Postępy Astronomii nr 1/1954

B ib lio te k a U. M . K. T o r u ń

POSTĘPY

ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

T O M II — Z E S Z Y T 1

1 9

5

4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E

SPIS TREŚCI ZESZYTU 1

W. Z o n n, O stosunku do astronom ii w Polsce . . . 3 W. I w a n o w s k a , Ewolucja g w i a z d ...9

Z LITERATURY NAUKOWEJ

K. K o z i e ł , Problem czasu w astronom ii . . . . 25 W. I w a n o w s k a , Źródła em isji radiow ej . . . . 32 A. S t r z a ł k o w s k i , Średnice „radiogwiazd" . 32 A. L i s i c k i , Radio-obiekty n a półkuli północnej . . 34 K. R u d n i c k i , Badania prom ieniow ania radiowego

a ucieczka g a l a k t y k ... , 3 5 W- I w a n o w s k a , Wpływ ośrodka

międzygwiazdo-wego na prędkości g w i a z d ...37 A. S t r z a ł k o w s k i , Świecenie nocnego nieba zw ią­

zane z efektem C z e r e n k o w a ... 37 K. R u d n i c k i , Rozkład jasności nowopowstających

gwiazd ... . 3 9 A. L i s i c k i , Nowe potwierdzenie spiralnej stru k tu ry

G alaktyki , ... ... , , , 41 K R O N I K A

Prof, d r Stefan Pieńkow ski (Wspomnienie pośmiertne) . 42 Spraw ozdanie z działalności Polskiego Tow arzystw a

Astronomicznego za rok 1953 ... 43 Całkowite zaćmienie Słońca dnia 30 czerwca 1954 r.

w północno-wschodniej P o l s c e ... 45 Widok nieba w czasie całkowitego zaćmienia Słońca

30 czerwca 1954 ... 48 i

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

P O S T Ę P Y

A S T R O N O M I I

K W A R T A L N I K

T O M I I

— Z E S Z Y T 1

K R A K Ó W • S T Y C Z E Ń — M A R Z E C I 9 5 4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E

K o l e g i u m R e d a k c y j n e

R edaktor N a c z e ln y : S T E F A N P I O T R O W S K I , W arszaw a C z ło n k o w ie : T A D E U S Z B A N A C H I E W I C Z , K ra k ó w W Ł A D Y S Ł A W T Ę C Z A , K ra k ó w W Ł O D Z IM IE R Z Z O N N , W arszaw a Sekretarz R e d a k c ji: K A Z IM IE R Z K O R D Y L E W S K I , K ra k ó w

A dres R e d a k c ji: K ra k ó w 2, plac N a Groblach 8 ni. 4 ;

A dres Sekretariatu: K ra k ó w 2, ul. K o p e rn ika 27 m. 4

' ' ł i P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E — W A R S Z A W A ul . K ra k o w sk ie P r z e d m ie ś c ie 79 N a k ł a d 4 0 0 - f - 10 0 egz. P o d p is a n o do d r u k u 10. 111. 1S51 A r k . w y d . 4 ‘2 , a r k . d r u k . 8 - f - w k le jk a D r u k u k o ń c z o n o 1 8 . I I I . 1954 P a p ie r drulc. s a ł. 7 0 g k l. V, 7 ^ x 1 0 0 c m N r z a m ó w ie n ia 6 * 1 2 /5 8 Do s k ła d a n i a 19. X I I . 1 9 5 8 Cena z ł 5. — M -5 -1 6 5 7 1 D l l U K A l l N I A Z W I Ą Z K O W A , K R A K Ó W , U L . M I K 0 Ł A J S K A 18

i

Postępy Astronomii, T. II, z. 1

O stosunku do astronom ii w Polsce

W ŁO D ZIM IER Z ZONN

O bserw atorium Astronom . Uniw. W arszaw skiego

(A rtyku ł dysku syjny)

Zarówno wśród szerokich mas naszego społeczeństwa, ja k i wśród ludzi kierujących naszym życiem naukow ym panuje często przeko­ nanie o osobliwej roli astronomii wśród nauk, o jej jakob y specjalnym charakterze i specjalnych zadaniach. Owo niesłuszne (jak to zaraz spró­ bu ję pokazać) przekonanie, będące, po części przynajm niej, pozostałością czasów dawnych, przejaw ia się w różnych sytuacjach i na różnych szcze­ blach naszego życia. P rzejaw ia się m iędzy innym i w osobliwym trakto­ waniu astronomów przez szerokie m asy; astronomów traktu je się często jako ludzi różnych od adeptów innych nauk przyrodniczych, jako ludzi upraw iających w iedzę bardzo im ponującą zw ykłem u człow iekow i i w zb u­ dzającą jego podziw. Niem al że każdy wśród naszych astronomów nie­ jednokrotnie m iał możność spotkać się z tego rodzaju niezasłużonym „uznaniem " ze strony czy to słuchaczy w ykład ów popularnych, czy też czytelników popularno-naukowej literatury. W ielu zaś pośród astrono­ mów to uznanie cieszyło — tych oczyw iście, którzy nie zdają sobie sprawy z tego, że w yrasta ono z niew łaściw ego podłoża i dlatego jest niezasłu­ żone.

Innego rodzaju p rzejaw tego niew łaściw ego stosunku do astronomii daje się zaobserwować również wśród niektórych w ładz kierow niczych; tutaj w ystępuje często pewnego rodzaju niezaradność wobec tej nauki, zarówno w sprawach jej organizacji, ja k też i d ydaktyki i „pielęgnowa- nia“ astronomii w Polsce. W czasie licznych konferencji i rozmów w spra­ w ie astronomii często się stwierdza, że ten, czy ów pośród ludzi kieru ją­ cych naszym życiem naukow ym nie ma w yrobionego stosunku do spraw astronomii. Spraw a d ydaktyki astronomii na naszych uniw ersytetach nie jest dotychczas ustawiona w sposób w łaściw y; powodem tego również jest n iew łaściw y stosunek do tej dyscyplin y naukow ej. Nowopowstała Polska Akadem ia Nauk, om aw iając w jednym z pierw szych num erów „Życia N au ki“ spraw y dyscyplin naukow ych szczególnie w ażnych dla gospodarki kraju i jego kultury, całkow icie pominęła astronomię. Tym czasem nie

4 W łodzim ierz Zonn

w yd aje się, aby ktokolw iek m iał cień w ątpliw ości, co do dużego znacze­ nia astronomii w rozw oju kultury. To pominięcie astronomii jest prze­ jaw em nieporadności wobec spraw astronomii w Polsce.

Czynione tutaj zarzuty, naw et gd yb y b y ły całkow icie słuszne, obar­ czają sum ienie nie tyle tych, do których są bezpośrednio skierowane, ile sumienie polskich astronomów, ich bowiem obowiązkiem było w łaściw e naświetlenie spraw astronomii w obecnym życiu Polski, tak wobec sze­ rokiego społeczeństwa, ja k też i wobec czynników kierujących naszym życiem . Jeśli chodzi o szerokie m asy społeczeństwa, bardzo w iele się już zrobiło poprzez literaturę popularno-naukową, która, moim zdaniem, w sposób w łaściw y przedstaw iała i przedstaw ia rolę i charakter w spół­ czesnej astronomii. Nasza powojenna literatura astronomiczna jest już całkow icie w olna od niektórych przedw ojennych tendencyj, usiłujących przedstawić astronomię w jakim ś „korzystniejszym ", niż inne nauki świetle, przez tanie imponowanie czytelnikom ogromem wszechświata, bądź też przez w yciąganie z astronomii łatw ych a efektow nych wniosków filozoficznych, sprzecznych często z charakterem tej w iedzy przyrodni­

czej.

W powojennej literaturze popularno-naukowej nie m ogły być jednak poruszane spraw y stanu astronomii w Polsce współczesnej i jej aktual­ nych zadań w powiązaniu z rozwojem naszej gospodarki i kultury z tej prostej p rzyczyn y, że zagadnienia te nie dają się łatw o popularyzow ać i że poruszać je należało wobec innych czytelników i w innym miejscu. Otóż tego, zdaje się, dotychczas nikt nie zrobił i może to jest jedną z p rzy­ czyn niew łaściw ego stosunku do astronomii, o którym m ówiłem na po­ czątku artykułu. A że ten stan rzeczy jest oczyw iście niekorzystny tak dla przyszłości naszej astronomii, ja k też i naszej kultury, uw ażałem za konieczne poruszenie tej sprawy, mimo że w żadnym przypadku nie czuję się do tego bardziej powołany, niż każdy inny „p ra k ty k u ją cy “ astronom w Polsce.

