Postępy Astronomii nr 1/1973

/*■ 'r- V ^ .

„

1

7-

-U

POSTĘPY

AS TRONOMI 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 XXI - ZESZYT 1

1 9 7 3

c

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXI - ZESZYT i

1973

KO LEGIU M RED AK CYJN E Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW

W Y D A N O 7. P O M O C Ą F IN A N S O W A P O L S K IE ] A K A D E M II N A U K

Printed In Poland

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1973

W pd an le I. Nakład 519+131 r g i. Ark. uigd. 6.50. Ark. druk 5.25 + I uikl. Papier offaetoiug kl. III, 80 g. 70x100. Podpisano do druku 21. 11. 1973 r.

Druk ukończono iu lutym 1973 r. Zam. 655. D-15. Cena r.ł 10.—

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Gdańska 162

SPIS TRESCr

tomu XXI (1973)

o t ? ? ? ?

ZESZYT 1

W. I w a n o w s k a , Mikołaj K o pe rnik... 3

A R T Y K U Ł Y B. P a c z y ń s k i , Póine stadia ewolucji g w ia z d ... 9

J . P. L a s o t a, Astrofizyka relatywistyczna. Część III. Kolaps grawitacyjny, osobliwości i czar­ ne d o ły ... 25

B. K r y g i e r , J. K r e m p e ć , Obserwacyjne aspekty czarnych d ołów ... 37

G. S ę k , A. S t a r n a w s k i , Spektroskopia furierowska w a s tro n o m ii... 53

B. K o ł a c z e k , Przegląd wyników eksploracji Księżyca programu A p o lla ... 65

K R O N I K A B. K o ł a c z e k , W. Z o n n, COSPAR 1972 ... 75

ZESZYT 2 A R T Y K U Ł Y M. A. A b r a m o w i c z, Astrofizyka relatywistyczna. I V ... 87

Z. K 1 i m e k, Osobliwości w ogdlnej teorii względności i w kosmologii...115

Z. K ł o s, Pomiar pól elektrycznych w jonosferze... 127

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W L. F r a s i ń s k i , Jeszcze o efektach względnego przesunięcia minim ów gwiazd zmiennych zaćm ieniow ych... .... ... ...141

W. S z y m a ń s k i , Podwójne maksimum 20 c y k lu ...145

Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a j u ... 148

D Y S K U S J E B. P a c z y ń s k i , S. P i o t r o w s k i , Referat zbiorczy Podsekcji Astrofizyki, Astronomii i Fizyki Kosmicznej przygotowany dla Sekcji Fizyki II Kongresu Nauki Polskiej... 149

J. S m a k, Centrum badań astronomicznych im. Mikołaja K opernika...153

S. G o r g o l e w s k i , Proponowany Ośrodek Radioastronomii w T o r u n i u ...154

S. G r z ę d z i e l s k i , Z. K ł o s , Projekt organizacyjny intensyfikacji badań w zakresie fizyki kosmicznej w ramach P A N ... 156

K R O N I K A P. F l i n , Letnia Sokoła Kosmologii Obserwacyjnej i Teoretycznej, Opole 1972 ... 161

4

ZESZYT 3

A R T Y K U Ł Y

W. Z o n n, Kopernik a nauka w spółczesna... 171

M. H ł o n d, Metody rejestracji rentgenowskiego promieniowania S ł o ń c a ... 175

S. R u c i i i s k i , Układy podwójne typu W Ursae Majoris (W U M a ) ... 189

J . K r e ł o w s k i , Rozmyte linie m iędzy gw iazdow e... 213

I. W. P i o t r o w s k a j a. Ewolucyjne modele sferycznych układów gwiazd i galaktyk . . . 233

J . P. L a s o t a, Astrofizyka relatywistyczna. V ... 251

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W M. B i e l i c k i , S. L. P i o t r o w s k i , K . Z i ó ł k o w s k i , Trajektorie przejęcia między sta­ bilnymi orbitami periodycznymi wokół jednej i obu mas w ograniczonym zagadnieniu trzech c i a ł ...261

Naukowe ośrodki astronomiczne w k ra ju ...264

D Y S K U S J E Z materiałów II Kongresu Nauki Polskiej : B. P a c z y ń s k i , Astrofizyka — referat te m a ty c zn y ...265

A. 0 p o 1 s k i, Astrofizyka — koreferat...271

K R O N I K A M. S r o c z y i i s l f a , Sprawozdanie z Walnego Zebrania Polskiego Towarzystwa Astronomicz­ nego, Chorzów, 14 lutego 1973 r . ...275

J. S m a k, W. Z o n n, Sprawozdanie Zarządu Głównego Polskiego Towarzystwa Astronomicz­ nego z działalności w latach 1971—1973 ... 277

ZESZYT 4

M. A. A b r a m o w i c z, Liniowe pulsacje i stabilność rotujących gwiazd (wg Schutza) . . . 293 Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

S. Z i ę b a, Uwagi na temat promieniowania radiowego Słoiica w paśmie decymetrowym . . ....3 9 5

S. C i e r n i e w s k i , I. D o m i ń s k i , Generator kwarcowy o stabilności dobowej t S ’lO "11. ...3 1 3

I. D o m i ń s k i, Metody powiązania lokalnej skali czasu U T Cgg z międzynarodowym cza­ sem atomowym T A I ... ■...3 1 7

B. K u c h o w i c z, Druga wariacja i uogólnienie równania Chandrasekhara...3 2 3

B . K u c h o w i c z, Kule relatywistyczne we współrzędnych biegunowych G a u s s a ...3 2 7

B . K u c h o w i c z, Pole neutrinowe w przestrzeni ko sm ic zn e j...3 3 1

Z L I T E R A T U R Y N A U K O W E J

Spis treści tomu X X I

5

D Y S K U S J E Z materiałów II Kongresu Nauki Polskiej:

G. S i t a r s k i, Astrometria i mechanika nieba — referat tem atyczny... 343 K. K o z i e ł, Astrometria i mechanika nieba — koreferat... 348

K R O N I K A

Michał Kamieiiski | ... 351 I. K o r z e n i e w s k a , M. K u b i a k , 50 lat istnienia Polskiego Towarzystwa Astronomicznego 355

N O T A T K I

CO/JEPXAHME TETPĄ4H 1

B . MBaHOBCKa, NlMKOJiaK KonepHMK... 3 Ct aTbM

B . r i a M M H b C K M , ri03flH H e CTaflMM 3B0JU0UHH 3B S3fl... 9

H . n . J l H C O T a , PeJlflTMBMCTCKaH aCTpO(|)M3HKa. MaeTb I I I . TpaBM-

TaUMOHHblM KOJIJianC, CMHPyjlSpHOCTM M MSpHbie flbipbl...25

B . K p w r e p , f l . K p e M n e u b , AcneKTbi Ha6jnoAeHMfi uepHbix h m. . 37

T. C3h k, A. C T a p H a B C K M , ^ypbepoB C K as cneKTpocKonna b acTpo-HOMMM... ...53 B . K o J i a u e K , 0 6 3 o p pe3yjibTaT0B SKCiuiopam w JlyHbi b nporpaM M e

Anojijio... 65 X p o h u k a

B. Koj i an e K, B.

3

,

COflEPHAHME TETPA4H 2

C T a T b M

M. A. AópaMOBM^, PejiHTMBMCTCKas acTpo<|)H3M<a. IV...

87

KOC-...115

6

143 J i a ó o p a T o p M M u o6c e p B a T o p n i i

J l . ^ p a C M H b C K H , E m e 06 3 4xJ)eKTax O T H o cM T e Jib H o ro nepeM em eHM H m m hhm ob 3aTMeHHfaix n e p e M e H H b ix ...141 B . HlMMaHbCKM, ZlBOMHOe M aKCM M yM 2 0 -rO LlMKJia COJIHe^HOfi

fleflTejIb-HOCTM.... 1 4 5

H a y q H b ie acTp oH O M M H ecK w e q e H T p w b C T p a H e ...148

/JttCKy CCMM

B. n a q M H b C K M , C . n g T p O B C K W , C6o^)HbIM flOKJiafl riOflCeKLIMM AcTpO(J)M3MKM, ACTpOHOMHM M KoCMMMeCKOM $M3MKM, npHraTOBJieHHblM fljifl CeiWMM $m3mkm II KoHrpecca riojibCKOH HayKW...149

K). C M 3 K , UeHTp ACTpOHOMMMeCKMX McCJieflOBaHMK MM. MHKOJiaH Ko-

nepHHKa...

C . P o p r o J i e B C K M , ripeflJiaraeMbM PaflMO-AcTpoHOMvmecKufi UeHTp

b Topy He... 154 C. r * e H f l e j i b C K M , 3. Kj i o c, OpraHM3aiwoHHbifi npoeKT

MHTeHCHcjDM-KaqnM MCCJieflOBaHMH b o6jiacTM KocMiiuecKOM dpmviw b paMax FIAH. . 156

X po H M K a

II. $jimh, JleTHHH uiKOJia HaSjuoflaTejibHOH u TeopeTimecKoti kocmojiotwm,

Onojie 1 9 7 2 . . ... 161

C O A E P K A H J4 E T E T P Ą A I4 3

Ct a T b H

B . 3o h h, KonepHMK u cospeMeHaa HayKa...171

W. Xjioha, MeTOflbi perwcTpauMM pemreHOBCKoro H3JiyHeHMJi CojiHua. . 175 C . P y i j H H b C K H , /],BoJiHbie cMCTeMbi Tuna... 186 H . K p e j l O BCKM, U]npOKMe Me*3BS3flHbie ...213

14. B . f l e T p o B C K a a , 3BOJHOUMOHHbie MOflejiw c4)epimecKMX CMCTeM

3B83fl w ...233 H .

n.

