Postępy Astronomii nr 4/1987

P O S T Ę P Y

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 XXXV — ZESZYT 4

PAŹDZIERNIK — GRUDZIEŃ 198?

W A R SZ A W A -ŁÓ D Ź 1988

PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE

\

POSTĘPY

ASTRONOMII

_*

K W A R T A L N I K

)

TOM XXXV — ZESZYT 4

PAŹDZIERNIK — GRUDZIEŃ 198?

W ARSZAW A-ŁÓDŹ 1988

Redaktor naczelny: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń V

Sekretarz Redakcji: Tomasz Kwast, Warszawa

Adres Redakcji, 00-716 Warszawa, Bartycka 18 Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (PAN)

W Y D AW AN E Z ZA SIŁK U P O L SK IE J A K A D E M II N A U K

P rinted in P oland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1988

W ydanie I. N ak ład 684 + 86 egz. Ark wyd. 6,50. Ark. druk. 5,25 + 1 wkł. P apier offsetowy kl.III, 80 g, 70 x 100. O d d an o d o składania w sierpniu 1988 r.

Podpisano d o d ru k u w listopadzie 1988 r. D ruk ukończono w grudniu 1988 r. Zam. 587/88. S-3. C ena zł 1 0 0

,-Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Żwirki 2

zmarł w Warszawie doc. dr hab.jJERZY STODÓŁKIE-

WICZl, wieloletni Prezes Polskiego Towarzystwa Astrono­

micznego i Redaktor Naczelny,,Postępów Astronomii."

Postępy Astronomii

Tom XXXV (1987). Zeszyt 4

HISTORIA TEORII RUCHU KSIĘŻYCA

S Ł A W O M I R B R E I T E R

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu A. Mickiewicza (Poznań)

HCTOPHfl TEOPHH ABHKEHHH JIYHH

C.

E

p a

ft t

e p

C o f l e p x a H H e

Ha^ep^eHo HcropmiecKoe pa3BKTHe Teopmi flBHxeHHH JlyHH. Oficyacfla- eTCH o6myio cxeMy pemenaa npoÓjteMMH ^bhxshhh JlyHU. KopoTKo n p e ^ c ia - BJieH O aeKOTophie ncropHwecKHe TeopHH h coBpeMeHHue pafioTbi b a-roft 06-

J i a C T H .

A HISTORY OF THE LUNAR THEORIES

S u m m a r y

A historical development of the lunar theories is outlined. The general scheme of solving the problem of the lunar motion is given. The historical theories and some recent works on the lunar theory are briefly described.

1. WSTĘP

Teoria ruchu Księżyca jest zagadnieniem, które wywarło znaczny wpływ na roz­ wój astronomii, a zwłaszcza mechaniki nieba. .W historii badań ruchu Księżyca moż­ na wydzielić dwa podstawowe okresy. Pierwszy z nich to gromadzenie danych obser­ wacyjnych oraz poszukiwanie modeli kinematycznych, odtwarzających jak najwierniej

ruch naszego satelity. Koniec tego okresu wiąże się z przełomem newtonowskim i powstaniem mechaniki nieba. Od tego czasu rozwój teorii ruchu Księżyca polega na zwiększaniu efektywności dynamicznych metod używanych do rozwiązania tego zagad­ nienia, niecałkowalnego w sposób ścisły.

2. PODSTAWOWE DANE OBSERWACYJNE I KINEMATYCZNE TEORIE x RUCHU KSIĘŻYCA

Jako drugi co do jasności obiekt nieba, Księżyc podlegał obserwacjom już od czasów najdawniejszych. Systematyczne obserwacje prowadzone dla potrzeb rachuby czasu doprowadziły astronomów chaldejskich do wydzielenia czterech okresów obiegu (miesięcy) Księżyca. Są to:

- miesiąc synodyczny (około 29c*13*"1) - czas, po którym Księżyc zajmuje takie śamo położenie na sferze niebieskiej względem Słońca (jest to zarazem czas trwania pełnego cyklu faz Księżyca);

- miesiąc gwiazdowy lub syderyczny (około 27^8h) - czas, po którym Księżyc zajmu­ je takie samo położenie względem gwiazd;

- miesiąc anomalistyczny (około 27cl13h) - czas między dwoma przejściami przez pe- rigeum (punkt, w którym prędkość kątowa Księżyca osiąga maksimum);

- miesiąc smoczy (około 27d5^) - czas pomiędzy dwoma przejściami Księżyca przez ten sam węzeł orbity (punkt, w którym szerokość ekliptyczna Księżyca zmienia znak). Wyznaczenie długości tych miesięcy wiązało się ściśle z przewidywaniem zać­ mień Księżyca. Chaldejczycy stwierdzili, że zaćmienia Księżyca tworzą pewien cykl powtarzający się co 18 lat (dokładniej: co 6585d j). Po tym okresie Księż^^fpowi­ nien zająć takie samo położenie względem Słońca i gwiazd, jak w momencie począt­ kowym. E. H a 1 1 e y nazwał ten przedział czasu babilońskim słowem saros (Ley 1984). Przyjęto, że saros zawiera dokładnie 223 miesiące synodyczne, 242 smocze, 239 miesięcy anomalistycznych i 241 syderycznych, co dawało ich długość z dokład­ nością rzędu kilku minut. Metoda szukania wspólnych wielokrotności miesięcy księ­ życowych okazała się bardzo skuteczna, tym bardziej że jej dokładność rośnie w miarę wydłużania rozpatrywanego okresu. Już Hipparch przy pomocy cyklu liczącego 126000dlh wyznaczył średnie długości miesięcy z dokładnością do ułamka sekundy.

Pierwsze teoretyczne modele ruchu naszego satelity były dziełem nauki grec­ kiej. Różnice w długości miesięcy księżycowych odkryte i obliczone przez Chaldej­ czyków zinterpretowano jako ruch obrotowy linii apsyd (osi perigeum - apogeum) w kierunku zgodnym z ruchem Księżyca oraz ruch linii węzłów w kierunku przeciwnym. W ten sposób astronomom chaldejskim i greckim udało się wydzielić cztery jed­ nostajne ruchy, na które nakładają się tzw. nierówności ruchu Księżyca. Wprowa­ dzili też cztery zależne liniowo od czasu kąty, które także w dzisiejszych

teo-riach pełnią zasadniczą rolę przy opisie układu Słońce-Ziemia-Księżyc. Używając notacji Delauneya, oznaczamy te kąty następująco:

1 - średnia odległość kątowa Księżyca od perigeum (anomalia średnia Księżyca), 1 ’- anomalia średnia Słońca,

F - średnia odległość Księżyca od węzła wstępującego jego orbity, D - średnia odległość kątowa Księżyca od Słońca (elongacja średnia). Ich zależność od czasu dana jest wzorami:

1 = cnt + 1 , c = (n - n^)/n;

1 ’ = mnt + 1 > m = n ’ /n:

F = gnt + Fq , g = (n - n2 )/n; ^

D = (1 - m)nt + D ;

V. 0

gdzie: n - ruch średni Księżyca (syderyczny), n ’ - ruch średni Słońca,

n^ - ruch średni linii apsyd, n2 - ruch średni linii węzłów,

natomiast lo , 1^, Fq , Do - wartości kątów L, 1 ’, F, D w. momencie początkowym t = 0.

Długość prawdziwą Księżyca można przedstawić w dowolnym momencie t jako:

\ + nt + E, (2)

gdzie E jest sumą nierówności zależnych od kątów 1, 1 ’, F, D, zaś A Q oznacza dłu­ gość prawdziwą Księżyca w momencie t = 0.

Ważnym etapem w historii badań ruchu Księżyca stały się prace astronomów alek­ sandryjskich, którzy zwrócili szczególną uwagę na zgodność modelu teoretycznego z wynikiami dokładnych obserwacji. Podsumowując cały dorobek astronomii antycz­ nej, Klaudiusz Ptolemeusz opracował model orbity Księżyca oparty o układ defe- rent-epicykl. Stosując tzw. ekwant uzyskał on niejednostajny ruch środka epicyklu po deferencie. Dzisiejsza analiza tego modelu prowadzi do wzoru opisującego nie­ równości :

E = 6°15’ sin 1 + 19’ sin 21 + 1°18’ sin(2D - 1). (3)

Pierwsze dwa wyrazy prawej strony opisują tzw. nierówność eliptyczną. Współ­ czesne wartości ich amplitud wynoszą odpowiednio 6°17!3 oraz 13’. Gdyby Księżyc poruszał się po orbicie keplerowskiej o ognisku w środku masy Ziemi, to dodanie dalszych wyrazów zależnych tylko od wielokrotności L wystarczyłoby do opisania jego ruchu. Wyraz zależny od (2D - 1) to nierówność nazwana w XVII w. ewekcją.

Jej rzeczywista amplituda wynosi 1°16.'4. Przyczyną tej nierówności jest część zaburzeń wprowadzanych do ruchu układu Ziemia-Księżyc przez Słońce. Model Ptole­ meusza uwzględniał także nierówności w ruchu linii apsyd.

Duże znaczenie dla rozwoju teorii ruchu Księżyca miały prace Mikołaja Koper­ nika. Z pobudek filozoficznych zastąpił on model Ptolemeusza modelem również epi- cykłicznym, ale opartym wyłącznie o jednostajne ruchy kołowe. W ten sposób powsta­ ła metoda składania wyrazów sinusoidalnych, zależnych od kombinacji liniowych ką­ tów 1, 1, F, 0' która - pomijając zmiany w jej treści fizycznej - obowiązuje do dzisiaj. Nowy model stworzony przez Kopernika dawał po raz pierwszy dość dobry opis zmian odległości Księżyca od Ziemi. Problem ten był najsłabszym punktem teo­ rii Ptolemeusza, według której odległość w syzygiach (pełnia, nów) powinna być dwa razy większa niż w kwadraturach. W teorii Kopernika stosunek odległości w apo­ geum i w perigeum wynosił 1.3, podczas gdy rzeczywista wartość wynosi 1.17.