Zacznijm y może od spraw najprostszych; od charakteru współczesnej astronomii, która w zasadzie niczym się nie różni od innych nauk p rzy­ rodniczych posługujących się szeroko w sw ych badaniach metodami m a­ tem atycznym i. Astronom ia jest może najbardziej zbliżona do fizyk i (zwłaszcza, jeśli w łączym y do tej ostatniej również i mechanikę); można b y w ięc astronomię traktow ać jako pew ien dział fizyk i w tym samym stopniu, ja k np. geofizykę można traktow ać również jako pew ien dział fizyki. Pew ne działy astronomii można i trzeba potraktować jako roz­ winięcie m echaniki — tzw. astronomię klasyczną, zw łaszcza m echanikę nieba; inne znowu — jako rozwinięcie i zastosowanie innych działów fizyki, w szczególności teorii prom ieniowania i term odynam iki (ostatnio również i elektrodynam iki). Takim działem jest cała współczesna

astro-O sto su n k u do astron om ii w P o lsc e 5

fizyk a i niektóre działy astronom ii gw iazdow ej. Różni astronomię od fizyk i jedna tylko, dość istotna z punktu widzenia metod pracy, oko­ liczność: to m ianowicie, że astronomowie w części doświadczalnej sw ej pracy praw ie całkow icie ograniczać się muszą do o b s e r w a c y j , w tedy gdy fizykom dostępny jest również i eksperym ent. Okoliczność ta jednak nie w iele zm ienia zasadniczy charakter astronomii.

K ażd y zatem astronom jest przyrodnikiem posiadającym dość grun­ towne przygotow anie zarówno z fizyki, ja k i m atem atyki i tę okoliczność bardzo sumiennie uw zględniły nasze program y studiów, ja k też i program y studiów w e w szystkich innych krajach.

Przyszłość człow ieka kończącego w Polsce studia astronomiczne n i e m u s i o g r a n i c z a ć s i ę j e d y n i e d o p r a c y w c h a r a k t e r z e n a u k o w c a , w tym znaczeniu tego słowa, jakie ono ma w m owie potocznej. Nie musi ograniczać się do pracy w jakim ś instytucie naukowo- badawczym , tak ja k praca ludzi kończących w Polsce studia fizyczne lub m atem atyczne, geofizyczne lub przyrodnicze, nie ogranicza się prze­ cież tylko do instytutów naukow o-badawczych. W prowadzenie tego ro­ dzaju ograniczenia ogromnie b y zubożyło i obniżyło całą kulturę naszego kraju. W szak nauka musi rozw ijać się nie tylko na sw ym najw yższym szczeblu w instytutach n aukow o-badaw czych, lecz również i na w szystkich niższych, kończąc na szkole podstawowej lub redakcji czaso­ pisma popularno-naukowego. Astronom ia zaś nie powinna być bardziej ekskluzyw nym kierunkiem studiów i pracy niż inne nauki o podobnym charakterze, a w ięc fizyka, geofizyka lub chemia, jeśli oczyw iście w spo­ sób w łaściw y ocenim y rolę astronom ii w rozw oju kultury. Inne, specjalne traktow anie jednej tylko z dyscyplin przyrodniczych — astronomii — nie jest doprawdy niczym uspraw iedliw ione i może być w ytłum aczone jed y ­ nie jakim ś nieporozumieniem łub przesądam i ciążącym i na nas od czasów bardzo dawnych.

W iele ludzi, godząc się z tym stanowiskiem w zasadzie, w ysuw a jednak obiekcje co do istniejącego zapotrzebowania na astronomów twierdząc, iż jest ono bardzo małe, i że to w łaśnie czyni z astronom ii w iedzę spe­ cjalną. K rótko mówiąc, twierdzą, że to obecne życie czyni astronomię „ekskluzyw n ą". Otóż gd yb y to naw et było praw dą (a nie jest), odpo­ w iedziałbym na to, że „tym gorzej dla ży cia“ . Jeśli astronomia w ciągu w ielu w ieków b yła w dość dużym stopniu „zrośnięta" z życiem i w ciągu w ielu w ieków społeczeństwa odczuw ały dość duże zapotrzebowanie na astronomię zarówno ze w zględu na jej znaczenie gospodarcze ja k i po­ znawcze, to obecny upadek zapotrzebowania na astronomię należałoby ocenić niew ątpliw ie ujem nie. N a szczęście jedn ak tak nie jest. W iele ludzi po prostu nie w idzi tego zapotrzebowania i nie docenia w ięzi po­ m iędzy astronomią a naszym obecnym życiem . K to w ie, czy głów ną p

rzy-6 W łodzimierz Zonn

czyną tej krótkowzroczności nie je st ta okoliczność, że Polska nigdy nie

była krajem m orskim i Polacy nie byli narodem żeglarzy.

Nie jest przypadkiem , że najbujniejszy rozkw it astronom ii obserw u­

jem y od wielu la t przede wszystkim w krajach morskich, w których tra ­

dycje astronom iczne są zawsze żywe i aktualne. Mała Holandia produkuje

więcej astronomów na swoich uczelniach niż Polska, naw et powojenna.

Nie czas jednak na zagłębianie się w te skądinąd bardzo interesujące,

lecz mniej aktualne w tej chwili spraw y źródeł osobliwego stosunku ludzi

w Polsce do astronomii. W ażniejsza jest spraw a obecnej sytuacji, która

wskazuje na to, że zapotrzebowanie społeczne na astronom ię w Polsce

jest niew ątpliw ie duże, znacznie większe, niż by się to w ielu ludziom

nie m ającym bezpośredniego z nią kontaktu wydawało. Świadczy o tym

choćby liczba członków Pol. Tow. Miłośników Astronomii, kilkanaście

razy wyższa niż w okresie m iędzyw ojennym i w tym samym stopniu

zwiększony nakład popularnego miesięcznika astronomicznego „U ranii“.

Zacznijmy może od spraw najbardziej bezpośrednich. Niemal że

wszyscy astronom owie w Polsce pracujący naukowo muszą wiele — po­

wiedziałbym: zbyt wiele — czasu poświęcać sprawom, w których mogliby

być z powodzeniem zastąpieni przez „średnią“ w arstw ę astronomów,

których w Polsce brak. Mam tu na m yśli przede wszystkim działalność

w ydawniczą i popularno-naukow ą. Daleki jestem od myśli, iż naukowiec

nie pow inien się tym zajmować; przeciwnie jestem zdania, że każdy z nich

musi w mniejszym lub większym stopniu brać udział w upowszechnianiu

swojej nauki; jednak obciążenia z tego w ynikające nie mogą obarczać

t y l k o naukowców, zajm ujących się jednocześnie pracam i badawczymi.

Tymczasem w Polsce je st w łaśnie tak. Przecież w naszych w ydaw nic­

twach, w redakcjach pism, słuchowisk i filmów popularno-naukow ych

nie ma chyba ani jednego astronom a z prawdziwego zdarzenia! Tym ­

czasem, jak to dobrze wiemy, w ydaw nictw a te wypuszczają w św iat b a r­

dzo wiele i dość wartościowej literatu ry popularno-naukowej, słuchowisk

i filmów. Astronom owie-naukowcy muszę więc zastępować i zastępują

zarówno redaktorów, ja k i recenzentów broszur, artykułów , słuchowisk

i filmów; w dodatku są jeszcze autoram i niem al że wszystkich tych po-

zycyj. A utoram i przeszło 50 większych pozycyj bibliograficznych i setek

mniejszych w naszej powojennej literatu rze popularno-naukow ej są nie­

m al w y ł ą c z n i e astronomowie zaangażowani czynnie w pracy n au ­

kowo-badawczej. Świadczy to bardzo dobrze o ich poczuciu obowiązku

społecznego, lecz jednocześnie źle o organizacji całokształtu naszego życia

„astronomicznego", zaspakajanie bowiem odnośnych potrzeb w ta k dużej

skali nie może nie odbić się ujem nie na pracy naukowo-badawczej n au ­

kowców. Bezpośrednią zaś przyczyną tego stanu rzeczy jest właśnie owa

„ekskluzywność“ studiów astronom icznych w Polsce, w w yniku której

O stosunku do astronomii w Polsce 7

niem al każdy astronom w Polsce musi b yć „M adchen fiir A lles" wobec kom pletnego braku w arstw y „średniej" astronomów. Przez w arstw ę „średnią" rozumiem tu ludzi w ykształconych, lecz nie m ających bądź to zamiarów, bądź też w arunków na zajm ow anie się pracą badawczą. Otóż w e w szelkich innych dyscyplinach naukow ych w Polsce ta w arstw a „średnia" jest dość liczna — z w yjątk iem w łaśnie astronomii.

Nie mam dostatecznie ścisłego kontaktu z innym i instytucjam i „po­ trzebującym i" astronomów, w iem jednak pośrednio o tym , że w w ielu placów kach geodezyjnych, kartograficznych, m eteorologicznych, w urzę­ dach m iar i w ag, również mogą i powinni pracować astronomowie. Nie m ówię ju ż o różnych resortach M inisterstwa Żeglugi, które jakoś się „obchodzą" bez astronomów, prawdopodobnie po prostu z powodu braku „takow ych " w Polsce, trudno bowiem sobie w yobrazić rozsądne posta­ wienie całokształtu spraw m orskich w jakim ś kraju bez licznego udziału w nich mniej lub bardziej w ykształconych astronomów. Przecież jedno z najsłyn niejszych na świecie obserwatoriów, Obserwatorium Pułkowskie, m iało za cel w łaśnie kształcenie naw igatorów i podniesienie poziomu m arynarki rosyjskiej. Ten sam cel przyśw iecał i przyśw ieca w ielu dużym placówkom astronom icznym rów nież i na zachodzie, które, oczywiście, obok prac o charakterze użytkow ym , prowadzą prace badawcze, jedno bowiem niepodzielnie w iąże się z drugim. Nie chcę dopuścić m yśli, by Polska mogła być pod tym w zględem jakim ś niezrozum iałym w yjątkiem ...

