artykule "Fotometria UBV", "Postępy Astro­

nomii" 8,15,1960). Obecnie wiadomo, że zjawisko to wiąże się

ściśle z osłabieniem linii pierwiastków ciężkich, a ponieważ

wiąże się ono z innymi jeszcze zagadnieniami, przeto omówi­

my pokrótce jego istotę.

W'widmach gwiazd populacji I intensywność linii absorp­

cyjnych wzrasta (średnio) przy przechodzeniu od części

czer-o czer-olbrzymy i pczer-odczer-olbrzymy ( A r p, J czer-o h n s czer-o n 1955) • ciqq qłówny (B a u m , H ilt n e r , J o h n s o n , S a r t d a q e 1959)

Rys. 1. Diagram U-B - B-V dla gromady kulistej M 13; naniesione zostały tylko pomiary fotoelektryczne. Linia ciągła przedstawia zależność stan­

dardową dla populacji I

wonej widma ku ultrafioletowi. Ich osłabienie pociąga zatem

za sobą wzrost jasności V nieco mniejszy wzrost jasności B

i nieznaczny tylko jasności V. W wyniku, obydwa wskaźniki bar­

wy ulegają zmniejszeniu, tj. gwiazda przy takiej samej tempe­

raturze efektywnej wydaje się bardziej ultrafioletowa ( U-B)

i niebieska (B-V). Efekt ten jest częściowo kompensowany

przez zmianę tzw. "blanketing effect". Formalnie zmianę oby­

dwu wskaźników barwy można zapisać jako:

202 Józef Smak

Temperatura efektywna występuje dlatego, ponieważ inten­

sywności linii absorpcyjnych wzrastają (średnio) przy prze­

chodzeniu do późnych typów widmowych.

Ostatnio podano przybliżoną teorią opisanych tu jakościo­

wo efektów ( S a n d a g e , E g g e n 1959} S m a k

1960),

Wzory (

3

) umożliwiają w zasadzie wyznaczanie deficytu Pier­

wiastków ciężkich w oparciu o wielkość nadwyżki ultrafioleto­

wej

Znacznie ważniejszy jest jednakże problem tem­

peratur efektywnych. S a n d a g e i E g g e n podają za­

leżność miądzy wielkością nadwyżki ultrafioletowej i odpo­

wiednią poprawką A (B-v), jaką trzeba uwzględnić przy stoso­

waniu zwykłej zależności B-V - Te . Zależność taka, wypływa­

jąca ze wzorów (

3

), winna zawierać nadto Te (lub obserwowany

wskaźnik B-V), lecz autorowie ci poprzestają na przypadku

Słońca, tj. kładą Te = Te® , co czyni ich rozważania niekom­

pletnymi. Autor niniejszego artykułu mając na uwadze niepew­

ności związane z ultrafioletowa częścią widma ograniczył się

tylko do drugiej z zależności (

3

), podając uogólnioną zależ­

ność postaci: Te = / (5-7, Z ). Ponieważ w przypadku gwiazd po­

pulacji II mamy zwykle Z<0,1 Z© przeto zależność taka jest

dla celów praktycznych zupełnie wystarczająca*.

Podsumowanie

Z przytoczonych tu danych wynika, że gromady kuliste wy­

różniają się wyjątkowo niską zawartością pierwiastków cięż­

kich. Deficyt ten wyraża się liczbami od 1/10 do 1/1000 lub

nawet mniej w stosunku do populacji I. Konsekwencją takiego

stanu rzeczy jest wygląd widm pojedynczych gwiazd - członków

gromady i widm integralnych, wykazujących osłabienie linii

absorpcyjnych. Inną konsekwencją jest odrębność zależności

wskaźnik barwy-temperatura efektywna, w wyniku czego gwiazdy

populacji II są (przy danej Tt ) bardziej niebieskiej na dia­

gramie U—B - B-V zajmują miejsce powyżej gwiazd populacji I.

Wielkości tych przesunięć są funkcją zawartośoi pierwiastków

ciężkich.