Spis treici tomu X X I

₇

143 J i a 6 o p a T o p n i 5 u o 6 c e p B a T o p n f i

M. BejlMUKM, C. JI. r i e T p O B C K H , K. 3gj I KOBCKM, TpaeKTopMM

nepexofla MewAy ycTpoMHBbiMM nepnoflMMecKMMM op6nTaMM BOKpyr oflHoK u flByx Macc b orpawmeHHow 3 aflane TpSx Teji...261 Hay^Hbie acTponoMMMecKwe yMpe^aeHMH b cTpaHe. . ...264

f l H C K y C C M M

M

3

B. Ilam iHCKM, AcTpotJ)H3MKa — TeMaTHuecKMfi AOKJiafl... 265 A. OnoJibCKM, AcTpocJ)M3MKa - coflOKjiafl...271

X p O H M k a

M. C p O M M H b C K a , O m e T O 0 6 meM Co6paHMM nOJlbCKOrO AcTpOHOMH-MecKoro OemecTBa, Xo>KyB, 14 $eBpajiH 1973... 275 H). C m a k, B. 3 o h h , Othbt TjiaBHoro ripaBJieHMH IlojibCKoro Ac t p o h o-

MimecKoro OómecTBa o flesTejibHocTM b 1971-1973 roflax...277

CO/JEP)KAH14E TETPA4M 4

C T3Tb M

A. Kypo^KMH, 3bojiiouhh ... M. A. A 6 pa MOBn u, JlnHeiiHbie nyjibcaiMM u ycTpowmiBOCTb Bpamaio

muxcfl 3BS3A (no lllyuy)... 143 J i a 6 o p a T o p n i i u o 6 c e p B a T o p n i i

C. 3 e M6 a, 3aMeqaHiiH o paflH0H3JiyqeHWH CojiHua b fleuwMeTpoBoii noJioce. 305 C . 14 e p n e B C K M , 14. / l o M U H b C K H , KBapi^eBbiw reHepaTop c cyrouHOH

yCTOiiMMBOCTbK) +5 , 10’ 11 313

14. / J O MMHbCKM, MeTOfl CBH3aHHfl MeCTHOfó UlKa^bl BpeMGHH UTCgg c Me>KflyHapoflHbiM aTOMHbiM BpeMeHeM TAI...317

B . KyxoBMM, BTopaa BapwaijMfl

u

B . Kyxo BH ' i , P ejiHTMBUCTCKue c(|)epbi b nojiflpubix rayccoBbix

KOopAM-HaTax... 327 B . K y x o B i m , H e M T p w H H o e riojie b KocMimecKOM npocTpaHCTBe. . . 331

8

143 H ay > i Ho i i J i M T e p a T y p b i

P . T aJ ia c, ,ABM)KeHMe nojiioca u 3eMjieTpflceHHa...335

f l H C K y C C H M 143 MaTepwa^OB II KoHrpecca riojibCKoii IlayKM: T. C w T a p c K M , AcTpoMeTpMH m MexaHMKa Heóa - TeMarmecmft flO K Jiafl...343

K. K o 3 e Ji, AcTpoMeTpMH u MexaHMKa Heóa - coflOKjiafl... 348

X po h m k a Mwxaji KaM eHbCKM... 351

14. K o * e H e B C K a , M. Ky b f l K, 50 jieT cymecTBOBaHMn IlojibCKoro AcTpoHOMMHecKoro OfimecTBa... 355 Kp a TKMe c o o 6 i u e HMS CONTENTS NUMBER 1 W. I w a n o w s k a , Nicolaus Copernicus... 3 A R T I C L E S B. P a c z y ń s k i , Late Stages of Stellar Evolution . ... 9

J. P. L a 8 o t a, Relativistic Astrophysics. Part III. Gravitational Collapse, Singularities and Black H ole s... 25

B. K r y g i e r , J. K r e m p e ć , Observational Aspects of Black H o le s ... 37

G. S ę k , A. S t a r n a w s k i , Fourier Spectroscopy in A stro no m y ... 53

B. K o ł a c z e k , Review of the Apollo Lunar Exploration Programme... 65

C H R O N I C L E B . K o l a c z e k , W . Z o n n , COSPAR 1972 ... 75

NUMBER 2 A R T I C L E S M . A . A b r a m o w i c z , Relativistic Astrophysics. I V ...87

Z. K 1 i m e k, Singularities in General Relativity and Cosmology... 115

Spis treści to m u X X I

₉

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

L. F r a s i i i s k i , More on the effects of the Relative Shifts o f the Minima o f Eclipsing Bina­

ries ...141

W. S z y m a ń s k i , Two Maxima o f the XX Cycle o f Solar A c t i v i t y ... 145

Astronomical Scientific Institutions in P o la n d ...148

D I S C U S S I O N S B. P a c z y ń s k i , S. P i o t r o w s k i , Memorandum o f the Subsection of Astrophysics, Astronomy and Space Physics prepared for Physics Section o f the II—nd Congress of Polish S c ie n c e ... 149

J. S m a k , Copernicus Astronomical C entre... 153

S. G o r g o l e w s k i , The proposed Radioastronomical Centre in T o ru n ... 154

S. G r z ę d z i e l s k i , Z. K ł o s , Organizational Project o f Intensifying Research in the Field of Space Physics in P oland... ... 156

C H R O N I C L E P. F 1 i n, Summer School on Observational and Theoretical Cosmology, Opole 1972 . . . . 161

N U M B E R 3 A R T I C L E S W. Z o n n, Copernicus and Modern S c ie n c e ...171

M. H ł o n d , Registration Methods o f the Solar X-Ray R a d i a t i o n ... 175

S. R u c i li s k i. The Binary Systems of W Ursae Majoris Type (W U M a ) ... ... 189

J . K r c ł o w s k i , Diffuse Interstellar L in e s ... ... 213

I. W. P i e t r o w s k a j a, The Evolutional Models o f Spherical Systems of Stars and Calaxies . 233 J. P. L a s o t a, Relativistic Astrophysics. V ... 251

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S M. B i e l i c k i , S.L . P i o t r o w s k i , K. Z i ó ł k o w s k i , Transition Trajectories Between Stable Periodic Orbits Around One and Two Masses in the Restricted Three Bodies P r o b l e m ... 261

Scientific Astronomical Centres in Poland ... 264

D I S C U S S I O N S Preparing the 2 n<* Congress of Polish Science : B. P a c z y i i s k i , Astrophysics — a R e p o r t ... ... 265

A. 0 p o 1 s k i. Astrophysics — a C o - r e p o r t ...271

C H R O N I C L E M. S r o c z y r f s k a , Minutes from the Planary Meeting o f the Polish Astronomical Society, Chorzów, 14th February, 1973... 275

J. S m a k, W. Z o n n, Report on the Activities of the Board o f the Polish Astronomical Socie­ ty in years 1971—73... 277

10 S p is tre śc i to m u X X I — I n d e k s

NUMBER 4

A R T I C L E S

D. K u r o c z k i n , E volution o f G a l a x i e s ... 283 M. A. A b r a m o w i c z, L inear Pulsations and S tab ility o f R o tatin g Stars (follow ing S c h u tz ) . . 293

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

S. Z i ę b a, Rem arks C oncerning th e Solar R adio Em ission in th e D ecim etric B a n d ... 305 S. C i e r n i e w s k i, I. D o m i ń s k i, Q uartz G enerator w ith ±5‘1 0 'n D iurnal S tability . . . 313 I. D o m i ii s k i, M ethods o f Linkage o f th e L ocal UTCgQ Time Scale w ith th e In tern a tio n a l

A tom ic Tim e ( T A I ) ... 317 B. K u c h o w i c z , T he Second V ariation and a G eneralization o f C handrasekhar’s E q u atio n 323 B. K u c h o w i c z , R elativistic Spheres in Polar Gaussian C o o r d i n a t e s ...327 B. K u c h o w i c z , The N eutrino F ield in Cosm ic S p a c e ...331

F R O M S C I E N T I F I C L I T E R A T U R E

R. G a 1 a s, Pole's M otion and E a rth q u a k e s ... ...335

D I S C U S S I O N Preparing th e 2 n ^ Congress o f Polish Science:

G. S i t a r s k i, A strom etry and Celestical Mechanics — a R e p o r t ... ... 343 K. K o z i e ł, A stro m etry and Celestical M echanics — a C o -re p o rt... ... 348

C H R O N I C L E

I M ichał K am ieilski 1...351 I. K o r z e n i e w s k a , M. K u b i a k , 50 Years o f Polish A stronom ical S o c i e t y ...355

N O T E S

I N D E K S

Zeszyt Strona M. A. A b r a m o w i c z , A strofizyka relatyw istyczna. I V ...2 87 M. A. A b r a m o w i c z, Liniow e pulsacje i stabilność ra tu jąc y c h gwiazd (wg

S chutza) . ... 4 293 M. B i e 1 i c k i, | Michał Kamieiiski | ... 4 351 M. B i e l i c k i , S. L. P i o t r o w s k i , K. Z i ó ł k o w s k i Trajektorie przejścia

m iędzy stabilnym i o rb ita m i periodycznym i w o k ó ł jednej i o b u m as w ogra­

Indeks

₁₁

Zeszyt Strona S. C i e r n i e w s k i , I. D o m i ń s k i, Generator kwarcowy o stabilności dobo­

wej ±5'10’l ł ...4 313 I. D o m i ii s k i, Metody powiązania lokalnej skali czasu UTCflO z międzynaro­

dowym czasem atomowym TAI ... ...4 317 I. D o m i ii s k i, patrz S. C i e r n i e w s k i