Pozostaje w reszcie jeszcze jedno bardzo szerokie pole działania dla astronomów : różnego rodzaju szkolnictwo. W program ach w szystkich szkół ogólnokształcących m am y astronomię, którą muszą przecież w y ­ kładać ludzie zn ający się na niej. Astronom owie są kształceni tak, że m ają prawo, obok astronomii, nauczać m atem atyki, a także fizyki. Nic zatem nie przem aw ia przeciwko angażowaniu astronomów w szkolnictwie, w iele natomiast przem aw ia za tym , jeśli oczyw iście zaliczym y astrono­ mię do dyscyplin o dużym znaczeniu dla rozw oju kultury. Z kontaktów z nauczycielam i wiem, ja k źle oni sobie dają radę z nauczaniem astro­ nomii, i ja k ogromne trudności z tym m ają. M ają i oczyw iście będą mieli, dopóki ten przedm iot traktu je się u nas jako „sp ecjaln y" i dopóki studia astronomiczne nie zostaną um asowione w sposób podobny do umasowie- nia u nas studiów fizyczn ych lub geograficznych — z zachowaniem oczy w iście jakichś rozsądnych proporcji.

Na zakończenie w arto b y poruszyć jeszcze jedną sprawę, tłum aczącą w dużej m ierze krótkowzroczność w sprawach astronom ii i związane z cym jakob y m ałe zapotrzebowanie na tę naukę. Zapotrzebow anie nie jest czym ś oderw anym od stopnia rozw oju danej nauki, lecz jest w p ew ­ nym stopniu funkcją rozw oju danej dyscypliny naukow ej: rośnie w miarę rozw oju nauki i, niestety, m aleje w m iarę jej zaniedbywania.

Społeczeń-8 Włodzimierz Zonn

stwo o bardzo niskim poziomie w ykształcenia w dziedzinie np. m atema­ tyk i nie będzie miało tak w szechstronnych żądań i zapotrzebowań pod je j adresem, ja k społeczeństwo o w ysokim poziomie tej w iedzy. S k re­ ślenie astronomii z indeksu „w iedz ekskluzywnych*' niew ątpliw ie pod­ niesie stopień zapotrzebowania na astronomię w naszym społeczeństwie — a przecież rozw ijanie zapotrzebow ania na w iedzę i rozszerzanie hory­ zontów m yślow ych jest istotną cechą humanizm u socjalistycznego. Zdaje się, że tę okoliczność dobrze zrozum iały w ładze kierujące w Polsce oświatą, w prow adzając astronomię jako przedm iot obow iązkow y do ostat­ niej k lasy szkoły ogólnokształcącej. Zarządzenie to jednak tak długo po­ zostanie czym ś nastręczającym ogromne trudności w realizowaniu, do­ póki inne czynniki rów nież nie zm ienią swego stanowiska w stosunku do tej nauki i nie pomogą M inisterstwu O św iaty w jego niew ątpliw ie słusznym i nowoczesnym dążeniu do traktow ania astronomii na równi z innym i naukam i przyrodniczym i.

G im n a z ju m m ę s k ie w T o ru n iu , z a ło ż o n e w r. 1594, p o ­ s ia d a ło p rz e z p a r ę s tu le c i p o r t r e t M ik o ła ja K o p e rn ik a w y so k o c e n io n y p rz e z h is to ry k ó w s z tu k i. W c z a sie o k u p a c ji h it le ­ ro w s k ie j z o sta ł on p r z e n ie s io n y d o M u z e u m w ta m te js z y m r a tu s z u , a w r. 1943 w y w ie z io n y w o k o lic e T o ru n ia . O d n a ­ lezio n o go w r. 1945 w s ta n ie d u ż e g o z n is z c z e n ia w W y ­ rz y s k u . W la ta c h 1946—8 z o s ta ł o d n o w io n y w P a ń s tw o w e j P r a c o w n i K o n s e rw a c ji Z a b y tk ó w M a la r s tw a w W a rs z a w ie p o d k ie r u n k ie m p ro f . B o h d a n a M a r c o n i e g o . O to je g o o p in ia z a c z e r p n ię ta z B iu le ty n u H is to r ii S z tu k i r. 1953 n r 2. P o r t r e t n a m a lo w a n y n a d ę b o w e j d e sc e f o r m a tu : 51X 41,5 cm p r z e d s ta w ia M ik o ła ja K o p e r n ik a w w ie k u 35—40 la t. C zas p o w s ta n ia : l a t a 1540— 60. W w y k o n a n iu ce c h y m a l a r s tw a p ie rw s z e j p o ło w y X V I w . W b re w n ie k tó r y m w y p o w ie d z io m n ie z o s ta ł o n w y k o n a n y z n a tu r y , lecz z a ­ c z e r p n ię ty z n ie is tn ie ją c e g o d z iś p ie r w o w z o ru . W ięcej z b liż a się d o m o d e lu n iż s t r a s b u r s k a k o p ia a u to p o r tr e tu w ie lo ­ k r o t n ie o d n a w ia n a . J e s t n a jle p s z y m z is tn ie ją c y c h p r z e d ­ s ta w ie ń K o p e rn ik a . K o p ię jeg o , s p a lo n ą w r. 1944 p rz e z h itle r o w c ó w , p o s ia d a ło O b s e r w a to r iu m U n iw e r s y te tu w W a r ­

Postępy Astronomii, T. II, z. 1

. E w o l u c j a g w i a z d

(R eferat w y g ło sz o n y n a sy m p o zjo n ie astro fizy czn y m

P o lsk ieg o T o w a rzy stw a A stron om iczn ego w e W rocław iu , w sierp n iu 1953 r.).

W. IW A N O W SK A

O b s e rw a to r iu m A s tro n o m . U n iw . M. K o p e r n ik a w T o r u n iu

Przez ewolucję gwiazdy będziemy rozumieć zm iany czasowe jej stanu

fizyczno-chemicznego, dla danej gwiazdy nieodwracalne. Poznanie drogi

ew olucyjnej planet, gwiazd, galaktyk i samej m aterii jest właściwym

celem nauki o wszechświecie. Zagadnienie to je st obecnie dalekie od

rozwiązania; jednak nauka dzisiejsza może się poszczycić osiągnięciami,

rzucającym i światło na pewne fragm enty tego zagadnienia. Zadaniem n i­

niejszego referatu jest ogólne przedstawienie dzisiejszego stanu wiedzy

o ewolucji gwiazd. Ponieważ w tej dziedzinie astronom ia radziecka ma

bardzo poważne sukcesy, uznano za właściwe poświęcić im specjalny

r e f e r a tJ).

Zacznijmy od przeglądu podstaw obserw acyjnych i zapytajm y, czy

obserwowano w okresie istnienia człowieka na Ziemi procesy ewolucyjne

w gwiazdach? — N iew ątpliw ie tak: podstawowa funkcja gwiazdy, w y­

syłanie promieniowania elektromagnetycznego, je st procesem dla danej

gwiazdy nieodwracalnym , a zatem ewolucyjnym. Poza tym obserw ujem y

u niektórych gwiazd emisję korpuskularną: stwierdzono ją u gwiazd

masywnych na drodze spektroskopowej; Słońce w yrzuca strum ienie jo­

nów w erupcjach, w ywołując zorze polarne w naszej atmosferze oraz

zakłócenia stanu jonosfery i pola magnetycznego Ziemi. Jedn ak zmiany

param etrów gwiazdy: masy (M), dzielności prom ieniow ania (L), prom ie­

nia (

R

), składu chemicznego (średni ciężar cząsteczkowy |i), wywołane

emisją prom ieniow ania i m aterii, są tak powolne, że nie zdołano ich

stwierdzić w okresie czasu objętym przez obserwacje. Jedynie w gwiaz­

dach nowych i supernow ych zmiany są bezpośrednio dostrzegalne. W tej

sytuacji jesteśm y zmuszeni odgadywać drogę ewolucyjną gwiazd na pod­

staw ie ich chwilowego stanu obecnego, biorąc przy tym pod uwagę fakt

istnienia wielkiej różnorodności typów gwiazd, wśród których możemy

10 W. Iw anow ska

dom yślać się różnych stad ió w ew o lucyjnych; chodzi o w łaściw e „n an i­

zanie" ty ch typ ó w n a nici czasu. Nie zdołalibyśm y tego zadania ruszyć

z m iejsca bez znajom ości sta n u i procesów m ate rii w e w n ę trz a c h gwiazd.