Dzięki znacznemu zwiększeniu dokładności obserwacji, Tycho Brahe odkrył nie­ równości, które zanikają w syzygiach, a więc nie można ich wykryć z obserwacji zaćmień. Odkryta przez niego nierówność w długości nosi nazwę wariacji i ma po­ stać:

39'30" sin 2D.

Wariacja osiąga maksimum w oktantach (D = 45°, 135°, 225°, 315°), natomiast zanika w syzygiach i kwadraturach. Druga odkryta przez niego nierówność w długo­ ści to nierówność roczna:

-11'30" sin 1'.

Obserwacje Tychona wykazały także występowanie nierówności w szerokości eklip- tycznej Księżyca /3, tak, że:(

/3 = 5°8 sin F + 9'30" sin(2D - F). (4)

Ze względu na podobieństwo pomiędzy argumentem 2D - F a argumentem ewekcji 2D - 1, nierówność ta otrzymała nazwę ewekcji w szerokości. Ewekcja w szerokości wpływa na ruch linii węzłów, powodując w nim nierówności o takim samym okresie równym połowie tzw. roku smoczego (346(?64), czyli czasu upływającego pomiędzy dwiema koniunkcjami Słońca z tym samym węzłem orbity Księżyca (I d e 1 s o n 1975).

Zastosowanie przez Galileusza lunety jako instrumentu astronomicznego posta­ wiło nowy problem związany z ruchem obrotowym Księżyca - libracje optyczne. Dzię­ ki temu zjawisku możemy obserwować 59% powierzchni naszego satelity, pomimo iż okres jego obrotu jest dokładnie równy miesiącowi gwiazdowemu. Znamy trzy rodzaje libracji optycznych:

2) w szerokości, wynikającą z nachylenia orbity Księżyca oraz jego osi obrotu do ekliptyki,

3) dzienną, równą maksymalnej paralaksie równikowej Księżyca 57

2

.

6

" (K o-

p a 1 1969).

Ten bogaty materiał obserwacyjny zaczął przerastać możliwości teorii kinema­ tycznych i stał się ważnym sprawdzianem możliwości rodzącej się mechaniki klasy­ cznej .

3. DYNAMICZNE TEORIE RUCHU KSIĘŻYCA

Prace Isaaca Newtona otworzyły nowy rozdział w fizyce i astronomii, dając po­ czątek współcześnie pojmowanej mechanice nieba. Nowe teorie ruchu Księżyca nie po­ wstawały już dla „ratowania zjawisk", lecz umożliwiały także przewidywanie nie znanych dotąd efektów. Newton nie tylko wytłumaczył libracje optyczne, ale także przewidział zjawisko libracji fizycznych, wynikających z odchyleń bryły Księżyca od jednorodnej, doskonale sztywnej kuli ( K o p a l 1969).

Problem ruchu Księżyca najsilniej pobudzał rozwój mechaniki nieba, gdyż prze­ jawiają się w nim efekty, które bardzo trudno zaobserwować w ruchu planet. Wiel­ kość perturbacji słonecznych wynika stąd, że siła wzajemnego przyciągania Słońca i Księżyca jest prawie dwukrotnie większa od siły przyciągania Ziemi i Księżyca. Newton nie opracował pełnej teorii ruchu Księżyca, lecz jego prace na ten temat zawierają elementy o podstawowym znaczeniu dla teorii późniejszych. Jako punkt wyjścia do pełnego opisu ruchu naszego satelity wprowadził on tzw. zagadnienie główne, w którym rozpatruje się jedynie ruch Słońca, Ziemi i Księżyca traktowa­ nych jako masy punktowe, odbywający się pod wpływem sił ich wzajemnego przyciąga­ nia. Większość dowodów analitycznych Newton ukrył w geometrycznej formie rozwią­ zań, niemniej można znaleźć w jego pracach zaczątki metody wariacji stałych dowol­ nych. Ważnym elementem było wprowadzenie przez Newtona pojęcia orbity wariacyjnej, które odgrywa istotną rolę w dzisiejszej teorii Hilla-Browna. W geocentrycznym ukła­ dzie ruchomych osi prostopadłych, obracających się ze średnią prędkością kątową Słoń­ ca, orbita wariacyjna jest krzywą zamkniętą, symetryczną względem obu osi. Porusza­ jący się po niej Księżyc wykazuje nierówność odpowiadającą odkrytej przez Tychona wariacji. Newton nie znalazł dokładnego kształtu tej krzywej, lecz intuicyjnie przyjął, że jest to elipsa, w której centrum (a nie w ognisku) znajduje się Zie­ mia. Ten kształt odpowiada w przybliżeniu pierwszym dwóm wyrazom w szeregach opi­ sujących orbitę wariacyjną Hilla.

Najsłabszym punktem prac Newtona okazał się ruch linii apsyd. Otrzymana w „ Principiach" wartość tego ruchu równa jest zaledwie połowie wartości obserwowa­ nej. Problem ten rozwiązali niezależnie od siebie d ’Alembert i Clairaut, którzy zapoczątkowali okres dominacji Francji w dziedzinie mechaniki nieba. Z początku

przypuszczali oni, że prawo powszechnego ciężenia ma jedynie charakter przybliżo­ ny i może zawierać wyrazy zależne od wyższych potęg odległości, jednak ich dal­ sze prace wykazały, iż błąd nie wynikał z niedokładności prawa grawitacji, lecz z niedokładności analizy wykonanej przez Newtona.Newton rozpatrywał jedynie pierw­ szy z wyrazów szeregu opisującego ruch linii apsyd, tymczasem drugi wyraz okazał się niewiele mniejszy niż poprzedni. Powolna zbieżność szeregów wyznaczających am­ plitudy różnych rodzajów nierówności sprawia, że teoria ruchu Księżyca należy do najbardziej pracochłonnych zagadnień mechaniki nieba. Co gorsze, w wielu przypad­ kach brak jest dowodów zbieżności szeregów i trzeba ją przyjmować „na wiarę".

Dynamiczne teorie ruchu Księżyca, które w różny sposób próbowały zaradzić tym trudnościom, można podzielić według trzech kryteriów. Pierwszym jest charakter równań ruchu czyli dobór układu współrzędnych i przyjęta zmienna niezależna. Dru­ gim kryterium jest metoda rozwiązywania przyjętych równań ruchu. ’ Ponieważ nie istnieje rozwiązanie dokładne, używa się metody kolejnych przybliżeń lub waria­ cji stałych dowolnych. Teorie różnią się także charakterem przekształceń dokony­ wanych podczas rozwiązywania równań ruchu. C h a p r o n t-T o u z e (1982) wy­ mienia tu cztery rodzaje rozwiązań:

1) czysto analityczne, w których aż do końca operuje się symbolami algebrai­ cznymi;

2) półnumeryczne, operujące już od początku liczbowymi wartościami parametrów; 3) mieszane, czyli analityczne względem niektórych parametrów, a numeryczne względem innych;

4) półanalityczne, w których rozwinięć w szeregi Fouriera dokonuje się nie w otoczeniu zera, lecz określonej wartości liczbowej (taki zabieg znacznie przyspie­ sza zbieżność szeregu).

Ogólny schemat większości teorii ruchu Księżyca można przedstawić ( B r o w n

1896, 1897) następująco: v

1. Ustala się równania ruchu Księżyca względem Ziemi dla zagadnienia główne­ go (jest to układ równań różniczkowych szóstego rzędu).

2. Pochodne funkcji sił układu względem współrzędnych Księżyca, znajdujące się po prawej stronie równań, rozwija się w szeregi względem elementów orbit Księżyca i Słońca. W części zależnej od położenia Słońca podstawiamy szeregi opisujące ruch keplerowski Słońca względem środka masy układu Ziemia-Księżyc.

3. Odrzuca się całość lub część wyrazów funkcji perturbacyjnej po prawej stro­ nie równań i znajduje się okresowe rozwiązanie uproszczonych równań ruchu - orbi­ tę pośrednią. Orbita pośrednia nie musi zawierać pełnej liczby stałych dowolnych, a więc może być rozwiązaniem przybliżonym. W większości teorii odrzuca się całą funkcję perturbacyjną, otrzymując jako rozwiązanie elipsę keplerowską.

4. Dalszy proces prowadzić można obliczając zaburzenia we współrzędnych Księ­ życa lub w elementach jego orbity (czyli metodą wariacji stałych dowolnych).

W pierwszej z nich podstawiamy do równań ruchu znalezione rozwiązanie i szukamy poprawek do współrzędnych Księżyca, dodając stopniowo kolejne wyrazy funkcji per­ turbacyjnej aż do uzyskania żądanej dokładności. W drugiej z nich znajdujemy za­ leżność elementów orbity pośredniej od czasu.

Zastosowanie elipsy keplerowskiej jako orbity pośredniej wymaga wprowadzenia pewnych zmian przed przejściem do następnych przybliżeń, ponieważ dodanie po pra­ wej stronie równań ruchu odrzuconych uprzednio wyrazów powoduje zmianę okresu roz­ wiązania. Aby uniknąć pojawienia się wyrazów wiekowych, wprowadza się ruch obro­ towy linii apsyd orbity pośredniej z prędkością kątową (1 - c)n, oraz ruch linii węzłów z prędkością (1 - g)n względem inercjalnego układu odniesienia (oznacze­ nia według wzorów (1)). Tak poprawioną elipsę keplerowską nazywamy elipsą modyfi­ kowaną. Pozostaje ona krzywą zamkniętą, lecz już tylko względem obracających się osi.

Po znalezieniu rozwiązania zagadnienia głównego modyfikuje się je uwzględnia­ jąc wpływ perturbacji planetarnych, kształtu i rozkładu mas Ziemi i Księżyca, tar­ cia przypływowego i innych efektów nie uwzględnionych w zagadnieniu głównym.Osta­ tnim etapem jest wyznaczenie z obserwacji dokładnych wartości stałych użytych przy konstruowaniu teorii.