W formie przejrzystej podaje omawiane fakty tabela I,sta­

nowiąca nieznaczną modyfikację zestawienia podanego przez Ar­

i a b e 1 a I Granada

s(ir-B)

* Bliższe szczegóły znajdzie czytelnik w cytowanym tu streszczeniu pra­ cy autora.

Zagadnienie fizyki gwiazd w gromadach kulistych 203

p a (1959). Zwrócił on uwagę, że szczególnie wygodnym wskaź­

nikiem deficytu zawartości pierwiastków ciężkich jest wiel­

kość nadwyżki ultrafioletowej dla gwiazd gałęzi olbrzyrnSw przy

B - y

= +1,0. Punkt ten Jest nieczuły na efekty jasnościowe,

co gwarantuje wyodrębnienie czystego efektu składu chemiczne­

go. Jedynie dla trzech gromad zmierzono dotychczas z niebu-

dzącą wątpliwości dokładnością nadwyżki ultrafioletowe dla

gwiazd ciągu głównego. Są one o ok. 0™05 większe od odpowied­

nich wielkości dla gałęzi olbrzymów.

II. DIAGRAM BARWA - JASNOŚĆ

Charakterystyki ogólne

Rysunek 2 przedstawia schematycznie wygląd diagramu bar-

wa-jasnośó gromady kulistej. Omówimy kolejno poszczególne je­

go części. Zacząć wypada od ciągu głównego, aczkolwiek

histo-Bys. 2. Schematyczny wygląd diagramu barwa-jasność gromady kulistej

rycznie była to część diagramu barwa-Jasność* zaobserwowana

najpóźniej. Pierwsze w

,tym zakresie były pomiary A r p a , B a u-

m a i S a n d a g e ' a (1953) dla gromady M

92; następnie

wykonano fotometrię gwiazd ciągu głównego w M 3

(S a n d a-

g e 1953a; J o h n s o n , S a n d a g e 1956)i M

13 (Baum

1954; pierwsze użycie licznika fotonów;. Nawet dla tych naj­

bliższych gromad ciąg główny rozpoczyna się dopiero ok. 19 .

W związku z tym dane fotometryczne dla gwiazd ciągu głównego

są zwykle bardzo niepewne. W szczególności okazało się,

że

wszystkie wymienione powyżej pomiary zawierały poważne błędy

204 Józef Staak

system atyczne. Punktem zwrotnym była praca B a u m a , H i 1- t n e r a, J o h n s o n a i S a n d a g e ' a ( 1 9 5 9 ) , któ­ rzy w obserwatoriach Mt Palomar, Mc Donald 1 Low ell wykonali k i l k a s e r i i n ie za leż n y c h pomiarów fo to elektry czn ych dla c ią ­

gu głównego w M 1 3 , "wygła­ d z a ją c " je następnie pomia­ rami fo to g r a fic zn y m i. Okaza­ ło s i ę , że tym razem n ie ma systematycznych różnic mię­ dzy poszczególnym i obserwa­ toram i, niem niej porównanie n ie za le żn y c h pomiarów poka­ z u j e , że ic h dokładność n ie

jest zbyt wysoka (r y s . 3 ) . W związku z tym należy za­ chować dużą dozę sceptycyz­ mu w stosunku do w sze lk ic h wniosków opartych o dane fo- tometryczne dla gwiazd c ią ­ gu głównego (w ie k ,s k a la ja ­ sn o ści absolutnych it d .; por. n i ż e j ) .

Ostatnio A r p (1 9 5 9 ) wykonał pomiary dla gwiazd ciągu głównego w gromadach M 2 i U 5 . Ich dokładność jest prawdopodobnie taka, jak w przypadku omówionych powyżej danych dla M 1 3 . Po­ równanie wyglądu diagramów Rys. 3. Porównanie indywidualnych C-M d la tych trzec h gromad pomiarów fotoelektrycznych wskaż- wykazuje i s t n ie n ie pewnych nika barwy B-V z wartościami aredr różnic w położeniu punktu nimi, uzyskanymi z tych pomiarów załam ania ciągu głównego, dla gwiazd ciągu głównego gromady jednak trudno ocenić w ja-

M 13 kim stopniu są one realne

(r y s . 4 ) .