P. F 1 i n, Letnia Szkoła Kosmologii Obserwacyjnej i Teoretycznej, Opole 1972 . 2 161 L. F r a s i ń s k i, Jeszcze o efektach względnego przesunięcia minimów gwiazd

zmiennych zaćm ieniow ych... ...2 141 R. G a 1 a s, Ruch bieguna a trzęsienia Z ie m i... ...4 335 S. G o r g o l e w s k i , Proponowany Ośrodek Radioastronomii w Toruniu . . . 2 154 S. G r z ę d z i e l s k i , Z. K ł o s , Projekt organizacyjny intensyfikacji badali

w zakresie fizyki kosmicznej w ramach P A N ... ...2 156

M. H ło n d, Metody rejestracji rentgenowskiego promieniowania Słońca . . . 3 175

W. I w a n o w s k a, Mikołaj K o p e rn ik ... ...1 3 | Michał Kamieński | patrz M. B i e 1 i c k i

Z. K 1 i m e k, Osobliwości w ogólnej teorii względności i w kosmologii . . . . 2 115 Z. K ł o s, patrz S. G r z ę d z i e l s k i

Z. K ł o s, Pomiar pól elektrycznych w jo n o s f e r z e ...2 127 B. K o ł a c z e k, Przegląd wyników eksploracji Księżyca programu Apolla . . . 1 65 B. K o ł a c z e k , W. Z o n n, COSPAR 1972 ... ... 1 75 1. K o r z e n i e w s k a, M. K u b i a k, 50 lat istnienia Polskiego Towarzystwa

Astronomicznego... 4 355 K. K o z i e ł. Astrometria i mechanika nieba — k o re fe ra t... ... 4 348 J. K r e ł o w s k i , Rozmyte linie międzygwiazdowe... ... 3 213 J. K r e m p e i, patrz B. K r y g i e r

B. K r y g i e r , J. K r e m p e c , Obserwacyjne aspekty czarnych dołów . . . 1 53 M. K u b i a k, I. K o r z e n i e w s k a , 50 lat istnienia Polskiego Towarzystwa

Astronomicznego... 4 355 B. K u c h o w i c z , Druga wariacja i uogólnienie równania Chandrasekhara . . 4 323 B. K u c h o w i c z , Kule relatywistyczne we współrzędnych biegunowych Gaussa 4 327 B. K u c h o w i c z , Pole neutrinowe w przestrzeni k o s m ic z n e j... ...4 331 D. K u r o c z k i n , Ewolucja galaktyk . . . . . ... 4 283 J, P. L a s o t a. Astrofizyka relatywistyczna. I I I ... ...1 25 J. P. L a s o t a. Astrofizyka relatywistyczna. V ... ...3 251 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a j u ...2 148 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a j u ...3 264 A. 0 p o 18 k i, Astrofizyka — k o r e f e r a t... ...3 3271 B. P a c z y ń s k i , Astrofizyka — referat te m a ty c z n y ... ... . . . 3 265 B. P a c z y ń s k i , Późne stadia ewolucji g w iazd ... ... 1 9 B. P a c z y ń s k i , S. P i o t r o w s k i , Referat zbiorczy Podsekcji Astrofizyki,c

Astronomii i Fizyki Kosmicznej przygotowany dla Sekcji Fizyki II Kongresu

Nauki P o ls k ie j... 2 149 I. W. P i t r o w s k a j a, Ewolucyjne modele sferycznych układów gwiazd i galak­

tyk ... ... 3 233 S. P i o t r o w s k i , patrz M. B i e 1 i c k i

S. P i o t r o w s k i , patrz B. P a c z y ń s k i

S. R u c i ń 8 k i , (Jkłady podwójne W Ursae Majoris (W U M a ) ... ...3 189 G. S ę k , A. S t a r n a w s k i , Spektroskopia furierowska w astronomii . . . . 1 53 G. S i t a r s k i , Astrometria i mechanika nieba — referat te m a ty c z n y ... 4 343 J . S m a k , Centrum badań astronomicznych im. Mikołaja K opernika... '2 153 J. S m a k, W. Z o n n, Sprawozdanie Zarządu Głównego Polskiego Towarzystwa

Astronomicznego z działalności w latach 1 9 7 l-:i973 ... ... 3 277 M. S r o c z y ń s k a , Sprawozdanie z Walnego Zebrania Polskiego Towarzystwa

12 In d eks

A. S t a r n a w s k i , patrz G. S ę k

W. S z y m a i i s k i , Podwójne maksimum 20 cyklu ... 2 148 S. Z.i ę b a, Uwagi na temat promieniowania radiowego Słońca w paśmie decy­

metrowym ... 4 305 K. Z i ó ł k o w s k i , patrz M. B i e 1 i c k i

Z materiałów II Kongresu Nauki P o ls k ie j... 3 265 Z materiałów II Kongresu Nauki P o ls k ie j... 4 343 W. Z o n n, patrz B. K o ł a c z e k

W. Z o n n, Kopernik a nauka w sp ó łc z e s n a ... 3 171 W. Z o n n, patrz J . S m a k

M ikołaj K o p e rn ik

POSTĘPY AST RONOM II Tom X X I (1973). Zeszyt 1

M I K O Ł A J K O P E R N I K

W powodzi słów i pism, przelewającej się przez nasz kraj w związku z pięćsetną roczni­ cą urodzin Mikołaja Kopernika, rzadko się słyszy głosy astronomów, tych, którzy — zda­ wałoby się — najwłaściwiej mogą ocenić znaczenie i rolę tej niezwykłej postaci. Niewielu spośród nich interesuje się historią astronomii. Zafascynowani współczesnym rozwojem nauk ścisłych, adepci tych nauk nie znajdują chęci i czasu dla studiów historycznych. Nie sposób jednak minąć postaci Mikołaja Toruiiczyka bez pobieżnej choćby refleksji, gdy się stąpa po Ziemi, na której on żył i gdy się próbuje uprawiać naukę, którą on zapoczątko­ wał. Taką refleksję, z konieczności subiektywną, zawiera niniejszy artykuł.

Mówi się, że astronomia jest jedną z najstarszych nauk, tak dawną, jak dawno istnieje na ziemi człowiek, który musiał rozumnie układać swoje czynności i prace według rytmu dni i nocy, miesięcy i pór roku, do czego były potrzebne obserwacje nieba. Astronomia zrodziła się z praktycznych potrzeb człowieka podobnie, jak wiele innych nauk oraz z faktu, że Ziemia nie jest ciałem izolowanym w przestrzeni kosmicznej, że jest powiązana szeregiem zależności z innymi ciałami, w pierwszym rzędzie ze Słońcem. Uświadomienie tego faktu i jego uzasadnienie stanowi główną przesłankę dzieła Kopernika. Ustawiając prawidłowo Ziemię w szeregu planet, okrążających Słońce i przenosząc układ odniesienia do gwiazd, Kopernik przygotował teren i położył fundamenty pod budowę gmachu nowo­ czesnej astronomii. Z wiedzy użytkowej, służącej do orientacji w czasie i przestrzeni, tu­ dzież do układania horoskopów i legend, astronomia stała się dzięki Kopernikowi nauką o Wszechświecie. Stało się to w czternaście stuleci po napisaniu „wielkiego dzieła” astro­ nomicznego przez Ptolemeusza i na siedemdziesiąt lat przed zastosowaniem lunety do obserwacji nieba przez Galileusza.

Nie można dziełu Ptolemeusza, jak też niektórym pracom astronomów arabskich, od­ mówić charakteru naukowego. Poziomem matematycznym „Almagest” niewiele ustępuje „Obrotom” Kopernika, w obu dziełach głównym instrumentem jest geometria Euklidesa. Zastanawiające jest, dlaczego Ptolemeusz będąc tak biegłym matematykiem nie podjął próby opracowania systemu heliocentrycznego skoro niektórzy jego poprzednicy wypo­ wiadali już takie idee, a sam on chyba zdawał sobie sprawę ze słabości logicznej geocen- tryzmu. Wydaje się, że nie chodziło mu o to, , jak jest naprawdę” — nie było zapotrzebo­ wania społecznego na takie postawienie problemu; chodziło o znalezienie dobrego „algo­ rytmu” do ujęcia czasowego przebiegu obserwowanych na niebie zjawisk. I skoro udało mu się opracować dość dobry na owe czasy algorytm, bez przeciwstawiania się prze­ świadczeniu o nieruchomości Ziemi, cel został osiągnięty. Podobnie musieli rozumować jego następcy, którzy starali się poprawiać kolejno algorytm Ptolemeusza w miarę, jak on

4

odbiegał coraz bardziej od obserwacji. Dopiero Kopernik p o sta w i zdecydowanie diagnozę błędności samego systemu i opracował nowy system, którego logiczne i faktograficzne uzasadnienie podał w swym dziele. Nie było to zadanie łatw e, ponieważ m ateriał obser­ wacyjny, do którego należało nawiązać był wciąż szczupły i mało dokładny, a warsztat m atem atyczny, którym dysponował, jeszcze bardzo ubogi. Ponadto ciążył na wszystkim, na nauce, filozofii, religii i na powszechnym mniemaniu naiwny antropocentryzm , dla którego nieruchom a Ziemia w środku Wszechświata była bezsporną oczywistością. Jest nią zresztą i dzisiaj dla naszych umysłów, pomimo przyjęcia przez um ysł heliocentryzm u.