Powstające kolejno, na podstawie mechaniki newtonowskiej i prawa powszechne­ go ciążenia, teorie ruchu Księżyca zestawione są w tab. 1. Można w niej zaobser­ wować tendencję do stopniowego odchodzenia od używania anomalii lub długości praw­ dziwej Księżyca jako zmiennej niezależnej równań ruchu na rzecz czasu lub jego liniowych funkcji. Stosowanie anomalii i długości prawdziwej dawało pewne korzy­ ści w początkowych fazach rozwiązywania równań ruchu oraz przy badaniu poszcze­ gólnych zjawisk, takich jak ruch linii węzłów i apsyd, jednak uzyskanie pełnego rozwiązania jako zależności położenia Księżyca od czasu wymagało w tym przypadku bardzo pracochłonnego procesu odwracania szeregów.

Ponieważ Newton opublikował jedynie rozważania geometryczne,teorie Clairauta i D ’Alemberta były pionierskie, jeśli chodzi o zastosowanie metod analitycznych w zagadnieniu ruchu Księżyca. D ’Alembert udowodnił, że rozwiązanie zagadnienia głównego można otrzymać w postaci szeregów trygonometrycznych, zawierających je­ dynie cztery argumenty, oraz że istnieje ścisły związek między rzędem współczyn­ nika danego wyrazu, a wielokrotnościami jego argumentów.

Ważnym krokiem okazały się dwie prace Eulera z lat 1753 i 1772.Zawarte w nich trzy koncepcje dały początek metodom Hansena, Delaunaya i Hilla-Browna.Teorie Han­ sena i Delaunaya używają wprowadzonej przez Eulera w jego pierwszej pracy metody wariacji stałych dowolnych. Tablice Hansena stały się podstawą dla obliczania efe­ meryd Księżyca od połowy XIX w. aż do lat dwudziestych naszego stulecia, zaś teo­ ria Delaunaya pozostaje do dziś najdokładniejszą teorią o rozwiązaniu w postaci ściśle analitycznej.

T a b e l a 1

Grawitacyjne teorie ruchu Księżyca

Autor _publikacjiData _niezależnaZmienna _pośredniaOrbita Metoda _rozwiązaniaPostać

Clairaut 1747 ME W PN D’Alembert 1751 ME W A Euler 1753 1> ME E PN Euler 1772 M> P W PN Laplace 1802

l

ME W M Damoiseau 1827

l

ME W PN Lubbock 1830 t ME W * Plana 1832

l

ME W A Poisson 1835 t ME E * Hansen 1838 t ME E PN De Pontecoulant 1846 t ME W A Delaunay 1860 t ME E A Hill, Brown 1877-1905 D KW W PN

Oznaczenia: - anomalia prawdziwa Księżyca, M ’ - anomalia średnia Słońca, A. - długość ekliptyczna Księżyca (prawdziwa), t - czas, D - elongacja śre­ dnia Księżyca;

ME - modyfikowana elipsa, P - punkt, KW - krzywa wariacyjna;

W - zaburzenia we współrzędnych, E - zaburzenia w elementach orbity; A - rozwiązanie analityczne, PN - rozwiązanie półnumeryczne, M - roz­ wiązanie mieszane, * - brak rozwiązania.

Największe znaczenie praktyczne zdobyła jednak teoria Hilla-Browna, nawiązu­ jąca do zawartego w drugiej pracy Eulera pomysłu zastosowania układu współrzęd­ nych prostokątnych o obracających się jednostajnie osiach. W teorii Eulera z ro­ ku 1772' ruch Księżyca rozpatrywany jest w geocentrycznym układzie współrzędnych prostokątnych, obracającym się w płaszczyźnie ekliptyki z prędkością kątową równą syderycznemu ruchowi średniemu Księżyca. W tym układzie trudno mówić o orbicie po­ średniej, gdyż jest nią spoczywający punkt. W miarę uwzględniania kolejnych klas perturbacji wprowadza się ruch Księżyca względem tego punktu, będący superpozycją drgań harmonicznych o małych amplitudach.

W teorii Hilla-Browna układ współrzędnych obraca się w ten sposób, że jedna z jego osi skierowana jest zawsze do Słońca średniego (poruszającego się po eklip- tyce). Aby uzyskać orbitę pośrednią, Hill zaniedbał jedynie część perturbacji sło­ necznych, rozpatrując przypadek Słońca krążącego po orbicie kołowej o nie­ skończonym promieniu. W ten sposób otrzymał on orbitę pośrednią w

posta-ci wspomnianej już krzywej wariacyjnej. Opisujące ją szeregi trygonome­ tryczne zawierają jedynie parzyste wielokrotności średniej elongacji Księżyca.Włą­ czenie do równań ruchu numerycznej wartości parametru m (powodującego sporo kło­ potów ze zbieżnością rozwiązań analitycznych) oraz zastosowanie metody nieoznaczo­ nych współczynników Eulera nie tylko zmniejszyło pracochłonność obliczeń w teo­ rii Hilla-Browna, lecz także przyspieszyło znacznie zbieżność współczynników roz­ wiązania. Najlepszym tego dowodem jest fakt, że współczynniki obliczone do dzie­ wiątego rzędu parametrów w tzw. teorii Hilla-Browna-Eckerta mają dokładność nu­ meryczną porównywalną z rozwiązaniem ALE teorii Delaunaya, zawierającym wyrazy do dwudziestego pierwszego rzędu ( G h a p r o n t - T o u z e 1982).

Szybki postęp technik obserwacyjnych, a zwłaszcza zastosowanie dalmierzy la­ serowych, wywołuje ciągłą potrzebę doskonalenia teorii ruchu Księżyca. Prace nad analitycznym rozwiązaniem zagadnienia głównego prowadzi się obecnie przede wszy­ stkim w USA i Francji. Grupa amerykańska rozwija teorię Hilla-Browna. Do jej waż­ niejszych osiągnięć należą „Improved Lunar Ephemeris" w trzech kolejnych wer­ sjach (j = 0 - pozycje Księżyca wyliczone na podstawie szeregów Browna, bez tzw. wyrazu empirycznego, który zawierały dotychczasowe tablice; j = 1 - przystosowa­ nie ILE do stałych IAU 1964; j = 2 - poprawienie dokładności transformacji rozwią­ zania ze współrzędnych prostokątnych do sferycznych) oraz półanalityczna teoria Hilla-Browna-Eckerta z roku 1966. Po śmierci W.J. Eckerta w 1971 r. prace w tej dziedzinie kontynuują G u t z w i l l e r i S c h m i d t (1986).

Prace francuskie skupiają się głównie wokół teorii Delaunaya. Na uwagę zasłu­ gują tu rozwiązania:

ALE-Deprit-1971 - rozwiązanie czysto analityczne, zawierające wyrazy do dwu­ dziestego pierwszego rzędu;

SALE-Henrard-1979 - rozwiązanie półanalityczne, szczególnie przydatne przy do­ kładnym uwzględnianiu perturbacji planetarnych;

ELP-Chapront-Touze-1980 - rozwiązanie półnumeryczne, jedno z najdokładniej­ szych obecnie rozwiązań zagadnienia głównego.

Zwiększenie dokładności rozwiązań zagadnienia głównego teorii ruchu Księżyca pociąga za sobą konieczność nowego opracowania perturbacji planetarnych i innych efektów zaburzających. Obecnie ( C h a p r o n t - T o u z e 1982) trwają prace nad uwzględnieniem perturbacji planetarnych wyższych rzędów (dotąd rozpatrywano jedynie pierwszy rząd), natomiast w ramach rozwiązań SALE i ELP przedstawia się po­ le grawitacyjne Ziemi przy użyciu harmonik zonalnych.

Oryginalne podejście prezentują prace B r u m b e r g a ( B r u m b e r g i I v a n o v a 1982). Zrywają one z tradycyjnym podziałem na zagadnienie główne i perturbacje planetarne. Orbita pośrednia wyznaczana jest tu dla układu dziesię­ ciu ciał - Księżyca, Słońca i planet od Merkurego do Neptuna.

4. ZAKOŃCZENIE

Pomimo znacznego zaawansowania prac w dziedzinie teorii ruchu Księżyca, do­ kładność obserwacji cięgle przewyższa dokładność efemeryd. Począwszy od 1984 r. publikowane w The Astronomical Ephemeris, pozycje Księżyca wyliczane są poprzez całkowanie numeryczne równań ruchu. Ta sytuacja uznawana jest jednak tylko jako tymczasowa. Rozwiązania zagadnienia głównego osiągają już wewnętrzną dokładność współczynników, odpowiadającą określeniu położenia Księżyca z dokładnością dzie­ sięciu centymetrów. Dokładne opracowanie perturbacji planetarnych pozwoliłoby więc teoriom analitycznym na odzyskanie utraconej pozycji w astronomii efemerydalnej.

LITERATURA

B r o w n E. W., 1896, An Introductory Treatise on the Lunar Theory, Dover Publica­ tions, New York, 1966.

B r o w n E. W., 1897, Mem. R.A.S., 53, 39.

B r u m b e r g V. A., I v a n o v a T. V., 1982, Celes. Mech., 2£, 77. C h a p r o n t - T o u z e M., 1982, Celes. Mech., 26, 53.

G u t z w i l l e r M. C., S c h m i d t D. S., 1986, Astronomical Papers, 23, 1. I d e l s o n N. I., 1975, „Etiudy po istorii nebesnoj mechaniki", Izdatelstvo

Nauka, Moskva.

K o p a l Z., 1969, „The Moon", D. Reidel Publishing Company, Dordrecht. L e y W., 1984, „W niebo wpatrzeni", PIW, Warszawa.

Tom XXXV (1987). Zeszyt 4

GWIAZDY TYPU Be P A W E Ł K O Z Ł O W S K I Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa)

I

3BE3JW THI1A Be

n . K 0 3 J I 0 B C K H

C o f l e p x a H H e

CTaxbfl .ąaeT o

6

so p oÓd;hx xapaKTepncTHK

3

B e

3

,n B e . IlpeflCTaBjieHhi TeopeTH^iecKHe Mo^ejiH - MOflejib C T pyB ero, MOfleaib repacHMOBima, MOfleai& TapMaHeqa h

K paxa.

ripeflcxaBaieHti HaÓJnofleHHH nooiHoro c n e K ip a

3

B e

3

fl B e .

Be TYPE STARS S u m m a r y

This review article gives general characteristics of Be stars. Theoretical models - Struve’s model, GerasimoviE’s model and model of Harmanec and Kriz - are described. Observations in all wavelengths are also presented.