T oteż początek naukow ego b ad an ia ew olucji gw iazd je s t rów noczesny

z n arod zin am i teo rii ich budow y w ew n ętrzn ej, k tó re p rz y p a d a ją n a po ­

czątek bieżącego stulecia. P ierw szą te o rią ew olucji gw iazd b y ła hipoteza

L o c k y e r a , u p a tru ją c a w liniach w y k resu H ertz sp ru n g a — R u ssell’a

drogę ew o lucy jn ą gw iazd. W edług tej teorii zasadniczym procesem ew o­

lu cy jn y m gw iazdy b y łab y k o n tra k c ja z zachow aniem niezm iennej m asy

i niezm iennego skład u chem icznego. Z p ierw o tn ej m gław icy pow stałby

w ty m procesie zim ny olbrzym , k tó ry w m ia rę k u rczen ia się w ędrow ałby

w zdłuż gałęzi olbrzym ów w y k resu H— R ku olbrzym om gorącym ; w ty m

czasie te m p e ra tu ra jego w w y n ik u k o n tra k c ji m u siałaby w zrastać, jasność

zaś ab so lu tn a po zostaw ałaby w p rzy b liżeniu niezm ien na dzięki k o m p en­

sow aniu się efek tó w w zro stu te m p e ra tu ry i m alejącej pow ierzchni. Po

osiągnięciu m ak sim u m te m p e ra tu ry w klasach w idm ow ych

B

—

A ,

gw iazda

posu w ałaby się n a stę p n ie w zdłuż ciągu głów nego, kończąc żyw ot w po­

staci zim nego karła; sp ad ek te m p e ra tu ry e fek ty w n ej próbow ano tłu m a ­

czyć o d stęp stw em m a te rii od p ra w gazu doskonałego p rzy ty c h w a rto ­

ściach gęstości. T eo ria L o c k y e r a cieszyła się początkow o dużym k re d y ­

tem , a n a w e t początkow e zdobycze teo rii bu do w y w ew n ętrzn ej gw iazd

zdaw ały się ją podtrzy m yw ać; sam R u s s e l l w rozpraw ie dotyczącej

jego w y k re su z r. 1913 s ta ra ł się ją uzasadnić. Je d n ak ż e w ciągu n astęp ­

nego dziesiątka la t m usiała ona upaść w obec now ych dan ych dotyczą­

cych m as gw iazd, skali długości ich życia i zachow ania się m ate rii w e

w n ę trz a c h gw iazd. W ciągu n a stę p n y c h 30 la t grom adzono dane o bser­

w a cy jn e odnoszące się do p a ra m e tró w gw iazd, z drug iej stro n y k rzepła

i ro zw ijała się now a gałąź astro fizy ki — teo ria bud ow y w ew nętrzn ej

gw iazd, i dziś n a u k a m oże sobie pozwolić n a now ą próbę p ostaw ienia

te o rii ew olucji gw iazd, p rzy n ajm n iej w odniesieniu do n iek tó ry ch ich

grup

J e s t to zasługą w ielu badaczy w spółczesnych; r e f e ra t n in iejszy

opiera się głów nie na o statn ich pracach B. S t r ó m g r e n a i M. S c h w a r z -

s c h i 1 d a.

K luczem do w spółczesnych b adań n ad ew olucją gw iazd je s t rów nież

w y k res H ertzsp ru n g a— R ussell’a oraz zależność m asa— jasność absolutna.

K luczem ty m je d n a k po słu g u jem y się dziś inaczej niż w epoce odkrycia

ty ch związków.

N a podstaw ie danych o b serw acy jn y ch w iem y dzisiaj, że zarów no na

w y k resie H— R, ja k i zależności m asa— jasność ab so lu tn a (M— L) d y sp e r­

sja p u n k tó w nie je s t w y nikiem jed y n ie błędów obserw acji: jeżeli spo­

rządzim y te w y k re sy dla w szystkich gw iazd z osiągalnym i w artościam i

p a ra m etró w , poza błędam i ob serw acy jn y m i będzie istn iała re a ln a d y sp

er-E w olucja gw iazd 11

sja pun któ w , czyniąca z ty ch zw iązków raczej k o relacje niż zależności

fu n k cy jn e.

Je d n a k dla o tw a rty c h grom ad gw iazd otrzym ano, przy zachow aniu

najw yższej p recy zji p om iarów fotom etryczny ch, p raw ie idealne linie,

różne dla różnych grom ad (patrz rys. 1).

Rys. 1. W ykres Hertzsprunga—Russella gwiazd I populacji. L inie tłuste odpo­ wiadają gromadom otwartym: A. 12 Monocerotis, B. Plejady, C. Coma Berenices (wg O. S t r u v e , Stellar Evolution, 1950). Linie cienkie — teoretyczne tory ew o­ lucyjne m odeli w g pracy M. S c h w a r z s c h i l d a ApJ 116, 317, 1952

T eoria budow y w ew n ętrzn ej gw iazd sta c jo n arn y c h p rzew idu je, że

spośród p a ra m e tró w gw iazdy

M, R, L, \x

tylko dw a są niezależne, np.

M

i |i, pozostałe zaś są ich fu n k cja m i (tw ierdzenie sfo rm u łow an e n i e ­

zależnie przez V o g t a i R u s s e l l a w r. 1928). T w ierdzenie to jest

w y nikiem nadw yżk i w a ru n k ó w brzegow ych ponad rozporządzalną ilością

stały ch całkow ania w rozw iązaniu ró w n ań rów now agi gw iazd. W

kon-12 W. Iwanowska

sekw encji istnieją dwa związki (tyle bowiem wynosi owa nadwyżka)

pomiędzy param etram i gwiazdy

F i (L, M, |x, R) = 0,

F 2 (L , M, |i, R) = 0,

z których możemy wyznaczyć np. L i R jako funkcje M oraz |i :

L = f 1 (M, (i),

R = ft

(M, |i).

Postać tych związków zależy od przyjętego modelu budowy gwiazd;

wyrazem „m odel“ obejm ujem y założenia określające środki transportu

energii w gwieździe (promieniowanie czy konwekcja), wyrażenia na

współczynnik nieprzezroczystości m aterii (x ) oraz produkcję energii (e),

jednorodność lub niejednorodność składu chemicznego m aterii gwiezdnej.

D ołączając do związków (1) równanie określające tem peraturę efektywną

gwiazdy

L — 4itl?2aT e4,

można otrzymać związek pomiędzy L, Te oraz [x

L ' = h ( T t , |i).

(2)

Funkcje f t , f2, f3 określają param etry gw iazdy: dzielność promienio­

wania, promień i tem peraturę efektyw ną przy pomocy dwóch niezależ­

nych param etrów : m asy i średniego ciężaru cząsteczkowego gwiazdy.

Z tych funkcji interesują nas szczególnie

i / 3, widzimy w nich

bowiem teoretyczne odpowiedniki znanych z obserw acyj związków, czy

raczej korelacyj: m asa— jasność absolutna, oraz jasność absolutna — typ

widmowy (wykres H— R). Ściśle biorąc, odpowiedniości tej realnie nie

możemy ustalić, ponieważ nie umiemy wyznaczać empirycznie wartości

średniego ciężaru cząsteczkowego dla gwiazd; na karb zmienności tego

param etru składam y istnienie realnej dyspersji punktów w empirycznych

związkach m asa—jasność absolutna i w ykres H— R.

Jeżeli zatem dla pewnej grupy gwiazd otrzym ujem y jednoparam e-

trowy związek L — M lub L — Te („ostra“ linia na wykresie), wnosimy

stąd, że gw iazdy tej grupy bądź posiadają jednakow y średni ciężar czą­

steczkowy, bądź też istnieje ścisła korelacja pomiędzy średnim ciężarem

cząsteczkowym i m asą (lub tem peraturą efektywną) gwiazdy. Tę ostatnią

interpretację przyjm ujem y np. dla ostrych wykresów H—R otrzym yw a­

nych dla grom ad otwartych.

Po przypomnieniu tych bardzo ważnych dla interpretacji wykresu

H— R wniosków z teorii budowy wewnętrznej gwiazd *), przechodzimy

*) Szczegółowe ich omówienie znajdzie czytelnik w referacie prof. dr S. P i o- t r o w s k i e g o , „Postępy A stronom ii", T. I, z. 2, str. 69 (1953).

Ewolucja gwiazd 13

do postaw ienia zagadnienia ewolucji gwiazd przez w prowadzenie do n a­

szych rozważań czasu (t) jako argum entu. Praw dopodobnie wszystkie

param etry gwiazdy zm ieniają się z czasem; zm ieniają się również związki

między nimi (model). Moglibyśmy dwa niezależne param etry M i

p.

(a z ich pomocą wszystkie pozostałe) przedstawić jako funkcje ich w ar­

tości początkowych M0 i [i0 oraz w ieku gwiazdy t0

M = M (M0, Ho, t0);

^=1* (Mo, H0, t0).