Wiele było dociekali i dyskusji na tem at, gdzie i kiedy Kopernik powziął ideę o helio- centrycznej budowie systemu planetarnego, jakie argumenty czy zdarzenia naprowadziły go na tę myśl. Sądzę, że powzięcie idei heliocentryzm u nie wymagało jakichś nadzwyczaj­ nych zdarzeii czy długich studiów. Krytyczny i sprawny umysł Kopernika mógł wcześni dojść do wniosku, że dzienny obrót całego nieba łącznie z gwiazdami dokoła Ziemi jest mało praw dopodobny, ponieważ najdalsze obiekty — a więc gwiazdy — musiałyby mieć bardzo wielkie prędkości liniowe w tym ruchu, natom iast znacznie bardziej jest praw do­ podobne, że to właśnie Ziemia obraca się dokoła swej osi. Ten argument przytacza Koper­ nik w pierwszej księdze „De revolutionibus”.

Jeśli chodzi o budowę układu planetarnego, ciałem wyróżniającym się w nim jest nie­ wątpliwie Słońce, które „oświetia wszystko i kieruje rodziną planet, krzątającą się doko­ ła ” („De revolutionibus” , księga pierwsza). A więc znowu argument większego prawdo­ podobieństwa sugeruje Kopernikowi, że Słońce znajduje się w środku układu planetarne­ go, a Ziemia jest jed n ą z planet krążących wokół niego. 0 ile sama koncepcja heliocen­ tryzm u mogła przyjść wcześnie — w jakim ś momencie olśnienia, czy drogą stopniowego dojrzewania myśli — o tyle szczegółowe uzasadnienie tej koncepcji, wyprowadzenie wszystkich jej konsekwencji dla obserwowanych ruchów wszystkich ciał układu planetar­ nego i skonfrontowanie modelu z obserwacjami cudzymi i własnymi było zadaniem nie­ zwykle trudnym i żm udnym, realizowanym w ciągu kilkudzięsieciu lat kolejnymi przybli­ żeniami przez wykonywanie dodatkow ych obserwacji i poprawianie teorii. Nie było bo­ wiem tak, że wszystko od razu „się zgodziło” i nigdy tak nie bywa przy trudnych zagad­ nieniach. Pierwsze przybliżenie, zakładające orbity kołowe planet, dawało poważne nie­ zgodności z obserwacjami. Nie bez przykrości zapewne musiał Kopernik powrócić do epicykli, które z takim triumfem usunął z dawnego systemu, zastępując je paralaktycznym efektem rocznego ruchu Ziemi. Na pociechę epicykle Kopernika były małe, miały one na celu przejęcie niejednostajności ruchów orbitalnych wynikających z eliptyczności orbit planetarnych — o elipsach bowiem nie śmiał jeszcze Kopernik myśleć. Nie mógł też m y­ śleć o perturbacjach, wywoływanych wzajemnym oddziaływaniem planet, trudno mu też było ująć złożoność ruchu Księżyca bez znajomości prawa grawitacji i praw dynamiki. Z tych względów dzieło Kopernika nie mogło osiągnąć idealnej zgodności z obserwacjami — i to z pewnością trapiło mistrza. Na szczęście, zdawał on sobie sprawę z niedokładności obserwacji, inaczej, być może, nie uległby namowom R etyka i przyjaciół do wydania dzieła. Czytając księgi „De revolutionibus” widzi się wyraźnie przepaść dzielącą koncep­ cję od jej sprawdzenia. 0 ile pierwszą księgę, zawierającą koncepcję teorii wraz z argumen­ tami w rodzaju wyżej przytoczonych, może i powinien przeczytać każdy piśmienny oby­ watel, o tyle lektura dalszych ksiąg jest zajęciem bardzo trudnym , pom im o że wykład

M ikołaj K opernik 5

i styl Kopernika jest bardzo przejrzysty. Po prostu przedm iot wymaga wielkiej koncen­ tracji umysłu i wyobraźni, uzbrojonych jedynie w elementarne środki matem atyczne. Po­ winniśmy zdawać sobie sprawę z tego, że sam autor musiał jeszcze bardziej utrudzać się, tworząc swe dzieło.

Zagadnieniem, które od czasu Hipparcha nękało astronomów, było zjawisko precesji, .cofania się punktów równonocnych. Wiele prac w szczególności poświęcili temu zjawisku astronomowie arabscy, różne też na ten tem at wysuwano pomysły. Kopernik musiał zająć stanowisko w tej sprawie. Rozstrzygnął ją znakomicie, przypisując Ziemi trzeci rodzaj ru­ chu — obrót osi ziemskiej. Wprawdzie opisał ten ruch nieco inaczej niż to się dzisiaj czyni, w koiicowym efekcie jednak opisy te są równoważne. Ruchoma jest więc znów Ziemia, nieruchome — gwiazdy.

Skoro jest mowa o gwiazdach, trzeba przypomnieć, że Kopernik pierwszy stwierdził, że znajdują sie one nieporównywalnie dalej niż planety. Wynika to z braku dostrzegalnych przesunięć paralaktycznych, odbijających roczny ruch Ziemi. Gdyby gwiazdy znajdowały się tuż za sferą Saturna, jak sądzono dotychczas, musiałyby zakreślać pęde, podobnie jak to czynią planety. Brak takich ruchów u gwiazd wysuwano jako główny zarzut przeciw heliocentrycznej teorii Kopernika. Zarzut ten Kopernik uchylił, usuwając gwiazdy daleko poza układ planetarny. „Sfera gwiazd stałych” straciła u Kopernika realne znaczenie, uży­ wał tego term inu tak, jak go dzisiaj używamy w astronomii sferycznej. Gwiazdy odsuwa Kopernik na bardzo duże, ale niekoniecznie jednakowe odległości, skoro mówi: „pytanie czy świat jest skończony czy nieskończony zostawmy do dyskusji filozofom przyrody” . Jak wielkie są odległości gwiazd dowiedzieliśmy się dopiero w trzysta lat po Koperniku, gdy zostały zmierzone pierwsze paralaksy: okazały się one mniejsze od jednej sekundy •hiku.

Na marginesie tej sprawy zapytajmy, czy Kopernik udow odnił w swoim dziele słusz­ ność swojej teorii, lub niesłuszność teorii geocentrycznej? Właściwie, nie. Kopernik wy­ kazał, że jego model jest niesprzeczny z obserwacjami oraz bardziej prawdopodobny i bliższy obserwacjom niż model Ptolemeusza. Pierwsze „dow ody” otrzym ał Galileusz, gdy zobaczył w swej lunecie fazy Wenus w takim przebiegu, jaki jest zgodny z modelem heliocentrycznym , a niezgodny z modelem geocentrycznym. Dalszymi dowodami roczne­ go ruchu Ziemi były odkrycia aberracji światła przez Bradleya i wspomniane pomiary pa- ralaks gwiazd dokonane przez Bessela i Struvego w r. 1838.

Tak wiec rozproszyła się ósma sfera — sfera gwiazd stałych, zbędna stała się sfera dzie­ wiąta skoro okazało się, że precesja jest wynikiem ruchu osi ziemskiej, znikło „primum mobile” jako siła zewnętrzna wprawiająca w obrót wszystkie sfery. Pojawił się natom iast potrójny ruch Ziemi, okrążający ją Księżyc i Słońce, rezydujące w środku układu planetar­ nego i kierujące rodziną planet. Stąd już nie jest daleko do pojęcia siły centralnej i prawa grawitacji. 0 ciężkości zresztą mówi Kopernik w pierwszej księdze, że jest ona dążnością naturalną skupiającą w kształt kuli nie tylko glob ziemski, ale również Słońce, Księżyc i wszystkie planety, które ponadto wykonują swe ruchy krążące.

Po trzydziestu z górą latach samotnego trudu Kopernika nad nowym wielkim dziełem pojawia się jego pierwszy i ostatni uczeń. Jerzy Joachim Retyk, młody profesor m atem aty­ ki z Wirtembergii przybywa do From borka na cztery lata przed śmiercią mistrza, a więc

6

w ostatnim momencie, aby zdążyć wspólnie z nim przygotować dzieło do druku i druk za­ kończyć. Ten dramatyczny finał staje się początkiem właściwego dramatu — walki o nową prawdę, o pierwszą rzetelną wiedzę o Wszechświecie. Jak wiadomo dzieło Kopernika nie zostało zaraz po opublikowaniu powszechnie przyjęte. Przyjmowały je z entuzjazmem co światlejsze jednostki, czynniki oficjalne natomiast, jak uniwersytety i kościoły ignorowały dzieło Kopernika lub wręcz je zwalczały z tych, czy innych względdw. Punktem kulmina­ cyjnym, a zarazem zwrotnym w tej walce były odkrycia Galileusza, potwierdzające w sposob oczywisty słuszność teorii Kopernika. Niesławny proces wytoczony Galileuszo­ wi przez Inkwizycję i wymuszenie odwołania swoich przekonali były aktem przemocy przegrywającej walkę opozycji.

Tak zaczął się wiek X V II. Poglądy Galileusza dzielił z nim młodszy od niego Jan Kep­ ler, który nie tylko stanął zdecydowanie na gruncie heliocentrycznej teorii Kopernika, ale w sposób istotny tę teorię udoskonalił, zastępując orbity kołowe (z epicyklami) orbitami eliptycznymi. Kepler przeprowadził analizę długiej serii obserwacji położeri planet wyko­ nanych przez jego mistrza Tychona Brahe. Owocem tej analizy są znane trzy prawa Kep­ lera. Wiele prac i artykułów na temat Keplera ukazało się niedawno w związku z czterech- setną rocznicą jego urodzin. Naświediły one znacznie dokładniej rolę Keplera w rozwoju nauki, choć nie obeszło się bez pomniejszania roli Kopernika na rzćcz Keplera u niektó­ rych autorów.