1. OGÓLNA CHARAKTERYSTYKA GWIAZD Be 1.1. Wstęp

Obok gwiazd normalnych każdego typu widmowego można znaleźć gwiazdy tego sa­ mego typu z liniami emisyjnymi. Wśród takich obiektów gwiazdy Be są obserwowane najczęściej. Zostały one odkryte w 1866 r. przez Secchiego, który zaobserwował w w widmie

y

Cas linie H £ w emisji. Jeszcze w tym samym roku poznano cztery inne

gwiazdy Be. Katalogi Merrilla i Burwella (lata 1933, 1943 i dalsze) zawierają ich 1088, a Wackerlinga (1970) blisko 3000 i ciągle odkrywane są nowe wśród jasnych gwiazd B. Mają one linie emisyjne wodoru w widzialnym zakresie długości fal i czę­ sto linie jednokrotnie zjonizowanych metali. Występują one głównie w widmach gwiazd o klasach jasności III, IV, V, a także w widmach nadolbrzymów o klasach jasności la i Ib. Najczęściej jednak nadolbrzymów nie zalicza się do gwiazd Be,po­ nieważ natężenie linii emisyjnych jest statystycznie o wiele większe u gwiazd Be niż u nadolbrzymów. Oprócz tego w gwiazdach o klasach jasności III, IV, V linie emisyjne są traktowane jako anomalie, nie przewidziane przez klasyczne teorie atmosfer i nie uwzględniane w klasyfikacji Morgana-Keenana, a w gwiazdach B np. 0 klasie jasności la linie emisyjne HoC są traktowane jako ich normalna charakte­ rystyka. W gwiazdach o klasie jasności Ib emisja występuje rzadko i co najwyżej w Heni I tak definicja gwiazd Be przyjęta przez J a s c h e k a i E g r e t a w „A Catalogue of Be Stars" brzmi: gwiazdy Be są to te, które wykazują emisję w co najmniej jednej linii Balmera, z wyjątkiem nadolbrzymów, mgławic planetarnych 1 gwiazd spektroskopowo podwójnych. Często też przyjmuje się, że gwiazdy Be to te, które mają linie emisyjne w serii Balmera, a także linie pojedynczo zjonizowanych metali (szczególnie Feli). U niektórych gwiazd Be obserwuje się w emisji wzbro­ nione linie pierwiastków takich jak: 01, Feli, MII, Sil, Felll - takie gwiazdy oznaczamy symbolem Bep lub B(e). Są one z reguły mniej jasne niż gwiazdy Be. Pro­ file linii metali są podobne do profili linii wodoru, ale zazwyczaj słabsze i węższe.

Widma gwiazd Be można podzielić na dwa typy: widmo Be, które charakteryzuje się liniami emisyjnymi bez lub z płytką centralną absorpcją i widmo shell. To ostatnie pojęcie wprowadził S t r u v e dla gwiazd z rozciągłymi atmosferami. Później termin ten przyjął się dla gwiazd z widmami o następujących cechach: li­ nie wodoru mają ostre, bardzo głębokie linie absorpcyjne, z reguły ograniczone przez skrzydła emisyjne; linie zjonizowanych metali pojawiają się jako ostre li­ nie absorpcyjne bez lub ze skrzydłami emisyjnymi. Ogólnie biorąc gwiazdy Be i shell w obszarze widzialnym, a także w pozostałym zakresie widma, mają trzy wspólne cechy:

1) wykazują zmienność w całym widmie, 2) przejście pomiędzy nimi jest stopniowe,

3) wykazują wiele różnic w obrębie tego samego typu widmowego.

S t r u v e uważa, że linie emisyjne w widmie Be powstają w rozprzestrzenia­ jącej się otoczce, gdzie gaz jest jonizowany przez promieniowanie ultrafioletowe gwiazdy. Dlatego też widmo emisyjne jest widmem rekombinacji. Ta interpretacja wymaga istnienia otoczek, których promienie są rzędu 5-15 R* i których gęstości wynoszą lO^-lO12 cm-^. Widmowe rozróżnienie pomiędzy gwiazdami B i Be opiera się tylko na istnieniu linii emisyjnych wodoru. Tak więc otoczka, odpowiedzialna za

linie emisyjne, musi być optycznie cienka dla światła z kontinuum i nieprzezro­ czysta w liniach. Z reguły najsilniejszą linię emisyjną jest H04 a natężenia ko­ lejnych linii serii Balmera maleją. Statystycznie natężenie linii maleje od typu widmowego BO do B9, przy czym możliwe są znaczne odchylenia od tej zależności.

1.2. Hipoteza ewolucyjna gwiazd Be

Położenie gwiazd Be o około jedną wielkość gwiazdową powyżej ciągu głównego na diagramie HR było interpretowane w kategoriach efektu pociemnienia grawitacyj­ nego wywołanego ich gwałtowną rotacją ( C o l l i n s 1966; C o l l i n s i S o n n e b o r n 1977).

Było także interpretowane jako efekt ewolucyjny ( C r a m p i n i H o y l e 1960). W tym przypadku gwałtownie rotująca gwiazda Be kurczy się i zgodnie z za­ sadą zachowania momentu pędu obraca się coraz szybciej, aż osiągnie krytyczną prędkość rotacji. Obszary równikowe, które otrzymują coraz więcej materii o dużej prędkości (na skutek działania siły odśrodkowej), formują otoczkę. Hipoteza ta ma trzy słabe punkty:

1) badania poszczególnych gwiazd Be wykazują, że ich pozycja na diagramie HR zmienia się w bardzo krótkich skalach czasowych (od miesięcy do kilkudziesięciu lat) i zmiany te mogą spowodować ich przesunięcie o kilka podtypów widmowych i kilka klas jasności w dowolnym kierunku na diagramie HR;

2) zjawisko Be jest zmienne - gwiazda Be może stracić wszystkie swoje cechy w czasie od lat do dekad, który to czas jest bardzo krótki w porównaniu z ewolucyj­ ną skalą czasową;

3) zawartość procentowa gwiazd Be wśród gwiazd B o klasie jasności V jest du­ ża, co zaprzecza hipotezie, że zjawisko Be jest powiązane z fazą ewolucji nastę­ pującą po zejściu z ciągu głównego.

1.3. Zmienność gwiazd Be

Zmieniają się zarówno linie widmowe jak i widmo ciągłe gwiazd Be. Nie mamy do­ tychczas ogólnego spojrzenia na zachowanie całej zewnętrznej atmosfery gwiazdo­ wej, od chromosfery i obszarów koronalnych, które są obserwowane w promieniowaniu X i UV, do najbardziej odległych obszarów obserwowanych radiowo. Obszar, w któ­ rym są formowane widzialne linie emisyjne jest tylko obszarem pośrednim, co nie umożliwia ekstrapolacji na zachowanie się innych obszarów.

1.3.1. Ogólna charakterystyka zmienności w liniach widmowych

W liniach widmowych obserwujemy następujące zmiany: - transformacje z normalnego widma do osobliwego i odwrotnie;

- przejścia z jednego rodzaju osobliwego widma do innego;

- zmiany nie związane z typem widmowym na przykład w natężeniu, profilu linii, długości fali.

Dwie pierwsze zmiany mogą zachodzić kilkakrotnie u tej samej gwiazdy. Z obser­ wacji wynika, źe gwiazdy Be i shell mogą stracić całkowicie swoje cechy emisyjne i zmienić swój typ na B, lub gwiazdy B mogą stać się gwiazdami Be albo shell. Wy­ nika stąd, że B, Be, shell nie są różnymi rodzajami obiektów, lecz raczej repre­ zentują różne fazy zmian tego samego obiektu, a ponieważ mogą zachodzić one kil­ kakrotnie w różne strony nie są też, najprawdopodobniej, różnymi stanami ewolucji. Czas trwania każdej fazy zależy od gwiazdy i epoki, w jakiej zmiany mają miejsce. Odstęp pomiędzy takimi samymi fazami może być bardzo różny dla różnych epok.

Zmiany w natężeniu linii są mierzone poprzez stosunek E/C - natężenia emisji w liniach do przyległego widma ciągłego - i reprezentują siłę zjawiska Be.

Zmiany profili są mierzone poprzez zmiany stosunku natężenia fioletowego do czerwonego skrzydła w podwójnych liniach emisyjnych, oznaczanego przez V/R. Ola różnych linii Balmera zachowanie się stosunku V/R jest różne.

Interwał pomiędzy dwoma maksimami linii emisyjnej jest zmienny i zależy od gwiazdy oraz epoki obserwacji.

Pomiary prędkości radialnych linii shell lub emisyjnych wskazują, czy otocz­ ka ekspanduje, kurczy się, czy jest stacjonarna, jeśli tylko prędkość radialna gwiazdy jest też znana. Tę ostatnią można wyznaczyć z linii fotosferycznych, jeś­ li nie są one zaburzone przez absorpcję lub emisję z otoczki. Prędkości radialne mierzone w obszarze widzialnym są z reguły niskie - rzędu 50 km/s - i mogą osią­ gnąć 100 km/s w epokach wysokiej aktywności.

1.3.2. Ogólna charakterystyka zmian w widmie ciągłym

Zmiany jasności i koloru zależą od tego, jaką gwiazdę bierzemy pod uwagę. Są one ogólnie nieregularne i występują w skalach czasowych od dziesiątych części dnia do kilku dekad.

Ze statystycznych badań F e i n s t e i n a (1968) wynika, że ponad połowa gwiazd (jego próbka zawierała ich 72) zmienia się o więcej niż 0.06 mag. w V, oko­ ło jednej trzeciej w (U-B) i jednej piątej w (B-V). Obserwowane zmiany dochodzą nawet do 0.3 mag.

Dwa typy zmienności (długo- i krótkookresowy) wskazują na to, że jest obser­ wowana superpozycja dwóch różnych zjawisk: zmienność długookresowa może być rezul­ tatem zmian nieprzezroczystości otoczki i głównie odzwierciedlać zmiany strumie­ nia masy, a krótkookresowa jest związana ze zjawiskiem obserwowanym u gwiazd zmiennych krótkookresowych. Dla okresów dłuższych od 0d3 przyczyną są pulsacje nieradialne, dla krótszych - pulsacje radialne, a zmiany rzędu kilku minut wska­ zują na niejednorodności w wirującej otoczce.