W ten sposób w aspekcie ew olucyjnym związki L—M i L—Te przybie­

rają charakter związków 3-param etrow ych

L = L (M0,

t0),

Te = T\, (M0, |i0, t0),

L = L (Te, |iu,

to)-Stan obecny gwiazdy i jej położenie na w ykresach M—L i L— Tc są

zdeterm inowane przez wartości początkowej masy i składu chemicznego

oraz przez wiek gwiazdy. Droga ewolucyjna poszczególnej gwiazdy prze­

biegała by na tych w ykresach po Unii zmiennego t0 przy stałych M0 i IV

Gwiazdy jednej gromady, co do których możemy założyć jedność miejsca

i czasu powstania, ułożą się na naszych w ykresach wzdłuż linii jedna­

kowych Ho i t0 przy zm iennym param etrze M0. Gwiazdy jednej popu­

lacji, dla których w przybliżeniu moglibyśmy przyjąć jedność miejsca

powstania, tw orzyłyby dw uparam etrow ą rodzinę o jednakow ym

^.0

a różnych M0 i t0.

W niniejszym referacie ograniczymy się do przedstaw ienia tych prób

teoryj, w których głównym procesem ew olucyjnym są reakcje jądrow e

zachodzące we w nętrzu gwiazdy (przemiana wodoru w hel), w których

zatem tylko jeden z dwóch niezależnych param etrów gwiazdy, ciężar

cząsteczkowy, zmienia się z czasem, drugi zaś, masa gwiazdy, pozostaje

praktycznie niezm ienny (drobny ubytek masy na rzecz promieniowania

zaniedbujemy),

M — const.,

H == |t (t).

Prace astronom ów radzieckich, głównie A m b a r c u m i a n a i F i e -

s i e n k o w a , zryw ają z postulatem stałej masy, przyjm ując pewien

szczególny proces w yrzucania m aterii przez gwiazdy.

Jeżeli głównym źródłem energii w gwieździe jest przem iana wodoru

w hel, możemy łatw o w yrazić szybkość w zrostu średniego ciężaru czą­

steczkowego [i jako funkcję L i M. W yrażam y p, jak zwykle, przy

14 W. Iw anow ska

pom ocy zaw artości w 1 g ram ie m a te rii gw iezdnej: w odoru ( X gram ów ),

h e lu (Y gram ów ) i całej reszty p ierw iastk ó w ( Z — 1 — X — Y gram ów ),

1

2 X + s/4 Y + V*Z

(

3

)

przy czym, w m yśl naszych założeń d X / d t = — dY/ dt , Z — const. D ziel­

ność prom ien iow ania L je st p ro p o rcjo n aln a do szybkości „sp alan ia" w o­

doru w gw ieździe, czyli

d X

L

dt

M

(

4

)

Z ałożyliśm y p rzy tym , że skład chem iczny pozostaje je d n o sta jn y w ob rę­

bie gw iazdy, co m oże być osiągnięte, jeżeli fu n k cjo n u je jak iś proces m ie­

szający m ate rię w gwieździe. W spółczynnik proporcjon aln ości w w y ra ­

żeniu (4) m ożem y określić ze znanej w ydajności en erg etyczn ej procesu

H -> He, m ianow icie: p rzem ian a 1 g w odoru w h el dostarcza 6.1018 ergów

energii. W odniesieniu do Słońca oznacza to, że p rzetw o rzen ie całej sło­

necznej m asy w odoru n a hel po k ry ło by em isję prom ieniow ania Słońca

na przeciąg 1011 lat, jeślib y dzielność prom ieniow ania Słońca b y ła stała

i rów na obecnej. Z w iązek (4) m ożem y zatem nap isać w postaci

= — 10 11 —' -

/ro k .

(5)

M /M O

Skoro w em p iryczn ym zw iązku m asa— jasność ab so lu tn a je s t L ~ M 3"’,

w y n ik a z naszego w zoru, że tem po zużyw ania w odoru rośnie bardzo

szybko z m asą. O bliczając z tego w zoru zm iany sk ład u chem icznego dla

gw iazd o różnych m asach i jasnościach abso lu tn y ch w ciągu um ow nego

o kresu 3.10® lat, otrzy m am y dla Słońca A X = 0 ,0 3 — w arto ść nieznaczną,

dla gw iazdy ty p u F o m asie 1,5 M O i L = 6 LO , A X = 0,12. G w iazda

o m asie 1,7 M O zużyłab y w ty m czasie całkow icie swój w odór, a gw iazdy

m asyw n iejsze m iały b y k ró tszy czas życia niż 3.109 lat: dla gw iazd ty p u B

b y łb y on rzęd u zaledw ie 107 lat.

W dalszych p rzy bliżen iach n ależy uw zględnić zm iany L w ciągu życia

gw iazdy, ja k rów nież ro zpatrzy ć w ypadek, gdy nie m a w gw ieździe m e­

chanizm u m ieszającego. Szybkość p rz e tw a rz a n ia w odoru w h e l d X/ d t

m ożem y obliczyć na p odstaw ie znanych przek ro jó w czynnych reakcyj

jąd ro w y ch cyklu C— N lub H + H, jeżeli znam y te m p e ra tu rę i ciśnienie

ośrodka; dla Słońca (model E p s t e i n a) obliczono w ten sposób zm ianę

zaw artości w odoru w ciągu 3.109 la t jako fu n k cję odległości od środka;

zaw iera się ona pom iędzy 0,36 w środku i 0 u pow ierzchni.

J u ż te n p rzy k ład w skazuje, ja k w ażnym czynnikiem w zagadnieniu

ew olucji gw iazd je s t sp raw a m ieszania się m ate rii w gwieździe. P rzy

Ewolucja gwiazd 15

b ra k u procesów m ieszających dostatecznie szybko m ate rię w gwieździe,

zużyw a ona szybko rozp o rząd zaln y w odór w jąd rz e c e n tra ln y m i sta je

się, jeśli nie b y ła ta k ą z inn y ch powodów , gw iazdą o n iejed n o ro d n y m

składzie chem icznym ; ja k zobaczym y później jej rozw ój ew o lucy jny

pójdzie in n y m to rem niż u gw iazd jednoro dn ych . J a k dotąd, p rze w id u ­

jem y m ożliw y m ech an izm m ieszający m ate rię w gw ieździe w postaci

cy rk u la cji południkow ej pow stającej w w y n ik u ob rotu gw iazdy dookoła

osi. P rą d y p ołudnikow e tego ty p u znam y w atm osferze Ziem i. P róbow ano

je u jąć teo rety cznie, u z y sk u jąc zależność szybkości c y rk u lacji od m asy,

rozm iarów i szybkości ro ta c ji gw iazdy (v ). S w e e t , k tó ry ostatnio

p o d jął rew izję tego zagadnienia, doszedł do n astępu jącego w y rażen ia na

czas w ędrów k i m ate rii z ją d ra gw iazdy do pow ierzchni (tm)

U = 3,2.1013 (L/LO)-1 (M/M O)3 ( R / R Qy 2v ' 2 lat.

S to su nek tej w ielkości do czasu w y czerpania w odoru w jąd rz e k o nw ek ­

cy jny m (t e) je s t m ia rą skuteczności procesu m ieszania m ate rii przez

p rą d y południkow e. P rz y jm u ją c , że ją d ra ko nw ek cyjn e gw iazd ciągu

głów nego z a w iera ją 10% całej m asy i że początkow a zaw artość w odoru

w nich w ynosi X = 0,8, S t r o m g r e n o trz y m ał n astę p u jąc e w artości

sto sun k u tjtm dla gw iazd ciągu głów nego, odpow iednio do znanych

śred n ich prędkości ro tacji.

K lasa:

Oe-Be O-B

A F0-F2 F5-F8 dG d K

dM

v (km /sek):

350

94

112

51

20

0

0

0

t j t m :

5

0,4

1,4

0,4

0,1

0

0

0

Z tab e lk i tej w ynika, że podział n a gw iazdy w ym ieszane i niew ym ie-

szane w w y n ik u działania p rąd ó w p ołudnikow ych przebiega około środka

k lasy F z tym , że in d y w id u aln e gw iazdy m ogą m ieć prędkości ro ta c ji

różne od p rz y ję ty c h śred nich i m ogą w y m ykać się spod tego podziału.

W w y p a d k u Słońca e fe k t ro ta c ji nie w y starcza do skutecznego m ieszania

m aterii. Z in n y ch procesów m ieszania b ran o pod uw agę konw ekcję

w w a rstw ie jo n izacji w odoru, położonej w Słońcu tu ż pod fotosferą. Do­

tychczasow e rozw ażania pro w ad zą do w niosku, że w k a rła ch późniejszych

klas niż Słońce w a rstw a ta może m ieć znaczną grubość i m oże m ieć zna­

czenie dla naszego zagadnienia. Poza ty m u w szystkich gw iazd ciągu głów ­

nego m ożem y przy jąć dokładnie w ym ieszane jąd ro konw ekcyjne.

Po ty ch rozw ażaniach ogólnych m ożem y przejść do szczegółowego

przegląd u obszarów w y k resu H —R z p u n k tu w idzenia zagad n ien ia ew o­

lucji.