Nie ma chyba w całej historii nauki równie wspaniałej sekwencji myśli, jak ta, która wspina się po szczeblach nazwisk: Kopernik — Kepler — Newton. Kontynuując jak gdyby myśl Kopernika, Newton spostrzega, że ta sama siła — ciężkość, która utrzymuje Ziemię w jej kulistej postaci może utrzymywać Księżyc na orbicie okołoziemskiej. Prosty rachu­ nek pokazuje, że tak może być, jeżeli ciężkość maleje z kwadratem odległości. Jeżeli tak jest, to planety muszą poruszać się zgodnie z prawami Keplera. To udowadnia Newton w swym dziele „Philosophiae naturalis principia mathematica” (1687 r.). Ponadto formu­ łuje swoje podstawowe zasady dynamiki w formie aksjomatów, czy też definicji masy i siły. Zasady dynamiki i prawo grawitacji stają się podstawą rozwoju mechaniki ziem­ skiej i niebieskiej, zauważmy jednak, że same biorą początek z laboratorium niebieskiego, uporządkowanego przez Mikołaja Kopernika. Sekwencja nie urywa się na nazwisku Newtona. Albert Einstein, ogólna i szczególna teoria względności, kosmologia współczesna, promieniowanie grawitacyjne i kolaps grawitacyjny — to dalsze ogniwa tego łarfcucha, wiążące współczesną naukę z jej kopernikowskim początkiem. Takich powiązań jest wiele. Cała współczesna astronomia i fizyka wyrasta z tego samego pnia. Kopernik bowiem jest pionierem metody nauk matematyczno-przyrodniczych, polegającej na dialogu matema­ tyka z przyrodą, prowadzonego według schematu: koncepcja — obserwacje lub ekspery­ ment — analiza wyników — teoria. Sukces tej metody pobudził umysły do badali przyrod­ niczych podejmowanych i prowadzonych szerokim i coraz szerszym frontem. W historii nauk ścisłych uderza lawinowy charakter ich rozwoju. Przez kilkadziesiąt stuleci były one prawie że nieobecne, pomimo rozkwitu imponujących kultur humanistycznych w wielu krajach; rodzą się nauki ścisłe w wieku X V I i przez cztery zaledwie stulecia nabierają olbrzymiego rozpędu. W ślad za rozwojem nauk ścisłych postępuje technika tak szybko, że ju ż obecnie zaczynamy mówić o jej przerostach. I tak jak za czasów Kopernika prze­ wrót w naukach ścisłych zaczął się od astronomii, tak i obecnie największych sensacji

M ikołaj K o p e rn ik 7

w dziedzinie nauk m a tem atyczno-przyrodniczych dostarcza astronom ia, a szczytow e osiągnięcia techniczne realizują się w przestrzeni kosm icznej.

Nie ulega w ątpliw ości, że K opernik zajm uje w historii ludzkości miejsce niepow tarzalne i że jego pionierska rola w rozw oju nauki pow inna hytf zawsze, a szczególnie przy okazji wielkich rocznic, staw iana przed oczy całem u św iatu. D o d atk o w ą okolicznością, p o tę g u ­ ją c ą pow szechny szacunek dla postaci M ikołaja K opernika, je s t jego w yjątkow a o sobo­ wość. C hoc m ało mam y przekazów o jego życiu osobistym i nieraz usiłujem y zastąpić ten brak legendam i o w ątpliw ej w iarygodności, same fakty, jak ten, że K opernik tw o rzy ł sw o­ je wielkie dzieło sam, zdała od ośrodków akadem ickich, w najodleglejszym zakątku Ziemi („in h o r rem otissim o loco te rra e ” ) ja k sam pisze w liście ded y k acy jn y m , że tru d ził się nad nim poza licznym i zajęciam i zaw odow ym i, w czasie przeznaczonym na odpoczy n ek , bez jakiejkolw iek korzyści m aterialnej, że ociągał sie z publikow aniem dzieła, b o wciąż m u się w ydaw ało niedoskonałe — te fakty pasują K opernika na b o h atera nauki.

>

.

■

.

POSTĘPY ASTRONOM II Tom X X I (1973). Zeszyt 1

PÓŹNE STADIA EW OLUCJI GWIAZD

B O H D A N P A C Z Y Ń S K I Zakład Astronomii PAN (Warszawa)

ri03/JHM E CTAflMM 3BOJ1WUMM 3BE3/J B . r i a m i H b C K M

C o f l e p j K a H H e

B cT aT be pa c c M o T pe H b i t|,a 3 b l 3B0jikhimm 3B e3fl n o McqepnaHMM r e j i n a b s a p ę . 0 6 c y * fle H b i M oflejiw K pacH bix m ra H T O B c o cjioeB biM H MCTorHMKaMM B o flo p o fla w rejiMH w C B S3b M oflejiew c n p o S jie M o ft b o3 H m k h o b € «h h njiaHeT ap- Hbix T yM aHHocTeti. O ro B o p e H b i B o n p o c b i 3aropaHM H y r jie p o / ja jim 6 o BcribmieK

B BblpO)KfleHHOM yrjiepOflflOM Hflpe H MX CB33b C BCnbilliK3MM CBepXHOBblX

m B03HMKH0BeHHeM n y jib c a p o B .

LATE STAGES O F ST ELLA R EVOLUTION S u m m a r y

Evolutionary phases following the exhaustion of helium in the stellar cores are dis­ cussed. ITie models o f red griants with hydrogen and helium shell sources and their relevance to the problem o f formation o f planetary nebulae is considered. The problem of carbon ignition or detonation in degenerate carbon cores and its relevance to the super­ nova explosions and the origin of pulsars is discussed.

1. WSTĘP

W ciągu ostatnich kilkunastu lat nastąpił bardzo szybki rozwój teorii budowy we­ wnętrznej i ewolucji gwiazd. Złożyły się na to dwa czynniki. Po pierwsze, błyskotliwy postęp w konstrukcji coraz szybszych i pojemniejszych komputerów sprawił, że stały się możliwe obliczenia modelowe na skalę, która była dawniej nie do pomyślenia. Po drugie, nastąpił ogromny postęp w zrozumieniu procesów fizycznych zachodzących w materii o dużej gęstości i temperaturze. Dzięki tak znakomitej sytuacji w dziedzinie podstaw fi­ zycznych i możliwości obliczeniowych rozwój teorii ewolucji gwiazd był nieuchronny.

10

Równocześnie nastąpiła prawdziwa rewolucja w technikach obserwacyjnych. Zgroma­ dzono olbrzymi materia! dotyczący obserwowanych własności gwiazd. W ykryto promie­ niowanie elektromagnetyczne gwiazd we wszystkich dostępnych dziedzinach widma, od promieni gamma do radiowych. Odkryto obiekty zupełnie nowego typu — pulsary. Obser­ wuje się powstawanie gwiazd, a także znaczącą dla ich ewolucji utratę materii. Dzięki tym obserwacyjnym osiągnięciom staje się możliwa weryfikacja teorii i stymulowany jest jej rozwój.

W artykule tym pragnę ograniczyć się do zreferowania obecnej sytuacji w dziedzinie teorii późnych stadiów ewolucji gwiazd. Ograniczę się tylko do gwiazd nierotujących i o niezbyt dużych masach, a więc do tych, które znam najlepiej. Przez późne będę rozu­ mieć stadia ewolucji następujące po wyczerpaniu helu w jądrze gwiazdy, a więc po sta­ dium gwiazdy typu RR Lyrae lub Cefeidy. Ograniczę się do schematycznego tylko po­ równania teorii z obserwacjami. Istnieje ogromny m ateriał obserwacyjny dotyczący gwiazd na omawianych etapach ewolucji, takich jak zmienne typu Mira, gwiazdy węglo­ we, zmienne typu R Coronae Borealis (opisane ostatnio w „Postępach A stronom ii”, K r e ł o w s k i 1971), czerwone nadolbrzymy z innymi anomaliami składu chemicznego, jądra mgławic planetarnych, zapewne też zmienne typu W Virginis i gwiazdy symbiotycz- ne. Istnieją tu ogromne możliwości dla dokonywania porównań między teorią i obserwa­ cjami oraz bardziej szczegółowego wyjaśnienia statusu ewolucyjnego wymienionych obiek­ tów. Niestety, zadanie to ni? zostało dotąd dokonane i dlatego nie może być omówione w artykule przeglądowym.

2. PODSTAWOWE INFORMACJE 0 TEORII I OBSERWACJACH

Powszechnie wiadomo, że gwiazdy ewoluują przede wszystkim dzięki reakcjom term o­ jądrow ym zachodzącym w ich wnętrzach. W jądrach gwiazd, gdzie tem peratura jest naj­ wyższa, następuje synteza cięższych pierwiastków z pierwiastków lżejszych. Wydziela się przy tym energia będąca podstawą dla świecenia gwiazd. Początkowo zawarty w jądrze w odór zostaje „spalony” na hel, następnie dokonuje się synteza węgla i tlenu z helu. Póź­ niej „zapala” się węgiel i dokonuje się synteza jeszcze cięższych pierwiastków. Zazwyczaj po wyczerpaniu się zapasów kolejnego pierwiastka w jądrze następuje „spalanie” tego pierwiastka na powierzchni jądra, w bardzo cienkiej warstwie materii (shell source).

Wiadomo, że gwiazdy ciągu głównego znajdują się w stadium spalania wodoru w jądrze. Po wyczerpaniu wodoru w wewnętrznych 10% masy gwiazdy (jest to tzw. granica Schon- berga-Chandrasekhara) następuje odejście od ciągu głównego do obszaru czerwonych olbrzymów. Po zapaleniu helu w jądrze gwiazda jest początkowo czerwonym, a następnie żółtym lub niebieskim olbrzymem. W tym czasie wykonuje ona dość skomplikowane pętle na diagramie H-R i kilkakrotnie przecina pas niestabilności cefeid. Wreszcie po wyczer­ paniu helu w jądrze gwiazda trafia ponownie do obszaru czerwonych olbrzymów. Poczy­ nając od tego etapu losy gwiazdy zależą od ewentualnego chłodzenia jądra przez emisję neutrin wyprodukowanych pod wpływem tzw. uniwersalnych oddziaływali Fermiego.