1.4. Zależności statystyczne dla gwiazd Be

H u b e r t - D e l p l a c e i in. (1981) zbadali na przestrzeni lat 1953- -1976 cechy emisyjne 140 gwiazd Be opisanych w atlasie "An Atlas of Be Stars". Zmienność emisji, cechy shell i procent gwiazd, które przeszły zmianę B — ►Be lub odwrotnie jest pokazany w tab. 1.

T a b e l a 1 Zmienność gwiazd Be

Cecha

BO - B5e B6 - AOe

%

A) Stałe linie emisyjne 70.5 77.5 - silne linie emisyjne H

plus linie emisyjne Feli

(stałe lub czasowe) 74.0 4.5 - zmiany w emisji

silne 27.0 15.5

umiarkowane 50.0 29.0 brak zmian 23.0 55.0 - cechy shell (silne lub

słabe, stałe lub czasowe) 51.0 29.0 B) Czasowe linie emisyjne 27.0 14.0 - jedna zmiana B ■*-*- Be 36.0 89.0

- dwie zmiany 63.0

11.0

c) Brak linii emisyjnych 2.5 8.5

2. MODELE GWIAZD Be

2.1. Model rotacyjny

S t r u v e , przez analogię z interpretację dla nowych i gwiazd Wolfa-Raye- ta, przypisywał powstawanie linii emisyjnych w gwiazdach Be zewnętrznym otoczkom gazowym lub mgławicom. Bazował on na dwóch faktach obserwacjnych:

- szerokość linii emisyjnych jest proporcjonalna do długości fali;

- istnieje korelacji pomiędzy szerokością linii emisyjnych i absorpcyjnych.

Na podstawie tych korelacji S t r u v e wysunął hipotezę, że obecność linii emisyjnych w widmie i gwałtowna rotacja gwiazdy to dwa ściśle więżące się

zjawi-B

B

ska. Materia wyrzucana jest z równika gwiazdy na skutek niestabilności spowodowa­ nej szybką rotacją gwiaidy. Powstaje dość gęsta, rozciągła, spłaszczona i wiru­ jąca otoczka wokół równika, w której atomy są zjonizowane przez promieniowanie UV produkowane przez gwiazdę centralną. Rekombinacje na wyższe poziomy i kaskady elektronów na niższe produkują obserwowaną emisję w liniach Balmera. Stopień wzbu­ dzenia otoczki jest niższy niż fotosfery ( S t r u v e i S w i n g s 1932). Świadczy o tym obecność w gwiazdach Be linii emisyjnych lub shellowych Feli o ta­ kim samym natężeniu jak w widmach gwiazd typu A.

Model S t r u v e g o (rys. 1) tłumaczy różnorodność linii emisyjnych w widmach gwiazd Be tylko poprzez efekty geometryczne, co więcej - wszystkie linie formowane w otoczce są symetryczne i niezmienne. Gdy gwiazda jest widziana od stro­ ny bieguna, fotosferyczne linie absorpcyjne są wąskie tak jak i emisyjne, które nie mają centralnego odwrócenia. Gdy jest widziana od strony równika, gwałtowna rotacja powoduje powstawanie poszerzonych fotosferycznyeh linii absorpcjnych i szerokich linii emisyjnych formowanych w dwóch częściach otoczki: zbliżającej się i oddalającej od obserwatora. Ta część otoczki, która jest rzutowana na dysk gwiaz­ dy wytwarza ostrą centralną absorpcję charakterystyczną dla shellu. Gdy gwiazda jest widziana pod kątem pośrednim, linie zawierają słabe centralne odwrócenie i jest obserwowane typowe widmo Be.

Według tego modelu wszystkie gwiazdy Be powinny rotować z prędkością kry­ tyczną Vq, tj. taką, przy której siła odśrodkowa jest równa sile grawitacji. C o l l i n s (1974) obliczył krzywą prędkości krytycznej na równiku dla gwiazd typu Be. Jego wyniki przedstawia rys. 2. Kropkami zaznaczono najwyższe znane

war-Rys. 2. Krytyczna prędkość rotacji dla gwiazd Be w stosunku do typu widmowego.Krop­ kami zaznaczono najwyższe v-sini(C o 1 1 i n s 1974)

4

tości v-sini. Z powodu trudności obserwacyjnych nie uwzględnił on trzech następują­ cych efektów: mieszania się linii (np. Hel A. 4026; Feli A 4024; Till A.4025.A.402B); wpływu otoczki na linie fotosferyczne oraz zasłaniania linii przez zewnętrzne czę- ści atmosfery. Z rysunku widać, że prędkości rotacji gwiazd Be nie osiągają warto­ ści Vq. Rozkład prędkości rotacji dla próbki 45 gwiazd o typach widmowych B2e-B5e i 47 gwiazd o typach B6e-B9e, a także dla 129 gwiazd o typach B2-B5 i 92 gwiazd B6-B9, jest pokazany na rys. 3 ( H a r m a n e c 1981). Rozkład gwiazd o typach B6e-B9e wykazuje oczekiwane maksimum dla dużych wartości v-sini, widoczne w mniej­ szym stopniu dla gwiazd o typach B0e-B5e. Przyczyn, dla których obserwowane war­ tości v-sini są mniejsze od oczekiwanych może być kilka ( S l e t t e b a k 1976), m. in.:

- materiał obserwacyjny nie jest jednorodny i może zawierać duży błąd systematy­ czny;

- krytyczna prędkość rotacji zmienia się z typem widmowym (szczególnie dla B0-B5), a trudno oczekiwać, żeby istniało ostre maksimum dla pojedynczej wartości VQ ; - pewna liczba gwiazd Be z silnym widmem absorpcyjnym typu shell nie jest zawar­

ta na diagramie, ponieważ podstawowe linie absorpcyjne gwiazd były niewidoczne na spektrogramie i oszacowanie v-sini było niemożliwe (a są to właśnie te gwiaz­ dy, które widzimy od strony równika, czyli z dużymi wartościami v-sini);

- Vq były obliczane dla modeli gwiazd na ciągu głównym, pomimo iż wiadomo, że nie­ które gwiazdy Be odewoluowały z ciągu głównego w obszar podolbrzymów; taka ewo­ lucja zwiększyłaby ich promienie bez zmiany masy czyli zmniejszyłaby Vq;

Rys. 3. Rozkład jasnych gwiazd Be i B (H a r m a n e c 1981)

- typ widmowy dla wielu gwiazd z diagramu C o l l i n s a jest raczej niepewny, ponieważ cechy absorpcyjne shellu powodują trudności w klasyfikacji podstawo­ wego widma gwiazdy.

Duża liczba gwiazd Be wśród B sugeruje, że prędkość krytyczna osiągana jest w czasie długiego pobytu na ciągu głównym. Położenie gwiazd Be w stosunku do ZAMS świadczy, źe wiele spośród nich ma na ZAMS prędkość podkrytyczną, a osiąga Vq w

czasie ewolucji daleko od ZAMS. Zależność pomiędzy prędkością na ZAMS (o rozkła­ dzie maxwellowskim) i częstością występowania gwiazd Be wśród gwiazd B podaje E n d e 1 (1981) (tab. 2).

T a b e l a 2

t

Częstość występowania gwiazd Be

<v> 169 185 204 218 231 243 % Be 2 4 7 ■ 10 13 16 gdzie <v> - średnia prędkość w rozkładzie Maxwella

Interpretacja zjawiska Be wymaga wyjaśnienia dwóch faktów obserwacyjnych: 1) obecności linii emisyjnych w części widzialnej widma, podczas gdy teoria przewiduje tylko linie absorpcyjne;

2) zmienności linii emisyjnych i widma ciągłego.

Wyjaśnienie problemu drugiego jest słabym punktem hipotezy rotacyjnej. Model rotacyjny napotyka trudności w wyjaśnieniu tego, że: natężenia i profile linii emisyjnych lub shell są zmienne; ta sama gwiazda może mieć widmo typu Be lub shell w różnym czasie; gwiazda może stracić wszystkie cechy Be lub shell i stać się normalną gwiazdą B lub odwrotnie.

Efekty czysto geometryczne nie mogą wytłumaczyć tych zmian. Oprócz tego rota­ cja sama w sobie nie może być źródłem stwierdzonego u gwiazd Be wypływu materii. Może ona jedynie spowodować przepływ materii do miejsca, w którym siła grawitacji równa się sile odśrodkowej. Niemniej jednak większość obecnych rozważań na temat gwiazd Be opiera się na modelu Struvego, wprowadzając do niego różne uzupełnie­ nia i modyfikacje. I tak na przykład O s t r i k e r (1970) pokazał, że kurczą­ ca się, rotująca gwiazda nigdy nie straci masy na równiku, jeśli nie będą wzięte pod uwagę siły lepkości lub siły magnetyczne.

W celu interpretacji zmian V/R M c L a u g h l i n (1931) zaproponował mo­ del, w którym otoczka jednocześnie rotuje i pulsuje. S t r u v e tłumaczy zmia­ ny V/R zakładając, że otoczka ma formę eliptycznego pierścienia, którego linia apsyd wolno rotuje w przestrzeni. D o a z a n (1970) analizowała prędkości kry­ tyczne dla emisji w Hoc. i okazało się, że są one 2t3 razy większe od prędkości rotacji dla linii absorpcyjnych, skąd wynikałby absurdalny wniosek, że otoczka ro­ tuje 2-f3 razy szybciej niż gwiazda. Ponieważ tak być nie może, więc widać, że wpływ na szerokość linii emisyjnych ma nie tylko rotacja.

N e r n e y (1980) pokazał, że rotacja jest w stanie generować pola magne­ tyczne, które mogą zainicjować utratę masy. Wymagane natężenie pola magnetycznego, to 1 Gs na powierzchni gwiazdy, czyli obecnie poniżej poziomu wykrywalności!