16

]. Ciąg główny, klasy O—B (M >5M 0)

Bardzo wysoka wartość stosunku L/M dla tych gwiazd, a zatem

i dX/dt, prowadzi do bardzo krótkiego czasu zużycia wodoru (rzędu 107

lat). Wypływa stąd wniosek, który znalazł szereg innych potwierdzeń,

że są to gwiazdy bardzo młode, powstałe z materii międzygwiazdowej

w obecnej epoce Galaktyki. Teoria budowy wewnętrznej gwiazd, nie­

stety, nie ma dla tych gwiazd zadawalającego modelu. Trudność tkwi

w zbilansowaniu energii: przyjm ując zwykłą zależność produkcji energii

cyklu węglowego od temperatury (T18—T20), nie otrzymuje się wystar­

czającego pokrycia emisji promieniowania. Nie znając budowy wewnętrz­

nej tych gwiazd, nie możemy też obecnie ująć teoretycznie ich drogi

ewolucyjnej. A m b a r c u m i a n i F i e s i e n k o w przewidują dla

gwiazd klas O—B szybkie obsuwanie się wzdłuż ciągu głównego w wy­

niku szybkiej utraty masy. Bliższe omówienie tej koncepcji znajdzie

czytelnik w referacie prof, dr W. Zonna 1).

2. Ciąg główny, klasy A—F 5 (l,2M O <M <5M O )

Możemy przyjąć, że u większości gwiazd tego przedziału materia jest

wymieszana dzięki rotacji, a zatem skład chemiczny jest jednorodny.

Przyjmując dla tych gwiazd: model Cowlinga (konwekcyjne jądro, otoczka

w równowadze promienistej, ciśnienie promieniowania zaniedbywalne);

produkcję energii przez cykl węglowy: e = const. Z X p T 20; współczynnik

nieprzezroczystości: x = const.

--- p T'3'5, przy czym x = const.;

ho-x

mologiczność przekształceń — możemy znaleźć przybliżone wyrażenia ana­

lityczne naszych związków (1), a z nich „teoretyczny związek masa—

jasność absolutna" i „teoretyczny wykres H—R “ . Będą one zawierały

jako parametr skład chemiczny (X i Z), co pozwoli nakreślić drogi ewo­

lucyjne tych gwiazd na gruncie przyjętego procesu przemiany wodoru

w hel przy niezmiennej masie.

Przyjęte założenia uprawniają do napisania pierwszego ze związków (1)

w postaci

L = const.

^

R"0,5 M5’5 |jl7'5.

(la)

Zj\ 1 ! .X)

IŁ

Drugi związek otrzymamy z bilansu energii L = J'4itr2 f edr przez

pod-O

stawienie na s wyrażenia przyjętego w założeniu, oraz związków homo­

logicznych TC~ M K _1 (i , pc ~ MR'3 (poza jądrem konwekcyjnym t. jest

zerem). Dostajemy

L — const. ZXR 23M22 |i20.

(Ib)

Ewolucja gwiazd 17

Eliminując z tych związków R, otrzymujemy „teoretyczny związek

masa— jasność absolutna"

Dołączając do (la) i (lb) związek L = 4nR2aT e4 i eliminując R i M,

otrzymujemy „teoretyczny wykres H— R “ w postaci

W znalezionych związkach wpływ składu chemicznego jest wyrażony

przez X, Z i |i. Tę ostatnią wielkość możemy wyrazić przez X i Z za

pomocą związku (3). S t r ó m g r e n obliczył tabele numerycznych war­

tości czynników składu chemicznego równań (2a) i (2b) jako funkcje

X i Z. Wynika z nich, że w interesującym nas zakresie czynnik równa­

nia (2a) może być przedstawiony z wystarczającym przybliżeniem jako

proporcjonalny do Z_1X 4, w równaniu (2b) — jako proporcjonalny do

Z2/3X. Ostatecznie napiszemy nasze związki

Ze związków tych odczytujemy zmiany ewolucyjne parametrów

gwiazdy L i Te, oraz tory gwiazd na wykresie H— R. Gdy X maleje przy

stałych M i Z, dzielność promieniowania gwiazdy i temperatura efek­

tywna wzrastają, na wykresie H—R gwiazda przesuwa się na lewo w górę,

odchylając się nieco poniżej pierwotnej linii ciągu głównego (rys. 1).

Tempo przesuwania się jest tym szybsze im większa jest masa gwiazdy.

Określa je równanie (5), w którym obecnie możemy uwzględnić ewo­

lucyjne zmiany L według równania (2c). Otrzymamy

Li , Xi oznaczają wartości początkowe odpowiednich wielkości. Całku­

jąc otrzymane równanie w granicach od X = X f do X = 0, otrzymamy

czas (i,) całkowitego wyczerpania początkowej zawartości wodoru X,

L = const.

______1 ______ / _________I _______ \ 1/4 5 n 1 ,2 2 j^ 5 ,1 3

Z (1 + X J I Z 2X ( 1 + X ) /

(2a)

L = const. T ~ 8/15Z2/3X 2/ir>(l + X )“/15

—i,3Tc5’6.

(2b)

L at= const. X Z - ^ M 5'13,

L = const. T-8/15Z2/3X T ,5'6,

(2c)

(2d)

oraz wynikające z nich wyrażenia na Te

7 ^ 5,6^ , x 23/i5 Z "5/:!X "5M 5,13

_(2e)

lub

lat.

18

Przyjm ując początkową zawartość wodoru X — 0,8, otrzym am y: a) dla

gwiazd klasy O— B (M — 15MO, L = 10 000 LO) t! = 2,4.107 lat (ekstra-

polowaliśmy nieco nasze rów nanie poza zakres stosowalności); b) dla

gwiazd klasy F (M = l,5MO, L = 4.5L0), ^ = 4.10* lat.

3. Ciąg główny, klasy F5—M (M <1,2M 3)

Około klasy F5 ustaje mechanizm mieszania m aterii w gwiazdach

przez rotację; w tej też okolicy ciągu głównego produkcja energii prze­

staw ia się z cyklu węglowego na proces H + H, odpowiednio do niższych

w artości tem p eratu r centralnych. Niska w artość stosunku L/M w tych

klasach wskazuje na bardzo powolne tempo zmian ewolucyjnych:

w umownym okresie 3.109 lat, stanow iącym dolną granicę w ieku Słońca,

jego zawartość wodoru zm ieniła się zaledwie o 3%, przesunięcie na w y­

kresie H—R musi wypaść znikomo małe. Dzięki tem u też możemy

w pierw szym przybliżeniu założyć jednorodny skład chemiczny2) (aczkol­

wiek zdajem y sobie spraw ę z różnic, jakie w tym okresie mogłyby pow­

stać przy zupełnym braku procesów mieszających). W jeszcze silniejszym

stopniu dotyczy to gwiazd późniejszych klas.

Dla Słońca model budowy jest dokładniej rozpracowany niż dla ja ­

kiejkolw iek grupy gwiazd. Był on w ielokrotnie popraw iany w m iarę

postępu naszych wiadomości odnośnie w yrażeń na produkcję energii

i współczynnik nieprzezroczystości. Dla przykładu przytoczymy model

E p s t e i n a z r. 1951: T c = l,5 .1 0 7, X = 0,82, Y = 0,17, Z = 0,01. Uzy­

skujem y w nim skład chemiczny taki, jaki na podstaw ie analizy widma

słonecznego otrzym ano dla atm osfery Słońca. Dla gwiazd leżących po­

niżej Słońca w ciągu głównym nie ma dotąd zadowalającego rozwiązania

modelu: odw rotnie niż w gwiazdach bardzo gorących, otrzym uje się zbyt

dużą produkcję energii w stosunku do em isji promieniowania.

4. Gałąź olbrzymów

Olbrzymy, a także nadolbrzym y i podolbrzymy, stanow iły oddawna

zagadkę teorii budowy gwiazd. Poświęcono jej kilka dziesiątków prac

z wynikiem, który można nazwać znalezieniem drogi do rozwiązania.

Problem polega na tym, że zwykłe modele ze związkiem TC~MR"1 |t dają

przy dużych w artościach promieni olbrzymów tak niskie w artości tem ­

p eratu r centralnych, że produkcja energii przez procesy jądrow e wypada

znikomo mała w porów naniu z em isją promieniowania. W yjściem z tej

trudności, wskazanym jeszcze przez E d d i n g t o n a , jest przyjęcie mo­

delu o niejednorodnym składzie chemicznym : zakładając, że średni

2) S o r o k i n i M a s e w i c z opracowali m odel Słońca z uw zględnieniem róż­ nicy składu chem icznego w jądrze i otoczce.