P rzegląd danych dotyczących ciągu głównego zamknąć wypa­ da omówieniem dwu jego o so b liw o śc i. Pierw szą jest znaczna sze­ rokość ciągu głównego, w c zę ś c i tylko wywoływana błędami ob­ serwacyjnym i. B a u m , H i l t n e r , J o h n s o n 1 San- d a g e (1 9 5 9 ) o c e n ia ją , że " f i z y c z n a " szerokość ciągu głów­ nego w M 13 wynosi 0” 06 (w s k a li wskaźników barwy, B- V) . J e j pochodzenie n ie Jest dotychczas w yznaczone. Drugą osobliwo­ ścią jest is t n ie n ie tzw . p r ze d łu że n ia ciągu głównego poza punkt załam ania, w stronę większych ja s n o ś c i. Ilo ś ć gwiazd znajdują cych się w t ej c zę śc i diagramu Jest n ie w ie l k a , n i e ­ m niej d la w ielu gromad i s t n ie n ie wyraźnego "c ią g u " jest rze ­ czą n ie budzącą w ą tp liw o śc i. P on iże j podamy k il k a h ip o tez od­ nośnie pochodzenia gwiazd tworzących p rzedłużen ie ciągu głów­ nego.

Przechodząc do g a ł ę z i podolbrzymów i olbrzymów zauważany, że sy tu acja obserwacyjna Jest tu o w ie le l e p s z a . W iększe ja ­ sności obiektów u m ożliw iają osiąganie zn ac zn ie w ię k szej do­ kładno ści pomiarów; ponadto d z ię k i pracy A r p a (1 9 5 5 b ) dy-<fl-V)

F T

* - B a u m i l o h n s o n , re fle k t o r 2 0 0 ca li (w a q a 6 )

o - H i l t n e r , r e f l e k t o r 8 2 c a le (w a q a 2 ) • - J o h n s o n , re fle k t o r v 8 ? i cale (w a a a

Zagadnienia fizyki gwiazd w gromadach kulistych

sponujemy dla siedmiu gromad (M2 , 3, 5, 10, 13, 15, 92) Jed­

norodnym materiałem obserwacyjnym, umożliwiającym przeprowa­

dzenie porównań. Cechą wspólną dla tego obszaru

jest realny

fizycznie rozrzut, związany prawdopodobnie z rozrzutem na cią­

gu głównym. Jeśli chodzi o kształt gałęzi olbrzymów i podol-

brzymów, to A r p stwierdza dla sześciu z badanych gromad

istnienie daleko idącego podobieństwa. Wyjątek stanowi U 13‘

,

w której gałąź podolbrzymów nie posiada charakterystycznego

dla innych gromad odcinka niemal "pionowego", o

const,

(tak, jak to pokazuje rys. 2). Ostatnio A r p i M e l b o u r-

n e

(1959) stwierdzili podobną nierównoległość gałęzi podol­

brzymów w stosunku do pozostałych gromad również w przypadku

M 22 (NGC 6656).

B - V

Rys. 4. Diagram barwa-jasność gromad kulistych M 2, M 5 i M 13.Wskaźniki barny zostały poprawione na efekt różnicy przebiegu zależności B - V - Te ;

punkt zerowy jasności absolutnych ustalono przez dopasowanie ciągów głów­ nych do standardowego

Jasności 1 barwy górnej części gałęzi olbrzymów wykazują

korelację z innymi cechami fizycznymi gwiazd gromady. A r p,

który zwrócił na to uwagę w omawianej pracy,

przyjmował, że

jasności 1 barwy zmiennych

typu HR Lyrae są we wszystkich

gromadach identyczne (w szczególności M v (RR Lyr) = 0)iw zwl^p-

ku z tym konkluzje Jego nosiły charakter absolutny i konkret­

ny. Obecnie wiadomo, że przyJecie takich założeń Jest niczym

nieuzasadnione, co więcej - różnice pomiędzy zmiennymi typu

RR Lyr w poszczególnych gromadach są niewątpliwe, zatem

wyni-* Po raz pierwszy zostało to podkreślone

w