2.2. Model Gerasimoyića

G e r a s i m o w i c (1934, 1935) podał inne wyjaśnienie obecności linii emisyjnych w widmie gwiazd Be. Argumentował on, że w jasnych gwiazdach,takich jak nadolbrzymy i gwiazdy typu P Cyg, przyspieszenie spowodowane ciśnieniem promienio­ wania musi przewyższać grawitację. Tworzy się stale ekspandująca otoczka. W mniej jasnych, gwałtownie rotujących gwiazdach typu Be wypływ materii jest ułatwiony dzięki rotacji. Dla tego typu wypływu gazu tory cząstek są spiralne i otoczka wo­ kół gwiazdy jest uwięziona pomiędzy dwoma współosiowymi stożkami z wierzchołkami blisko centrum gwiazdy, które rozciągają się wzdłuż osi rotacji gwiazdy w dwóch przeciwnych kierunkach. Proces tworzenia o'toczki trwa do chwili, gdy promieniowa­ nie pochodzące z niej nie powstrzyma dalszego dopływu materii. Uformowana w ten sposób otoczka rozprasza się w przestrzeni i proces tworzenia nowej rozpoczyna się od początku.

Model zakładał malejący na zewnątrz gradient prędkości, dzięki czemu był w stanie wyjaśnić jakościowo podwójne maksima linii emisyjnych, długookresowe zmiany V/R tłumaczył jako konsekwencje zmiennej grubości optycznej ekspandującej otoczki.

D o a z a n i in. (1980a, b) zakładają, że utrata masy z masywnych gwiazd jest spowodowana przez subatmosferyczne, nietermiczne mody (a nie przez wiatr gwiazdowy). Ich model dokładnie przewiduje obecność linii wysoko zjonizowanych pierwiastków w widmie UV i w emisji promieniowania X u /'•Cas.

S n o w i in. (1979) przyjmują, żę wiatr gwiazdowy porusza się radialnie i pole prędkości rośnie na zewnątrz. W ich modelu emisja wodorowa powstaje blisko powierzchni gwiazdy, gdzie prędkość wiatru jest mała; linie shellowe w obszarze UV, jak np. Felll z prędkościami ekspansji około 100 km/s, są formowane powyżej tych warstw. Linie SilV i NV obserwowane w kilku przypadkach powstają w zewnętrz­ nych warstwach otoczki, gdzie zarówno przyspieszenie ekspandującej materii jak i stopień jonizacji rośnie znacząco.

j?^3^_Modelukładujjodwó *

Proponowano już modele gwiazd Be, w których były one członkiem układu podwój­ nego. Towarzysz mógł wpływać na dynamikę, stan wzbudzenia i jonizacji otoczki. Jednak dotychczas nie było modelu, w którym składnik wtórny był źródłem otoczki wokół gwiazdy Be.

Dlaczego warto rozważać hipotezę układu podwójnego?

1) Częstotliwość występowania układów podwójnych wśród gwiazd Be jest wysoka, rzędu 30%, a większość spektroskopowych układów podwójnych powinna przejść etap wymiany masy po zejściu z ciągu głównego.

2) Składnik wtórny tracący masę (MLS) jest logicznym źródłem dla pewnej czę­ ści materii w otoczce, ponieważ dla gwiazd Be wczesnych typów widmowych stosunek prędkości równikowej do krytycznej jest mniejszy niż 0.85.

3) MLS dostarcza materii o wysokim momencie pędu, jaki wykazują jako klasa gwiazdy Be.

4) Kilka gwiazd Be, które nie wyglądają na niezwykłe w widzialnej części wid­ ma, są składnikami układów podwójnych.

K r i ż i H a r m a n e c (1975) opracowali taki model, w tórym otoczka jest formowana przez transfer materii do gwiazdy B z wtórnego składnika układu po­ dwójnego. Schemat takiego modelu jest przedstawiony na rys. 4.

\ N a j b a r d z i e j prawdopodobną sytuacją.jest formowanie się otoczki wewnątrz po­ wierzchni R o c h e ’a (mod 1). Ważnym parametrem jest okres, układy o krótkim okresie orbitalnym (maksymalnie kilka dni) pojawią się jako układy podwójne typu Algol. Widma tych obiektów zawierają głównie linie absorpcyjne powstające w strumieniu

\

Rys. 4. Schemat ilustrujący model układu podwójnego ( M a r l b o r o u g h 1976). gazu, a tylko w niewielkim stopniu lub wcale linie emisyjne wodoru. Dla dłuższych okresów (do kilkuset dni) obserwujemy gwiazdy Be, a w przypadku bardzo długich okresów gwiazdy symbiotyczne i gwiazdy typu W Cep.

Drugim ważnym parametrem jest stosunek mas, który może kontrolować tempo i sposób wymiany masy. Jeśli M jest wystarczająco duże, emisja może być powiązana z gorącą plamą, szczególnie w skrajnie krótkookresowych układach, takich jak no­ we karłowate (mod 2).

Inną konsekwencją gwałtownej wymiany masy może być jej znacząca utrata z ukła­ du i powstanie zewnętrznej otoczki wokół całego systemu (mod 3).

W rzeczywistych układach mogą być realizowane kombinacje kilku modów.

Ponieważ odchylenia powierzchni ekwipotencjalnej od kształtu sferycznego są znaczące tylko blisko krytycznej powierzchni Roche’a, układy w przypadku 1 i 3 mu­ szą mieć wysoki stopień symetrii osiowej. Z tego powodu modele pojedynczych, ro- tujących gwiazd z rotacyjnie podtrzmywanymi otoczkami są całkiem stosowne do opi­ su takich konfiguracji w co najmniej pierwszym przybliżeniu. Ponadto, ponieważ z obserwacji w UV widać, że linie emisyjne wysoko wzbudzonych pierwiastków nie są powiązane z żadną gwiazdą w obserwowanych układach, nie jest zaskoczeniem, że mo­ del G e r a s i m o w i ć a daje dobre przewidywania dla tych linii. Jest więc możliwe, że wszystkie trzy konkurujące teorie połączą się w jeden ogólny model.

Otoczka może być odpowiedzialna za długookresowe zmiany prędkości radialnej i V/R obserwowane dla wielu gwiazd Be. Obliczenia wykazują, że otoczka wokół

skład-nika zyskującego masę wytwarzana przez zmienny przepływ masy może mieć formę elip­ tycznego pierścienia, którego linia apsyd.powoli rotuje, na skutek działania sił perturbacyjnych pochodzących od drugiego składnika. Z analogii z innymi układami podwójnymi wynika, że składnik wtórny może być odpowiedzialny za długookresowe zmiany E/C w gwiazdach Be.

Zmiany jasności i widma (często pseudookresowe) zachodzą w skalach dnia lub krótszych i mogą być spowodowane:

- rotacją różniczkową połączoną z niejednorodnym rozkładem jasności powierzchnio­ wej;

- błyskami analogicznymi do rozbłysków nowych karłowatych, tyle źe w większych skalach geometrycznych;

- pulsacjami gwiazd Be; - ruchem układu podwójnego.

Istnieją dwa główne zarzuty przeciwko modelowi układu podwójnego. Pierwszy z nich to negatywny rezultat poszukiwań zmienności okresowych powiązanych z ruchem orbitalnym. W przypadku gdy nie obserwujemy składnika wtórnego bezpośrednio, wy­ krycie jego jest możliwe tylko za pomocą akumulacji obserwacji z dłuższego okresu. Znalezienie okresowości utrudnia obecność długookresowych zmian prędkości

radial-Rys. 5. Zależność maksymalnej prędkości radialnej od okresu orbitalnego układu po­ dwójnego ( P e t e r s 1981). Pozioma ciągła linia wyznacza możliwość detek­ cji układów podwójnych, q - stosunek mas, JF m - masa układu. Widać, że dla

przewidywanego q = 0.1 łatwo można wykryć układy o P < 50 d

nej (może opóźnić lub przyspieszyć maksima i minima orbitalnych zmian prędkości radialnej o więcej niż 0.1 okresu) oraz gwałtowne, często nieregularne, zmiany otoczek.

Dotychczas jako układy podwójne znane są m.in. y And, 7 Ori, V Gem, A Cyg (po­ trójny), o And (potrójny?). Poza tym przy stosunku mas q = 0.1 i masie układu 5-15 M0 łatwo można wykryć tylko układy o okresach P < 50d ( P e t e r s 1981). Przedstawia to rys. 5.

Drugim zarzutem przeciwko modelowi układu podwójnego jest zbyt mała ilość ob­ serwowanych układów zaćmieniowych. Oprócz tego niektóre gwiazdy powinny wykazywać okresowe zmiany jasności spowodowane eliptycznością lub zaćmieniem strumienia ga­ zu i (lub) dysków.

2.4. Modele ad hoc

Ponieważ nie został dotychczas rozwiązany problem formowania się otoczki,wszy­ stkie modele gwiazd Be są ad hoc i jako takie nie są i nie pretendują do tego, aby być fizycznie samouzgodnionymi.

Modele gwiazd Be można podzielić na dwie grupy:

1) takie, w których otoczka jest formowana jako rezultat wiatru gwiazdowego; 2) modele układów podwójnych, w których otoczka jest wytwarzana przez trans­ port masy w ciasnym układzie podwójnym, lub modele bez wymiany masy (tzw. bezpo­ średnie) jak na przykład model S u z u k i e g o (1976, 1980).

Modele wiatru gwiazdowego różnią się od siebie znacząco przyjmowanymi ad hoc warunkami fizycznymi, metodami użytymi do określenia stanu wzbudzenia w otoczce, a także liczbą parametrów odtwarzanych numerycznie, które są zgodne z obserwacja­ mi. Najlepszym modelem ad hoc, ze względu na największą liczbę dobrze odtwarza­ nych parametrów, jest model M a r l b o r o u g h a i P o e c k e r t a . Za­ kłada się w nim, że wyrzut masy zachodzi na skutek rotacji; wszystkie gwiazdy Be rotują z prędkością krytyczną; realizowana jest geometria spłaszczenia równikowe­ go; parametry opisujące gwiazdę są takie same jak dla normalnej gwiazdy o tym sa­ mym typie widmowym co Be, której strumień promieniowania jest dany przez

klasycz-4

ne modele atmosfer; otoczka ma temperaturę 2 x 10 K i jest izotermiczna. Najważ­ niejsze parametry to: nachylenie osi rotacji, kształt, gęstość i temperatura oto­ czki. Linie shell pojawiają się dla i > 7 5 ° i są znacznie szersze niż obserwowa­ ne. Aby mogły powstawać linie shellowe H25, gęstość musi być 10 razy większa niż ta, przy której powstają linie shellowe Hot

B a a d e (1981) sugeruje analogiczną interpretację gwiazd Be do obiektów

li Cep podlegających gwałtownej rotacji osiowej. Udało mu się wyjaśnić zmiany pręd­ kości radialnej i V/R o okresie 1*?37 w 28 CMa jako nieradialną pulsację z falami przesuwającymi się w kierunku przeciwnym do rotacji.