Ewolucja gwiazd 19

ciężar cząsteczkow y [i rośnie ku środkow i gw iazdy — założenie zbieżne

z efek tem p rzem ian y w odoru w h el w gw iazdach niew ym ieszanych —

u zy skuje się w yższe w artości te m p e ra tu r c e n traln y c h p rzy danej w a r­

tości p ro m ien ia niż w m odelach jednoro dn ych . Z ależnie od p rz y ­

jęteg o p ra w a ro zk ładu [i z odległością od środka r o trz y m u je m y m n ie j­

szą lu b w iększą zw yżkę te m p e ra tu ry . Z a praw dopodobny bylibyśm y

skłonni uw ażać ta k i rozk ład |i

( r ) ,

k tó ry 1° — je s t fizycznie uzasadniony,

np. przez rozkład ośrodków p ro d u k cji en ergii w gw ieździe oraz m ech a­

nizm m ieszający częściowo m aterię, 2° — prow adzi do m odeli zgodnych

z rzeczy w isty m i olbrzym am i. Spośród w ielu ro z p a try w a n y ch m odeli dużo

uw agi pośw ięcono m odelom o bezw odorow ym izoterm icznym jąd rz e i bo­

g atej w w odór otoczce k o n c e n tru ją c e j n a sw ej w ew n ętrzn ej pow ierzchni

p ro d u k cję energii. O graniczeniem tego m odelu je s t okoliczność, że bez-

w odorow e jąd ro nie może przekroczyć określonego ułam k a m asy gw iazdy.

In te re su ją c y z p u n k tu w idzenia ew olucji ciąg m odeli obliczył ostatnio

M. S c h w a r z s c h i l d . Są to gw iazdy złożone z ubogiego w w odór

w n ę trz a (X = 0,01, Y = 0,97, Z = 0,02) oraz b ogatej w w odór otoczki

(X — 0,92, Y — 0,06, Z — 0,02). We w n ę trz u z n a jd u je się, nie w y p e ł­

n iają c go, jąd ro k o n w ek cy jne, re sz ta gw iazdy je s t w rów now adze p ro ­

m ienistej. S kład chem iczny w n ętrza, ja k rów nież otoczki, je s t jedn ako w y

dla k o lejn y ch m odeli ciągu, różnice p o legają n a p o stęp u jący m stosunku

m as w n ę trz a i otoczki. Za pom ocą ciągu siedm iu m odeli o m asach w n ę trz

od 14% do 50% całej m asy i rozpiętości m as od 1 do 4 m as Słońca a u to r

p o k ry w a z n ad w yżką cały obszar o lbrzym ów i podolbrzym ów n a w y ­

kresie H— R. R ozw iązania jego, zilu stro w an e n a rys. 1, są zgodne z rze ­

czyw istym i olbrzym am i pod w zględem te m p e ra tu r e fek ty w n y ch i jasności

absolu tn ych , istn ieje n a to m ia st p ew n a w ątpliw ość co do m as; n iestety

w ątpliw ości tej w tej chw ili nie m ożna ro zstrzygnąć z pow odu n ie­

pew ny ch i szczupłych w yznaczeń m as olbrzym ów z gw iazd podw ójnych.

Poza ty m p rz y ję ty przez Schw arzschilda rozkład n(r) w y m ag ałby fi­

zycznego uzasadnienia. T ym nie m n iej, jak o p ró b a rozw iązania zagad­

n ien ia budow y i ew olucji olbrzym ów , ciąg m odeli Schw arzschilda zasłu ­

g u je na uw agę: p rze d staw ia on drogi rozw ojow e gw iazd ciągu głów nego

k las

A

— G o m ałej prędkości ro tacji. Tem po ew olucji, ja k zawsze, rośnie

z m asą gw iazd. N a p rzyk ład zie tego rozw iązania w idzim y w yraźn ie, ja k

decydujące znaczenie dla ew olucji gw iazdy m a kw estia istn ien ia lub

b ra k u m echanizm u m ieszającego m ate rię : dw ie id en ty czn e gw iazdy, s ta r­

tu ją c e z tego sam ego p u n k tu ciągu głównego, z n a jd u ją się u sch yłku

drogi ew olucyjnej n a p rzeciw ny ch k rań c a c h zak resu te m p e ra tu r i ro z ­

m iarów , jeśli jed n a z nich m iała szybką ro tację, d ru g a — nie.

do-20

niosła rola w zagadnieniu budowy olbrzymów postaci w yrażenia na

współczynnik nieprzeżroczystości. W cytowanym rozwiązaniu au tor przy­

jął stały czynnik gilotyny w otoczce i rosnący proporcjonalnie do p 0'25 —

we w nętrzu 3).

5. Białe karły

Ten rodzaj gwiazd o bardzo gęstych, częściowo lub całkowicie zde-

generow anych, praw ie izotermicznych w nętrzach, bardzo ubogich w wo­

dór, uważa się powszechnie za końcowy etap rozwojowy gwiazdy. Do­

chodzą do niego gwiazdy bądź drogą stopniowej ewolucji, bądź drogą

kataklizm ów zwanych gwiazdami nowymi, polegających na zapadnięciu

się w nętrza gwiazdy przy jednoczesnym odrzuceniu w arstw wyższych.

C h a n d r a s e k h a r wykazał, że istnieje górna granica masy gwiazdy,

poniżej której może nastąpić częściowa lub całkowita degeneracja m a­

terii w gwieździe. Granica ta zależy od średniego ciężaru cząsteczko­

wego; przy [i = 2 wynosi dla określonego modelu 1,7 mas Słońca. Jeżeli

niektóre białe karły są produktam i gwiazd o większych masach, m usiały

one w przeszłości pozbyć się części swej masy.

6. Zagadnienie populacyj

Pojęcie populacji w sensie, jaki jej nadał B a a d e, lub pokrew ne

pojęcie kinem atyczne podsystemu, wprowadzone przez L i n d b l a d a

a rozbudowane przez P a r e n a g o i K u k a r k i n a , odniesiemy w sche­

macie naszych rozważań do zespołu gwiazd o w spólnym (makroskopowo)

m iejscu urodzenia. P aram etry fizyczne gwiazd są prawdopodobnie cią­

głym i funkcjam i m iejsca i czasu ich powstania. Jeżeli znajdujem y w n a­

szej G alaktyce oddzielne populacje, jest to w ynikiem nieciągłej stru k ­

tu ry Drogi Mlecznej, charakterystycznej również dla innych galaktyk.

Mówiąc o dwóch populacjach, mówimy o gwiazdach pochodzących z jądra

lub z ram ion spiralnych G alaktyki: jest to pierwszy, gruby podział. Sto­

sując k ry teria subtelniejsze, możemy wyróżnić większą liczbę populacyj,

aż dojdziemy w procesie podziału do pojęcia asocjacji lub grom ady gwiazd.

M ateria, z której pow staw ały i pow stają gwiazdy, może mieć różny

skład chemiczny w różnych regionach G alaktyki, stąd gwiazdy różnych

populacyj mogą mieć różny początkowy skład chemiczny. Różnice lokalne

gęstości, tem peratury i ruchu turbulencyjnego tw orzyw a mogły spowodo­

wać ukształtow anie się różnych rozkładów mas gwiazd. Średni wiek gwiazd

różnych populacyj może być różny zależnie od tego, w których miejscach

G alaktyki m ateria wcześniej „dojrzała“ do procesu form ow ania gwiazd.

3) E. J. S u s z k i n a opracowała niedaw no model ewolucyjny olbrzyma, w którym jądro konw ekcyjne, po w yczerpaniu wodoru, ulega stopniowej degeneracji.

Ewolucja gwiazd 21

Wreszcie, przy tym samym średnim czasie istnienia, mogą być gwiazdy

różnych populacyj więcej lub mniej posunięte w procesie rozwojowym,

zależnie od rozkładu mas i składu chemicznego materii. Pytanie, które

z tych czynników i w jaki sposób oddziałały na ukształtowanie odrębno­

ści populacyj, jest właściwym zagadnieniem populacyj w aspekcie

ewolucji. Zagadnienie to znajduje się obecnie na warsztacie astrofizyki.

Rys. 2. W ykres H ertzsprunga— R ussella grom ad k ulistych i tory ew olucyjne o lb rzym ów w g pracy S a n d a g e ’a i S c h w a r z s c h i l d a ,

A pJ

116,

463, 1952

Podstawą do jego rozwiązania powinny być dane obserwacyjne odnośnie

parametrów gwiazd różnych populacyj. Tutaj napotykamy od razu na

trudność, jeśli chodzi o znajomość mas gwiazd II populacji: znamy bardzo

niewiele gwiazd podwójnych wśród gwiazd szybkich, dla których można

z zadowalającym przybliżeniem wyznaczyć masy. Zdają się one wska­

zywać na to, że empiryczna krzywa M— L II populacji przebiega ponad

krzywą I populacji, to znaczy, przy tej samej wartości masy, gwiazdy

II populacji promieniują intensywniej. Jeżeli na wykresie H—R przyj­

miemy za ciąg główny II populacji gałąź podkarłów (ciąg gwiazd

szyb-22 W. Iwanowska

kich leżący w klasach A —M poniżej ciągu głównego I populacji, w odle­

głości około 2m), jeżeli dalej dla obu ciągów wolno przyjąć ten sam model,

który rozpatryw aliśm y poprzednio — wówczas możemy otrzym ać układ

linij L—M i L—T e dla dwóch populacyj zgodny (przynajm niej jako­

ściowo) z obserwowanym, przy założeniu dla II populacji bądź mniejszej

zaw artości pierw iastków ciężkich (mniejsze Z), bądź mniejszej zawartości

wodoru (mniejsze X) bądź też obu tych warunków. Cóż mówią badania

spektroskopowe o ew entualnych różnicach składu chemicznego gwiazd

obu populacyj? M. S c h w a r z s c h i l d doszedł do wniosku, że osobli­

wości spektralne gwiazd szybkich dadzą się wytłum aczyć na gruncie

założenia mniejszej w artości Z (i większej wartości X) dla tych gwiazd.