W teorii budowy wewnętrznej rozważa się dwa typy procesów, które m ogą prowadzić do emisji neutrin. Jeden proces jest blisko związany z prom ieniotwórczym i rozpadami beta. W każdej przemianie jądra atomowego połączonej z wyrzuceniem dodatniego lub

P ó in e stadia ew olucji gw iazd

11

ujem nego e lek tro n u następuje rów nocześnie w yrzucenie n eu trin a lub an ty n eu trin a . Je st to fa k t znany doskonale z eksperym entów lab o ra to ry jn y ch dla setek różnych izotopów . T eoria takich procesów je s t św ietnie opracow ana i je st w bardzo dobrej zgodzie z w ynika­ m i dośw iadczeii. Podczas syntezy helu z w o d o m następuje kilka rozpadów ty p u b eta i em itow ane są n eu trin a lub an ty n eu trin a . N eu trin a tak słabo <xldziaływują z m aterią, że n aw e t jeżeli zostały w ytw o rzo n e w pobliżu centrum gwiazdy to u la tu ją bez przeszkód w przestrzeli kosm iczną, unosząc ze sobą znaczną ilość energii. G w iazdy ciągu głównego tra c ą w ten sposób kilka p ro ce n t energii w yprodukow anej w reakcjach syntezy helu. Tego ty p u neutrina pow inny b v ć prod u k o w an e we w nętrzu S łońca i am erykański fizyk D a v i s podjął p róbę w ykrycia ich przy pom ocy fantastycznie czułego d e te k to ra (D a v i s 1964, D a v i s i inni 1968. 1971). Niestety , w ynik dośw iadczeń b y ł n e g a ty w n y : w ekspe­ rym encie sw oim D a v i s p o d a ł górną granicę ew entualnego strum ienia n eu trin , k tó ra je st dziesięciokrotnie niższa od przew idyw ań te o re ty cz n y ch . Przegląd aktualnej sytuacji w tej dziedzinie podali Bahcall i Sears (1 9 7 2 ). S ytu acja ta je st niew esoła, gdyż — jak się w ydaje — nie rozum iem y czegoś podstaw ow ego w naszym S łońcu. Czyż nie je s t w ięc szaleństw em rozw ażać gwiazdy na p ó źn y c h etap ach ew olucji?

N iezależnie od n eu trin prod u k o w an y ch w rozpadach p ro m ieniotw órczych typu b eta m ogą być pro d u k o w an e n eu trin a pod w pływ em tzw . uniw ersalnych oddziaływ ań F erm ie­ go. Istnienie takich procesów przew iduje w ariant teorii oddziaływ ań słabych, w ariant uchodzący za b ard z o elegancki. N iestety, pom iary lab o rato ry jn e są ja k d o tą d z b y t m ało czułe, aby m óc spraw dzić te n w arian t teorii. Tak w ięc przem aw iają za nim przede w szyst­ kim względy n atury estetycznej. W rezultacie zachodzi konieczność rozpatryw ania m odeli gwiazd na późnych etapach ew olucji w dw u w ariantach: przy założeniu, że uniw ersalne oddziaływ ania F erm iego istnieją oraz przy założeniu, że oddziaływ ań tych nia m a. P onie­ w aż w n iek tó ry ch w ypadkach w yniki obliczeń m odelow ych zależą silnie od założenia 0 istnieniu emisji n eu trin , p rz e to m ożna m ieć nadzieję, że na drodze obserw acji o d p o w ied ­ nich gwiazd uda się zw eryfikow ać istnienie uniw ersalnych oddziaływ ań Ferm iego (patrz np. S t o t h e r s 1970). N iestety , obecny poziom teorii budow y w ew nętrznej i sto su n k o ­ wo niepew na in te rp re tac ja danych obserw acyjnych nie pozw alają na rozstrzygnięcie tego problem u.

Jeżeli przyjąć, że uniw ersalne oddziaływ ania Ferm iego nie istnieją, to węgiel zapala się w ją d rz e gwiazdy w k ró tce p o w yczerpaniu helu ( K i p p e n h a h n i inni 1966). Jeżeli na­ to m iast oddziały w ania te istnieją, to em isja n eu trin b ardzo silnie chłodzi ją d ro gw iazdy 1 m oże b ardzo op ó źn ić zapalenie się węgla (W e i g e r t 1966). Problem ow i zapalenia się węgla będzie pośw ięcona znaczna część tego arty k u łu .

W ja k i sposób zakończyć się m oże term ojądrow a ew-olucja gw iazdy? Od lat ro z p a try ­ w ane były dwie m ożliw ości, poniew aż obserw ow ane były dwa ty p y ob iek tó w , k tó re w y­ glądały ja k o sta tn ie stadia ew olucji gw iazd: m gławice p lan etarn e i gwiazdy supernow e. Ju ż w latach trzy d ziesty ch Z w i c k y (1 9 3 8 ) sugerow ał, że w ybuchy supernow ych zwią­ zane są z zapadnięciem się ją d ra gw iazdy d o stanu gwiazdy neutro n o w ej. H ip o teza ta zo ­ stała o sta tn io p o tw ierd zo n a dzięki o dkryciu pulsarów . D aw no też zw rócono uwagę, że białe karły m ogą b y ć końcow ym i p ro d u k tam i ew olucji niek tó ry ch gwiazd. O grom ne zna­ czenie m iała tu praca S z k ł o w s k i e g o (1 9 5 6 ), k tó ry w ysunął h ip o te zę , źe mgławice planetarne pow stają z o to czek czerw onych olbrzym ów . N atu raln e b y ło dalsze

przypu-12 li. Paczyński

szczenie, że ją d ra mgławic p lanetarnych są to daw ne ją d ra czerw onych olbrzynjów , i że po w ystygnięciii stan ą się białym i karłam i. Zagadką, nierozw iązaną d o chwili obecnej, je st m echanizm fizyczny prow adzący d o u traty otoczki przez czerw onego olbrzym a. P odobnie nie je s t jeszcze znana przy czy n a w ybuchów supernow ych m im o wielu h ip o tez w ysunię­ tych dla w yjaśnienia tego zjawiska. Je d n y m z głów nych zadań stojących przed teorią ew olucji gwiazd je s t wyjaśnienie pow staw ania białych karłów i gwiazd n eutronow ych, mgławic planetarnych i gwiazd supernow ych.

3. OBLICZENIA MODELOWE

S tru k tu ra w ew nętrzna gwiazd i jej zm iany w czasie opisane są przez układ rów nali ró ż ­ niczkow ych cząstkow ych, tzw . rów nań budow y w ew nętrznej. R ozw iązania tych rów nań znajdow ane są na drodze num erycznej i n o sz ą nazw ę m odeli gwiazd. O bliczenia n u m e ry ­ czne w ykonyw ane są obecnie w yłącznie przy użyciu k o m p u te ró w . Z nalezienie jednego m odelu w ym aga w y k onania kilku m ilionów operacji m a tem aty c zn y c h , zaś prześledzenie ew olucji jednej gwiazdy w ym aga obliczenia kilk u set lub kilku tysięcy m odeli opisujących stru k tu rę gwiazdy w kolejnych m o m en tach czasow ych. O bliczenia w ykonyw ane są niemal w yłącznie m e to d ą H enyeya opisaną przed kilku laty w „P ostępach A stro n o m ii” (P a- c z y ii s k i 1966). Program y ew olucyjne o p arte na tej m etodzie używ ane są obecnie w kil­ kudziesięciu ośrodkach astronom icznych na świecie.

Pierwsze obliczenia m odelow e ć ' ” gw iazdy, w któ rej ją d rz e nastąpiło w yczerpanie helu w ykonane zostały przez S c h w a r z s c h i l d a i H i i r m a (1 9 6 5 ), K i p p e n h a h n a i w spółpracow ników (1 9 6 6 ) i przez W e i g e r t a (1 9 6 6 ). W gw iazdach takich spalanie w odoru i helu następuje w cienkich w arstw ach. Prace S c h w a r z s c h i l d a i H a r m a oraz W e i g e r t a w ykazały, że jeżeli rozm iary węglowego ją d ra są m ałe, zaś m asa s to ­ sunkow o du ża (czyli, że gaz elek tro n o w y w jądrze je s t zdegenerow any), to proces spalania helu w cienkiej w arstw ie prow adzi do niestabilności cieplnych. W w yniku tych niestab iln o ­ ści spalanie helu je s t silnie zm ien n ą fu n k cją czasu i znaczna częś<5 syntezy węgla i tlenu zachodzi w trakcie sto su n k o w o k ró tk ic h pulsów cieplnych. Pulsy takie następują co kilka­ dziesiąt tysięcy la t. W czasie pulsu, trw ającego zw ykle kilkaset lat, p ro d u k cja energii w w arstw ie palącej hel w zrasta tak silnie, że we w n ętrz u gwiazdy w ytw arza się obszar kon- w ektyw ny. Zjawisku tem u tow arzyszy ekspansja w arstw y helow ej i znaczne obniżenie tem p eratu ry w arstw y palącej w odór. E fe k t je st taki, że w trakcie pulsu jasność po w ierzch ­ niow a gwiazdy i jej prom ień m aleją o kilkadziesiąt p ro ce n t. Tym czasem w w arstw ie p alą­ cej hel strum ień ciepła by w a setki razy większy niż jasność pow ierzchniow a. Praktycznie cały ten strum ień zu ży ty zostaje na do k o n an ie ekspansji w arstw y helow ej.