Do ostatnio zaproponowanych modeli należy m.in. model skośnego magnetyczne­ go rotatora ( H a r m a n e c 1984) dotyczący gwiazd helowych. Tłumaczy on zmia­ ny widmowe powiązane z okresem fotometrycznym obserwowane w przypadku oC Ori E i jeszcze kilku gwiazd Be. Jest prawdopodobne, że zmiany te są powiązane z Okresem rotacyjnym gwiazd.

Aby zdecydować, który model jest najlepszy trzeba rozważyć ilość wziętych pod uwagę obserwacji, jakość dopasowania i strukturę dynamiczną wywnioskowaną z modelu.

3. OBSERWACJE PROMIENIOWANIA RADIOWEGO I IR, UV, X GWIAZD Be

^jl^Obserwacjej^adiowe

Wspólną cechą gwiazd z emisją radiową jest obecność gęstych, rozciągłych oto­ czek wokół gwiazdy. Mimo, iż gwiazdy Be dobrze spełniają te warunki, nie zaobser­ wowano u nich, z wyjątkiem gwiazd Bep, takiej emisji. Jak wynika z badań P u r-t o n a (1976), zależność sr-trumienia promieniowania S y od częsr-tor-tliwości^ wy-

oC

raża się wzorem Sm - y> , gdzie 0<oC^.2. Strumień niezależny od v> odpowiada emi­ sji swobodno-swobodnej w optycznie cienkim gazie. Przykładem takiego zachowania jest obiekt MWC 957. Dla MWC 349 współczynnikoC=0.7, a za widmo jest odpowiedzial­ ny sferycznie-symetryczny shell gazowy, w którym gęstość zależy od odległości jak

_2

r i który jest rezultatem ciągłego wypływu materii z gwiazdy centralnej. Inne obiekty, u których wykryto emisję radiową to: P Cyg. RY Scu, V1016 Cyg czy HD 167362.

3.2. Obserwacje w podczerwieni

O Najczęściej obserwowany zakres długości fal rozciąga się do około 8800 A (ko­ niec serii Paschena). Tak jak dla linii Balmera, emisja w liniach Paschena male­ je (statystycznie) od wczesnych gwiazd typu B do A. Gwiazdy z liniami emisyjnymi serii Paschena mają pewne linie emisyjne serii Balmera silniejsze niż w gwiazdach bez emisji w serii Paschena. To wskazuje na bardziej rozwinięte shelle w gwiaz­ dach z liniami Paschena w emisji. W takich shellach emisja swobodno-swobodna elek­ tronów produkuje nadwyżkę strumienia w podczerwieni, która maleje z długością fali. Obserwuje się jednak większą nadwyżkę promieniowania podczerwonego niż wy­ nikałoby to tylko z emisji swobodno-swobodnej. Stąd teoria o obecności pyłu wokół- gwiazdowego w najbardziej odległych i najzimniejszych obszarach atmosfery. Czą­ steczki pyłu absorbują promieniowanie widzialne i reemitują w większych długoś­ ciach fali. Temperatura tych obszarów jest rzędu 10^ K. Najsilniejsze obserwowa­ ne linie to: tryplet Call (A8498,K 8542, A8 6 6 2 ) , 0I(A.8446), Nel (A.10830), Feli

3.3. Obserwacje w ultrafiolecie

Fotometryczne obserwacje wykazują, że prawie wszystkie gwiazdy Be mają nad­ wyżkę promieniowania UV. Gwałtowne rotatory, jakimi są przypuszczalnie gwiazdy Be, powinny być spłaszczone na biegunach. Teoria rotujących gwiazd przewiduje, źe strumień promieniowania zmienia się na powierzchniach ekwipotencjalnych propor­ cjonalnie do natężenia pola grawitacyjnego. Stąd temperatura powierzchniowa gwiaz­ dy jest większa na biegunach niż na równiku. Ponieważ strumień UV zależy silniej od temperatury niż strumień w widzialnych długościach fali, szybki rotator wczes­ nego typu widmowego widziany od bieguna może mieć nadwyżkę promieniowania UV w po­ równaniu do tej samej gwiazdy widzianej od strony równika. Najsilniejsze obserwo­ wane linie emisyjne to: NV (7U240), CIV (7U550), Mgll (A2800), SilV (A1400) ( M a r l ­ b o r o u g h 1981). Linie te mają duże dopplerowskie przesunięcia odpowiadające prędkości do 3000 km/s. Są one znacznie większe od prędkości ucieczki z powierzch­ ni gwiazdy i wskazują na wypływ materii. Przesunięcia linii, zmiany natężenia i profili są obserwowane zarówno dla gwiazd Be jak i normalnych gwiazd B, przy czym mogą być one różne nawet dla dwóch gwiazd o tym samym typie widmowym i tej samej klasie jasności.

3.4. Obserwacje rentgenowskie

W naszej Galaktyce jest około 75 jasnych źródeł promieniowania X, z których większa część jest, jak wierzymy, układami podwójnymi zawierającymi akreującą gwiazdę neutronową. Dziewięć spośród nich oraz trzy obiekty z Obłoków Magellana zidentyfikowano jako układy podwójne, składające się z gwiazdy Be i źródła rent­ genowskiego (Be + X). Istnieje kilka różnic pomiędzy standardowym rentgenowskim układem podwójnym (X) a układem Be + X:

- para Be + X powstaje w układach ze składnikiem głównym o masie mniejszej od 20 Mg ; a układ X - na skutek utraty masy przez wiatr gwiazdowy w bardzo masyw­ nych obiektach;

- układy Be + X mają okresy orbitalne od 15 dni do kilku lat, a układy X od 1^4 do 9d ;

- optyczny składnik układu Be + X, to zazwyczaj nieodewoluowana gwiazda typu wid­ mowego 09Ve do B2Ve, a w układzie X jest to gwiazda odewoluowana o klasach jas­ ności III - I;

- brak zaćmień i periodycznych zmian jasności wskazuje, że gwiazdy Be są małe i nie wypełniają powierzchni Roche’a, podczas gdy układy X praktycznie wypełnia­ ją ją;

- ogólnie układy Be + X wykazują większą zmienność natężenia promieniowania rent­ genowskiego niż układy X. Przykładem słabych źródeł promieniowania X leżących w odległości do 0.36 kpc są: X Per (3U 0352 + 30) + J'-Cas (MX 0053 + 60).

2^5>i=Pola£^Mcja_£romiemowania=jwiazd_Be

Liniowa polaryzacja promieniowania jest obserwowana dotychczas u około połowy gwiazd Be i jest rzędu 2%. Z reguły stopień polaryzacji maleje w kierunku do cen­ trum linii, ale ma tam lokalne maksimum świadczące o wpływie shellu. Zmiany kąta polaryzacji z odległością od centrum linii mogą dostarczyć informację o istocie rotacji. Polaryzacja zależy też, wprost proporcjonalnie, od długości fali, przy czym ma miejsce gwałtowne załamanie tej zależności przy przejściu przez skok Bal- mera i w mniejszym stopniu przez skok Paschena (odpowiada to związkowi polaryza­ cji z rozproszeniem promieniowania w spłaszczonej otoczce). Polaryzacja rośnie z wartością v-sini, co wskazuje na to, że model spłaszczonego, osiowo symetrycznego dysku jest poprawny.

LITERATURA

B a a d e o., 1981, Astron. Astrophys., ESO Sci. Prepr. No. 158, 55. C 0 1 1 i n s G . W., 1966, Astrophys. 3., 146, 914.

C 0 1 1 i n s G . W., 1974, Astrophys. J, 191, 157.

C 0 1 1 i n s G . W . , S o n n e b o r n G. H., 1977, Astrophys. J. Suppl., 34, 41. C r a m P i n 3., H o y 1 e F., 1960, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 120, 33. D 0 a z a n V., 1970, Astron. Astrophys., 8, 148.

D 0 a z a n \ 1982, "B Stars with and without Emission Lines", part II.

D 0 a z a n \/•, K u h i V., T h o m a s R. N., 1980a, Astrophys. J., 235, L17. D 0 a z a n \/•, S t a l i o R., T h o m g s R. N., 1980b, NASA, IUE Symp.,May

1980.

E n d e 1 A. S. , 1981, IAU Symp. No. 98, 299. E g r e t D.,, 1981, IAU Symp. No. 98, 27.

F e i n s t e i n A., 1968, Z. f. Astrophys., 68, 29.

G e r a s i m 0 v i e B. P., 1934, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 94, 737. G e r a s i m 0 v i e B. P., 1935, Obserwatory, 58, 115.

H a r m a n e c P., 1981, IAU Symp. No. 98, 279.

H a r m a n e c P., 1984, Bull. Astron. Inst. Czech., 35/4, 193. H a r m a n e c P., K r i ż S., 1976, IAU Symp. No. 70, 385.

H u b e r t D ie l p l a c e A. M . , J a s c h e k M . , H u b e r t H . , C h a m -b 0 n M. Th ., 1981, IAU Symp. No. 98, 125.

de ^] :J 9 s3 r C. , 1980, The Brightest Stars.

J a s c h e k M . . E g r e t D., 1981, IAU Symp. No. 98, 261.

K r i ż C_{3., H a r m a n e c P., 1975, Bull. Astron. Inst. Czech., 26, 65.} M a r 1 b o r 0 u g h J. M., 1976, IAU Symp. No. 70, 335.