Z prac w ykonanych w Toruniu nad widm am i gwiazd szybkich klas F— K

oraz zm iennych typu RR Lyrae w ynika, że łączne założenie mniejszych

w artości X i Z w II populacji pokryw a najw iększą ilość obserwowanych

efektów. D efinityw ną konkluzję u tru d n ia b rak ustalonej skali tem peratur

efektyw nych dla gwiazd II populacji. Z tego względu pilną potrzebą jest

badanie rozkładu natężeń w widmach ciągłych tych gwiazd, lub cho­

ciażby wskaźników barw y, by można było określić dla nich przynajm niej

tem peratury barw ne.

Gałąź olbrzymów II populacji, której schem atyczny przebieg dla gro­

m ady kulistej przedstaw ia kreskow any obszar na rys. 2, nasuw a przede

wszystkim zagadnienie modelu, ponieważ tu taj, podobnie jak dla olbrzy­

mów I populacji, istnieje trudność uzyskania w ystarczająco wysokich

w artości te m p eratu ry centralnej przy dużych rozm iarach gwiazdy. I tu

również zwracam y się do modeli o niejednostajnym składzie chemicznym

(niejednorodnych), które tę trudność pokonywują. Przytoczym y znowu

dla przykładu inną pracę M. S c h w a r z s c h i l d a, w której au tor osiąga

dla pewnego rodzaju modeli niejednorodnych tory ewolucyjne podobne

do linii olbrzymów II populacji. Punktem wyjścia je st gwiazda ciągu

głównego pozbawiona m echanizmu mieszającego m aterię, a więc niero-

tująca. Gwiazda taka zużywa wodór w centralnym jądrze, przesuw ając

się w tym okresie bardzo nieznacznie ponad ciąg główny. Z chw ilą gdy

bez wodorowe jądro osiągnie granicę przew idzianą przez C h a n d r a s e k ­

h a r a (około 12% masy gwiazdy), Schwarzschild wprowadza swój ciąg

modeli, w których źródłami energii są: przem iana wodoru w hel w w ar­

stw ie otaczającej bezwodorowe jądro, oraz rozpoczynająca się kontrakcja

jądra. Energia graw itacyjna kurczącego się jądra częściowo zużywa się

n a pokrycie em isji promieniowania, częściowo zaś na podnoszenie tem ­

p e ratu ry ją d ra i otoczki. W tym okresie następuje silna ekspansja otoczki

i spadek tem p eratury efektyw nej, gwiazda szybko odsuwa się od ciągu

głównego na prawo. Gdyby nie wchodziły w grę nowe źródła energii,

gwiazda posuwałaby się po torze poziomym aż do krańców w ykresu H—R.

Ew olucja gwiazd 23

Zakręt gałęzi olbrzymów gromad kulistych ku górze, Schwarzschild tłu-,

maczy (rachunków odnośnie tej części krzywej nie przeprowadził) możli­

wym wejściem w grę nowych reakcyj jądrowych, w szczególności prze­

widzianej przez S a l p e t e r a przemiany helu w cięższe pierwiastki,

Proces ten wymaga temperatury ok.

2.108

stopni; tego rzędu temperatury

osiąga wnętrze modelu Schwarzschilda w punkcie zwrotnym. Schwarz­

schild liczył swoje modele dla składu chemicznego otoczki:

X

=

0,60, y = 0,38,

Z

= 0,02,

oraz jądra:

X = 0, Y

=

0,98,

Z

= 0,02.

Wobec dużej

niepewności co do modeli olbrzymów, trudno jest w tej chwili dyskuto­

wać nad różnicą składu chemicznego tych gwiazd w różnych populacjach.

W ogólnej konkluzji wydaje się słusznym przypuszczenie, że gwiazdy

różnych populacyj powstały z materii o różnym początkowym składzie

chemicznym i posuwają się po różnych torach ewolucyjnych na wykresie

H— R. Jeśli chodzi o średni wiek podkreśla się, że gwiazdy II populacji

są zespołami starszymi niż gwiazdy I populacji. Nie brano jednak do­

tychczas pod uwagę przy szacowaniu wieku tej okoliczności, że stosunek

L/M

jest dla gwiazd II populacji większy — o jaki czynnik, dokładnie

obecnie> nie wiemy. Również możliwa początkowa mniejsza zawartość

wodoru w tych gwiazdach działałaby w kierunku skrócenia skali ich

wieku.

P o d s u m o w a n i e w y n i k ó w

Omówiliśmy pokrótce dzisiejszy stan zagadnienia ewolucji pojedyn­

czych gwiazd „normalnych14, rozpatrując w tym referacie możliwości jego

rozwiązania na gruncie założenia niezmienności masy. Reasumując wy­

niki, możemy przedstawić krótko dzieje przeciętnej gwiazdy ciągu głów­

nego w następujący sposób. Gwiazdy powstawały i powstają obecnie

z kondensacyj materii międzygwiazdowej. Zasadniczymi procesami ewo­

lucyjnymi pokrywającymi emisję promieniowania są: kontrakcja i pro­

cesy jądrowe, głównie przemiana wodoru w hel. Tempo ewolucji jest

szybsze dla gwiazd absolutnie jaśniejszych. Końcowym etapem gwiazdy

jest stan białego karła — bezwodorowej masy zdegenerowanego gazu.

Schemat ten odpowiada gwiazdom ciągu głównego na prawo od klasy

A.

Teoria budowy i ewolucji tych gwiazd jest najbardziej zaawansowana. Na­

tomiast teoria młodych gwiazd górnej części ciągu głównego znajduje się

jeszcze

in statu nascendi

; obiecującą drogę do rozwiązania zagadnienia

ewolucji tych gwiazd wskazuje koncepcja emisji materii, rozpracowana

przez astronomów radzieckich. Gałąź olbrzymów zdaje się przedstawiać

drogę ewolucyjną gwiazd ciągu głównego nie posiadających szybkiej ro­

tacji, niejednorodnych pod względem składu chemicznego. W tym krót­

kim przeglądzie nie zostały uwzględnione gwiazdy podwójne i osobliwe,

jak zmienne, lub gwiazdy o wyjątkowym składzie chemicznym.

Zagad-24 W. Iw anow ska

nienia specjalne, jakie nasuw ają te rodzaje gwiazd (zagadnienie pow sta­

w ania i trw ałości gwiazd podwójnych, zagadnienie stabilności gwiazd),

mogą rzucić wiele św iatła na interesujący nas problem ewolucji. Również

ważnym z tego p u nk tu widzenia jest problem wzajemnego oddzia­

ływ ania gwiazd i m aterii międzygwiazdowej — zagadnienie pewnego

rodzaju równowagi między fazą rozproszoną i gwiazdową m aterii. Teoria

akrecji, chociaż zapewne posunięta do zbyt daleko idących wniosków

w pracach H o y 1 e’a, B o n d i’ego i ich współpracowników, staw ia to

zagadnienie w ogniu dyskusji. Bez przesady można powiedzieć ogólnie,

że nie m a w astrofizyce współczesnej zagadnień, które by bezpośrednio

lub pośrednio nie wiązały się z zagadnieniem ewolucji gwiazd, ogólniej —

ewolucji m aterii we Wszechświecie.

L I T E R A T U R A

B. S t r o m g r e n , E v olution of S tars, A stro n o m ic a l Jo urnal 57, 65, (Tam że szcze­ gółow y w y k az lite r a tu r y ) 1952.

M. S c h w a r z s c h i l d , Inhom ogeneous S te lla r M odels I, A stro p h y sic a l Journal, 116, 317, 1952.

A. S. S a n d a g e , M. S c h w a r z s c h i l d , Inhom ogeneous S te lla r M odels II, A stro p h .

Jo u rn a l 116, 463, 1952.

S ym posium on S te lla r E volution, VI I I A sse m b ly o f th e IA U , 1952.

B. C. C o p o K H H h A . r . M a c e B M H , K B o n p o c y 06 3b o j i i o l(m m 3Be3fl w i a B H O i i n o c jie flO B a T e jiB H O C T M , Ac t p o h. JKypHaji X X V III, 21, 1951.

E , M. C y u i K H H a , K Bonpocy 06 s b o j i i o h m h K pacHtix rm'airroB, A c t p . J K y p n a ji X X X, 274, 1953.