W trakcie pulsów cieplnych następuje b ard z o ciekawe zjaw isko. K onw ekcja w w arstw ie helowej sięga aż d o obszarów , w k tó ry c h są resztki w odoru. P ow oduje to pew ne m ieszanie m aterii pom iędzy obszaram i spalania w odoru i helu, co z kolei prow adzi d o dość egzo­ tycznych reakcji ją d ro w y c h produ k u jący ch sw obodne n eu tro n y . S w o b o d n e n eu tro n y p o ­ chłaniane są przez różne ją d ra atom ow e, zw iększając ich m asę. Z daniem S a n d e r s a (1 9 6 7 ) m oże to do p ro w ad zić d o znacznego w zbogacenia gw iazdy w pierw iastki bardzo ciężkie i b y ć m oże takie je s t pochodzenie gwiazd z n iek tó ry m i anom aliam i składu

che-P ó in e stadia ew olucji gw iazd 13

m icznego. N iestety, odpow iednie obliczenia m odelow e są b ard z o kosztow ne oraz niepew ­ ne, tak ja k w szystkie p roblem y, w k tó ry ch należy uw zględniać konw ekcję.

Pulsy cieplne pojaw iają się w gw iazdach o m asach zbliżonych d o słonecznej niezależnie od tego, czy uniw ersalne oddziaływ ania istnieją, czy nie. P oczątkow a m asa węglowego ją d ra je s t w tych gw iazdach bliska 0,5 Mqi ją d ra te są b ardzo gęste, za śg a z elektronow y je s t w nich zdegenerow any. Tak więc rozm iary ją d ra i prom ień w arstw y, w któ rej pali się hel są małe i p o w sta ją sprzyjające w arunki dla p ow stania niestabilności cieplnych. D latego też m ożna przypuszczać, że gwiazdy w grom adach kulistych p o przejściu przez stadium gałęzi ho ry zo n taln ej i ponow nym w kroczeniu w obszar czerw onych olbrzym ów będ ą p rze­ chodzić przez kolejne pulsy cieplne. J a k w ynika z obliczeii S c h w a r z s c h i l d a i H a r m a (1 9 7 0 ), w trakcie pulsu cieplnego gw iazda m oże opuścić na k ró tk i czas obszar czerw onych olbrzym ów i trafić do pasa niestabilności cefeid. S c h w a r z s c h i l d i H a r m sugerują, że gw iazdy pulsujące ty p u W Virginis, czyli tzw . cefeidy II populacji, zn ajd u ją się w trakcie p rzechodzenia przez pulsy cieplne. Poniew aż jasn o ść gwiazd po opuszczeniu gałęzi ho ry zo n taln ej w zrasta, p rz e to zm ienne ty p u W V irginis p ow inny b y ć jaśniejsze od gwiazd ty p u R R L yrae. N iestety, m odele S chw arzschilda i H arm a ew oluują tak szybko poprzez pas niestabilności cefeid, że okres pulsacji gwiazd ty p u W Virginis p o ­ w inien być szybko zm ienny, a tego nie obserw uje się.

Należy tu podkreślić, że b rak je s t d o tą d dow odów obserw acyjnych na istnienie om a­ wianych niestabilności cieplnych, ch o ć pew ne anom alie składu chem icznego czerw onych olbrzym ów i zm ienność n iek tó ry ch gwiazd centralnych mgławic p la n eta rn y c h m oże być zw iązana z ty m i niestabilnościam i.

Przejdźm y teraz d o gwiazd o m asach k ilkakrotnie w iększych od słonecznej. W gw ia­ zdach tych hel zostaje w yczerpany od razu w jąd rze o masie bliskiej 1 Mq 1 ta k ą też m asę początk o w ą m a ją d ro węglowe. 0 ile uniw ersalne oddziaływ ania F erm iego nie istnieją, to ją d ro takie kurcząc ogrzew a się na tyle, że b ard z o szybko następuje zapalenie węgla ( K i p p e n h a h n i inni 1966). Proces ten dzieje się przy niewielkiej degeneracji gazu elektronow ego i przebiega sto su n k o w o łagodnie. N iestety , obliczenia K i p p e n h a h n a i w spółpracow ników nie były k o n ty n u o w an e p oprzez stadium palenia i w yczerpania węgla. C o więcej, są to je d y n ie opublikow ane obliczenia, w k tó ry ch zaniedbana została em isja neutrin i k tó re dopro w ad zo n e zostały choćby d o stadium zapalenia się węgla. Tak więc p rak ty czn ie nic nie w iadom o o w łasnościach m odeli gwiazd o średniej masie w sta ­ dium palenia węgla dla w ypadku, gdy em isja neu trin została zaniedbana. Poniew aż nie w iadom o, czy om aw iana em isja zachodzi czy też nie, p rz e to m am y tu pow ażn ą lukę w obliczeniach m odelow ych. S tadium palenia się węgla m oże trw ać kilka m ilionów lat i m ieć znaczenie dla ew olucji czerw onych olbrzym ów i nadolbrzym ów . Należy podkreślić, że przy tych obliczeniach m odelow ych nie należy spodziew ać się pow ażniejszych tru d n o ­ ści num erycznych i że są one całkow icie w zakresie m ożliw ości w spółczesnych k o m p u te ­ rów.

P raktycznie w szystkie obliczenia m odelow e dla p ó źnych stadiów ew olucji gwiazd o średnich m asach d o k o n an e zostały przy założeniu istnienia uniw ersalnych oddziaływ ań Ferm iego i w ynikającej z nich emisji n eu trin . Em isja ta pow oduje silne chłodzenie węglo- wego ją d ra gw iazdy. Tak więc w praw dzie ją d ro to kurczy się p o swym pow stan iu , lecz zam iast ogrzewać się — stygnie, węgiel nie zapala się, nato m iast następuje silna degeneracja

14 B. Paczyński

gazu elektronowego. Jądro węglowe zaczyna przypominać swą strukturą białego karła. Jego rozmiary są bardzo male, mały też jest promień warstwy, w której pali się hel. W rezultacie pojawia się niestabilność i pulsy cieplne podobne do tych, które wykryto w modelach gwiazd o małej masie. Pierwsze obliczenia modelowe tego typu przeprowa­ dził dla 5 Mq W e i g e r t (1966). Późniejsze rachunki ( P a c z y ń s k i 1970a, 1971a)

wykazały, że podobnie ewoluują modele o masach 3, 5, i 7 M q .

Rozpatrzmy obecnie szczegółowiej ewolucje gwiazd o średnich masach (1—8 M g) od momentu, gdy wytworzyły one bardzo gęste węglowe jądra, zaś w warstwie palącej hel pojawiły się niestabilności cieplne. Z eksperymentów numerycznych wynika, że dla prze­ śledzenia ewolucji przez jeden pełny cykl związany z pulsem cieplnym należy obliczyć kilkaset modeli gwiazdy, zaś można się spodziewać, że ogólna ilość pulsów wyniesie kilka­ set zanim zapali się węgiel w jądrze. Oznacza to, że dla prześledzenia tej fazy ewolucji krok po kroku należy obliczyć ok. 105, a być może nawet 106 modeli gwiazdy. Jest to praktycznie niemożliwe nawet przy użyciu współczesnych komputerów. Należy jeszcze wziąć pod uwagę i to, że z pulsami cieplnymi związane jest pojawienie się konwekcji w warstwach o zmiennym składzie chemicznym, a zatem tzw. półkonwekcji. Zjawisko to nie jest jeszcze w pełni zrozumiałe teoretycznie. Nie ma więc pewności, że ewentualne szczegółowe obliczenia ewolucyjne prowadziłyby do prawidłowych wyników.

W tej sytuacji konieczne było opracowanie metody, pozwalającej na przybliżone choć­ by prześledzenie omawianej fazy ewolucji przy możliwie skromnym zużyciu czasu kom­ putera. Podjęto kilka mniej lub bardziej udanych prób w tym kierunku ( H a r m i S c h w a r z s c h i l d 1966,1 b e n 1967, R o s e 1967, S w e i g e r t 1971). Zdaniem autora artykułu stosunkowo najlepsze wyniki daje metoda zakładająca, że przepływ ma­ terii przez warstwy spalania wodoru i helu jest stacjonarny, i opracowana przez E g g I e- t o n a (1967), U u s a (1969), i P a c z y ń s k i e g o (1970b). W metodzie tej wystarcza obliczać ilość modeli mniejszą o czynnik 1()2 lub 103 od ilości potrzebnej przy użyciu standardowej metody Henyeya, zarazem jednak całkowicie tłumione są niestabilności cieplne. Można mieć nadzieję, że otrzymywane wyniki odpowiadają jakiemuś „uśrednie­ niu” po pulsach cieplnych, lecz — niestety — nikomu nie udało się tego udowodnić. Nie wiadomo więc, czy takie „uśrednianie” daje prawidłowe wyniki. Tak czy owak tylko przy założeniu o stacjonamości warstw palących wodór i hel udało się doprowadzić ewo- lucję gwiazd o średnich masach do momentu zapalenia się węgla. Ze względu na postulo­ waną emisję neutrin i związane z nią chłodzenie jądra gwiazdy węgiel zapala się dopiero, gdy masa zdegenerowanego jądra jest bliska 1,4 Mq, gęstość centralna sięga 5-109 g/cm3

i temperatura centralna wynosi ok. 3-108 °K.