M c L a u g h 1 i n D. B-, 1931, Pub. American Astron. Soc., 1_, 31. N e r n e y S. , 1980, Astrophys. J., 242, 723.

0 s t r i k e r J. P., 1970, Stellar Rotation, 19. P e t e r s G. J., 1981, IAU Symp. No. 98, 311. P 0 e c k e r t R. , 1981, IAU Symp. No. 98, 453. P u r t 0 n C. R., 1976, IAU Symp. No. 70, 157.

R a P P a P o r t S., van den H e u v e l E. P. J., 1981, IAU Symp. No. 98

S 1 e t t e b a k A., 1976, IAU Symp. No. 70, 123.

S n 0 w 1

r. P-,

P e t e r s G. J., M a t h i e u R. D., 1979, Astrophys. Suppl,.,39, :359.

S t r u

V

e 0. , 1931, Astrophys. J., 73, 94.

s

t r u

V

e 0. . S w i n g s P., 1932, Astrophys. 3., 75, 161.

s

u z u k i M. , 1976, Astrophys. and Space Science, 30, 406.

s

u z u k i M. , 1980, Publ. Astron. Soc. Japan., 32, 331.

327.

Tom XXXV (1987). Zeszyt 4

OBIEKTY TYPU BL LACERTAE A ICH EMISJA RENTGENOWSKA*

G R Z E G O R Z M A D E J S K I

Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA

OBIEKTU THIIA 3L LACERTAE H KX PEHTrEHOBCKAH 3MHCCHH T. M a ^ e t t c K H

C o A e p * a H H e

C t s t b h oficy*A aeT CJtte,ąyK)ąHe npoOjieMH. Bo n e p B h i x onpefleaieHO, ^ito

T a K o e o6i>eKThi T u n a B L L a c , npeflCTaBjieHO h x xap a K T ep H C T H K H u KJia- c c H $ H K a i (H K > . O n H c a H O n p H p o ,ą y h x c n e K T p o B , M e x a H H 3 M b i s m k c c h h (ocoóeH- h o b p e H T reH O B C K O M flHana3 0H e ) h n e p e M e H H o c T b . H a K O H e u npe,ącTaBjieH- H O C H H X p O T p O H H y K ) MOfleJIb 3 T H X O f i i e K T O B H W T O O H M 0 * e T C K a s a T b O H X C T p O eH H H .

BL LACERTAE TYPE OBJECTS AND THEIR X RAY EMISSION

S u m m a r y

The article presents following problems. The first, blazars are defined and their characteristics and classification are discussed. Article dicusses also their spectra, mechanisms of emission (especially in X rays) and variability. Fi­ nally synchrotron model and its implications for blazar structure is given.

Artykuł ten porusza następujące problemy: - Co to są obiekty typu BL Lacertae czyli lacertydy

- Jakie są ich charakterystyczne cechy i w jaki sposób są one klasyfikowane - Jaka jest natura widm lacertyd i co możemy powiedzieć o procesach emisji

- Jak wygląda ich emisja rentgenowska, a w szczególności widma i zmienność rentge­ nowska

Referat wygłoszony na XXIII Zjeździe PTA w Gdańsku 18 IX 1987. [245]

- Jakie są wyniki zastosowania modelu synchrotronowego w przypadku lacertyd

- Co te wyniki mogą nam powiedzieć o strukturze lacertyd * W ciągu ostatnich kilku lat zainteresowanie lacertydami wzrosło, gdyż obiekty te okazały się źródłami promieniowania rentgenowskiego. W związku z tym, źe autor zajmuje się analizą danych rentgenowskich z satelity EINSTEIN, praca zawiera bar­ dziej szczegółową dyskusję emisji rentgenowskiej z tych obiektów.

1. TROCHĘ HISTORII

Pierwszymi źródłami radiowymi, które w 1948 i 1949 r. zostały zidentyfikowane przez B o l t o n a , S t a n l e y a i S l e e jako obiekty pozagalaktyczne, były dwie galaktyki: M 87 (źródło radiowe Virgo A) i NGC 5128 (Centaurus A). Wpięć lat później B a a d e i M i n k o w s k i , na podstawie dokładnych pozycji radiowych i optycznych, zidentyfikowali Cygnusa A z raczej przeciętną galaktyką o przesunięciu ku czerwieni 0.06. Od tego czasu pozagalaktyczna natura źródeł radio­ wych została powszechnie przyjęta: po prostu niektóre galaktyki wysyłają fale ra­ diowe.

Nieco inna była sytuacja ze zwartymi źródłami radiowymi. Identyfikacja tych źródeł z obiektami punktowymi, opublikowana przez M a t t h e w s a i S a n - d a g e ’ a w 1963 r., została potwierdzona dopiero dzięki wykorzystaniu metody zakryć przez Księżyc. Obiekty te nazwano „Quasi-Stellar Radio Sources" (po pol­ sku: kwazarami), ponieważ na kliszach fotograficznych wyglądały jak gwiazdy; po­ siadały jednak niezwykłe widma z silnymi liniami emisyjnymi, które nie pojawiły się na częstotliwościach charakterystycznych dla pierwiastków obecnych w znanych źródłach kosmicznych. Z braku innych pomysłów linie te przypisywano początkowo pierwiastkom ziem rzadkich w stanach wysoko wzbudzonych, ale nikt nie potrafił do­ kładnie wyjaśnić natury tych widm. Dopiero w roku 1963 Maarten S c h m i d t za­ sugerował ich interpretację przez przesunięcie ku czerwieni - i w ten sposób za­ częła się epoka kwazarów w astronomii pozagalaktycznej.

Nie wszystkie silne źródła radiowe dały się zidentyfikować z tymi niezwykłymi „gwiazdami" posiadającymi linie emisyjne przesunięte ku czerwieni. Pozycja źródła radiowego VR0 42 22 01, odkrytego przez Mc L e o d a i A n d r e w a (1968), pokrywała się ze znaną uprzednio gwiazdą BL Lacertae ( S c h m i t t 1968), ale widmo tej „gwiazdy" nie miało żadnych linii emisyjnych jak również nie przypomi­ nało normalnego widma gwiazdowego, gdyż również nie miało żadnych linii absorpcyj­ nych ( O k e , N e u g e b a u e r i B e c k l i n 1969)! Dla przykładu,widmo optyczne lacertydy PKS 2155-304 pokazane jest na rys. 1. Na dodatek, obserwacje radiowe i optyczne pokazały, że źródło jest zmienne - wskazuje na to sama nazwa (BL Lacertae została początkowo sklasyfikowana jako gwiazda zmienna w konstelacji Jaszczurki przez H o f f m e i s t r a w 1929); S h e n i U s h e r (1970)

S fu m ie ń (er q j (c m * $ H z t DTugoić fali ( 3 )

Rys. 1. Widmo optyczne lacertydy PKS 2155-304, opublikowane przez C h a r l e s a , T h o r s t e n s e n a i Bo-

w y e r a w 1979. Określenie przesunięcia ku czerwieni przez tych autorów (z = 0 .1 7 ) okazało się błędne, jak

podają, że wykazuje ono zmienność blasku o przynajmniej trzy wielkości gwiazdowe. Posiada ono również dość duży stopień polaryzacji ( V i s v a n a t h a n 1969) i jest otoczone mgławicą, widoczną dopiero na kliszy po bardzo długim naświetleniu.

2. CECHY CHARAKTERYSTYCZNE

W ciągu kilku następnych lat odkryto kilka innych obiektów o podobnych włas­ nościach i w 1972 r. S t r i t t m a t t e r i in. zasugerowali, że istnieje nowa klasa obiektów pozagalaktycznych, podobnych do kwazarów, ale odróżniających się od nich brakiem charakterystycznych linii emisyjnych. Obiekty te mają nastę­ pujące cechy:

- są to źródła punktowe, ale w niektórych przypadkach obserwuje się wokół nich słabą otoczkę;

- obiekty te mają zmienną jasność zarówno na częstotliwościach radiowych, optycz­ nych jak i w podczerwieni. Charakterystyczne skale czasowe zmienności w paśmie radiowym są od kilku miesięcy do kilku lat, podczas gdy w zakresie optycznym są one rzędu kilku dni;

- posiadają one duży stopień polaryzacji radiowej i optycznej;

- widmo optyczne nie ma żadnych charakterystycznych linii emisyjnych ani absorp- cyjnych.

W roku 1976 ukazał się artykuł przeglądowy S t e i n a , 0 ’ D e l l a i S t r i t t m a t t e r a , który podsumował ówczesną wiedzę o lacertydach;w chwi­ li obecnej znamy około 100 obiektów, które zaliczane są do tej kategorii. Nieste­ ty, jak podkreślają B u r b i d g e i H e w i t t (1987) oraz L e d d e n i O ’ D e l l (1986), klasyfikacja tych obiektów jest trudna, gdyż lacertydy są grupą bardzo niejednorodną. Dla przykładu, jak podkreślili uczestnicy pierwszej konferencji o lacertydach w Pittsburgu w 1978 r. (której rezultaty były opubliko­ wane przez Arta W o 1 f e), pewne silnie spolaryzowane kwazary, tzw. optically violent variables (0VV), posiadają wszystkie charakterystyki lacertyd - plus li­ nie emisyjne. W roku 1980 A n g e l i S t o c k m a n opublikowali przeglą­ dowy artykuł o polaryzacji źródeł pozagalaktycznych, gdzie również pokreśląją po­ dobieństwa między 0VV i lacertydami. Z badań dość pokaźnej próbki (około 40) ob­ serwowanej przy pomocy radiowej interferometrii wielkobazowej (VLBI) przez W e i- l e r a i J o h n s t o n a (1980) wynika, że w prawie wszystkich lacertydach obserwujemy struktury o skali rzędu milisekundy kątowej. Obserwacje A n t o n u c- c i e g o i U l v e s t a d a (1985) dokonane przy pomocy VLA (Very Large Ar­ ray) - a więc czułe na skalę kątową rzędu sekundy - również stwierdzają obecność zwartego źródła radiowego. Autorzy ci, dzięki dokładnej kalibracji instrumentów, podają, jaka część całkowitego strumienia radiowego pochodzi ze zwartego źródła;