4. POWSTAWANIE MGŁAWIC PLANETARNYCH

Fundamentalne znaczenie dla zrozumienia procesu powstawania mgławic planetarnych miały prace S z k ł o w s k i e g o (1956), 0 ’ D e 11 a (1963) i S e a t o n a (1966). S z k ł o w s k i zwrócił uwagę, że mgławice planetarne powstają zapewne z otoczek czer­ wonych olbrzymów. Najprostszym, a zarazem najbardziej przekonywającym argumentem było to, że szybkości ekspansji mgławic planetarnych, wynoszące ok. 30 km/sek. powinny być tego samego rzędu co szybkości ucieczki z powierzchni gwiazd, które były

protopla-Późne stadia ew olucji gw iazd

15

stam i mgławic. Isto tn ie , tru d n o w yobrazić sobie m echanizm fizyczny dający szybkości w y rz u tu (na nieskończoności) d u żo m niejsze niż szybkość ucieczki. Ł atw o spraw dzić, że ty lk o dla czerw onych olbrzym ów lub nadolbrzym ciw szybkości ucieczki m ogą b y ć tak male, a naw et m niejsze niż 30 km /sek. S z k ł o w s k i zw rócił też uwagę, że gwiazdy cen­ tralne mgławic planetarnych pow inny b y ć pozostałością p o jądrach czerw onych olb rzy ­ mów.

O ’ D e l l i S e a t o n zestaw iając dane obserw acyjne ustalili, że gwiazdy centralne mgławic p lan etarn y ch ew oluują w skali czasowej rzędu 104 lat. M etoda badań była bardzo p ro sta. Prom ienie najw iększych znanych mgławic w ynoszą ok. 0,6 parseka, co przy szyb­ kości ekspansji 30 km /sek. daje wiek najstarszych mgławic rów ny 2-104 lat. Zestaw ienie prom ieni i jasności gwiazd centralnych w funkcji rozm iarów mgławic daje nam zm iany czasowe zestaw ionych p aram etrów . Okazuje się, że gwiazdy centralne najm łodszych, a więc najm niejszych i najgęstszych mgławic, m ają jasność ok. 3-103 d o 3-104 L g i p ro ­ mień ok. 10 Rq , zaś najstarsze mgławice m ają ją d ra o jasności zaledwie 10 Lq 1 prom ieniu ok. 0,1 R q ~ sp e ktroskopow o p rzy p o m in ają gorące białe karły ( G r e e n s t e i n i M i n ­ k o w s k i 1964).

N iezw ykle szybkie tem p o ew olucji ją d e r mgławic planetarnych zafrapow ało te o re ty ­ ków . U kazało się kilkadziesiąt prac na te m at m ożliw ych m echanizm ów fizycznych w y rz u ­ cających otoczki czerw onych olbrzym ów i m ożliw ych m odeli ew olucji gwiazd ce n tral­ nych. D użą ilość oryginalnych prac z tej dziedziny m ożna znaleźć w m ateriałach IAU Sym posium N o. 34: „P lanetary N ebulae” , zaś przegląd prac w tej dziedzinie opracow ał o sta tn io S a 1 p e t e r (1 9 7 1 ). N iestety , prace te w nikłym sto p n iu starały się naw iązać d o m ożliw ie realistycznych m odeli czerw onych olb rzy m (5w i nadolbrzym ów . Ze względu na rozm iary odpow iedniej literatu ry fachowej nie będę sie tu starał o danie pełnego prze­ glądu, a raczej przedstaw ię mój subiektyw ny p u n k t w idzenia na pochodzenie i ewolucję mgławic plan etarn y ch .

P rzyjm ijm y, że słuszna je s t h ip o te za S z k ł o w s k i e g o , w edług której b ezp o śred n i­ mi przodkam i mgławic p lanetarnych są czerw one olbrzym y lub n ad o lb rz y m y . Z hip o tezą t ą zgadzają się p raktycznie wszyscy obserw atorzy i teoretycy pracujący w tej dziedzinie. Z rozkładu mgławic p lanetarnych w G alaktyce m ożna sądzić, że gw iazdy z k tó ry ch p o ­ w stały miały masę ok. 1,5 M g.N ależy podkreślić, że do ty czy to „śred n iej” lub „ ty p o w e j” masy i że m ożliw y je s t bard zo znaczny ro z rz u t inas. Istnieje' obecnie jed en ty lk o sposób znany te o re ty k o m , aby skłonić gw iazdę o masie tak małej d o świecenia o czynnik 104 jaśniej od Słońca. G w iazda tak a m usi b y ć w stadium palenia w odoru i helu w cienkich w arstw ach otaczających zdegenerow ane ją d ro węglowe. Na wcześniejszych etapach ew o­ lucji osiągana je s t co najwyżej jasność 103 lub 2-1 0 3 L q w m om encie zapalenia się helu w ce n tru m . W czasie palenia się helu jasność w ynosi zaledwie 102 L g .C iek a w e, że w czasie palenia helu i w odoru w cienkich w arstw ach jasność m odeli zależy ty lk o od masy węglo­ wego ją d ra , a zupełnie nie zależy od masy oto czk i, a więc i od całkow itej masy gwiazdy. T eoretyczna zależność masa ją d ra — jasność gwiazdy przedstaw iona je s t na rys. 1. R óżne sym bole przedstaw iają m odele otrzy m an e przez różnych autorów różnym i technikam i rachunkow ym i i przy nieco różnych założeniach fizycznych. Dla m ałych m as jąder, 0 ,6 —0,8 Mq, nie m a znaczącej różnicy pom iędzy m odelam i uw zględniającym i i zaniedbu­ jącym i emisję n eu trin . Dla większych mas istnieją ty lk o obliczenia uw zględniające

bezpo-16

średnio lub pośrednio emisję neutrin, a właśnie dla większych m as m ożna się spodziewać większych różnic wywołanych em isją neutrin. Ja k widać z rys. 1 jasności rzędu kilka razy 104 L,QOsiągane są bez trudu przez modele.

M e o r * / M o

Rys. ). Zależność jasności gwiazdy od masy węglowo-tlenowego jądra (M core). Modele różnych auto­ rów oznaczone są różnymi symbolami. We wszystkich modelach gaz elektronowy w węglowo-tleno­ wym jądrze jest silnie zdegenerowany i strukturą sw ą jądra przypom inają białe karły. Jasn ość swą m o­ dele zawdzięczają spalaniu wodoru i helu w cienkich warstwach. Ewolucja modeli polega na przepływie materii z otoczki, poprzez warstwy spalania wodoru i helu, d o jądra. Masa otoczki nie wpływa na ja s­

ność modeli. Linia prosta opisana je st za le ż n o śc iąL /L g = 59 250 (M core/MQ — 0,522)

Co stanic się, jeżeli w jak iś sposób zostanie utracona prawie cała otoczka czerwonego olbrzyma? Jeżeli pozostanie choć trochę materii bogatej w wodór, to jasność gwiazdy nie zmieni się w sposób istotny w porównaniu ze stanem sprzed utraty otoczki, ponieważ na­ dal będą aktywne warstwy palące wodór i hel. l'od wpływem spalania wodoru i helu reszt­ ki wodorowej otoczki będą, po spaleniu na węgiel i tlen, przepływać do jądra gwiazdy. Wraz z ubywaniem masy w otoczce m aleją jej rozmiary i gwiazda szybko ewoluuje na lewe na diagramie H-R. Gdy gwiazda jest już niewiele większa od białego karła, wygasa palenie wodoru i helu. Gwiazda zaczyna stygnąc? i jasność jej, a więc i temperatura powierzchnio­ wa, maleją, podczas gdy rozmiary p ozo stają prawie niezmienione. Z wolna dostajem y typo­ wego białego karła. Obliczenia modelowe tego typu wykonali R o s e i S m i t h (1 9 7 0 )

P ó in e stadia ew olucji gw iazd

₁₇

Log Te

Rys. 2. Ew olucja m odeli gwiazd o masie w ęglowo-tlenowego jąd ra równej o d p ow iednio 0 ,6 , 0,8, 1 1,2 M g n a diagramie H-R. M odele te zostały o trzy m an e z m odeli czerw onych olbrzym ów p o usunięciu praw ie całej otoczki. P oczątkow o w okół ją d ra znajduje się cienka w odorow a oto czk a i w arstw y spala­ nia w odoru i helu i m odele ew oluują h oryzontalnie na diagramie H-R z praw a n a lew o. Po wygaśnięciu warstw spalania w odoru i helu m odele stygną, w kierunku białych karłów . Pętle na torach ew olucyj­ nych wyw ołane są nicstabilnościam i cieplnym i w w arstwach palących hel. W zakreskow anym obszarze

diagram u znąjdują^się obserw ow ane jąd ra mgławic p lanetarnych

oraz P a c z y ń s k i (1970a, 1971b). Ponieważ palenie helu w cienkiej warstwie jest nie­ stabilne, przeto modele wykonują,doś<? skomplikowane pętle na diagramie H-R, które na­ kładają się na główny kierunek ewolucji (rys. 2). Skale czasowe ewolucji modeli są z grub­ sza zgodne z obserwowanymi, z as położenie teoretycznych torów ewolucyjnych i obser­ wowanych gwiazd centralnych mgławic planetarnych jest zapewne zgodne w granicach nie­ pewności teorii i obserwacji. Wprawdzie modele ewolucyjne liczone były w założeniu ist­ nienia emisji neutrin, lecz nie wydaje się, aby emisja ta miała zbyt duże znaczenie dla ewo­ lucji, cho<? jej wpływ na warunki początkowe był bardzo znaczny. Niestety, nikt dotąd nie policzył ewolucji czerwonych olbrzymów i pozostałości po nich w założeniu braku emisji neutrin. Dlatego też, wbrew dos'c powszechnemu mniemaniu, nie ma podstaw do

twierdze-2 — P o stęp y astronom ii, z. 1 _