Postępy Astronomii nr 2/1984

PL ISSN 0032—5414

P OS T Ę P Y

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

TOM XXXII — ZESZYT 2

KWIECIEŃ — CZERWIEC 1984

WARSZAWA — ŁÓDŹ 1985

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXXII — ZESZYT 2

KWIECIEŃ - CZERWIEC 1984

WARSZAWA — ŁÓDŹ 1985

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor naczelny: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń

Sekretarz Redakcji: Tomasz Kwast, Warszawa

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

W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIE] A K A D E M II NAUK

ARTYKUŁY

Postępy Astronomii Tom XXXII (1984). Zeszyt 2

SZEROKIE STRUKTURY ABSORPCYJNE W WIDMACH GWIAZD Ap O A N Ł I S Z G E R T N E R

Instytut Astronomii Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)

IMPOKHE AECOPmmOHHHE CTPYKTyPK B CIIEKTPAX Ap 3BE3JI,

H. r 3 p T H 3 p

C o A e p x a H H e

IIpeflCTaBjieHO ofiaop mnpoKHx cTpyKTyp HaftfleHHx b HenpepuBHux cne-

Kipax 3Besfl Ap. OnHcaHO $ 0T0MeTpmiecKHe MeioflH H3MepeHHii s t h x ^epi

H BOSMOXHbie oO'bflCHeHHH STOrO HBJieHHH.

THE BROAD ABSORPTION FEATURES IN THE SPECTRA OF Ap STARS

S u m m a r y

The article presents a review df a broad depressions detected in the continuous spectra of Ap stars. The photometric methods used to measure those features are described as well as the pos­ sible explanations of such phenomenon.

1. WPROWADZENIE

Wiadomo, że gwiazdy różnię się między sobę. Ilość parametrów fizycznych koniecznych do dobrego opisania pojedynczej gwiazdy da­ je możliwość tworzenia wielu podziałów wśród gwiazd. Oednym z

108 0. Gertner

\

kich parametrów może być wartość natężenia pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy. Wielkość tę możemy mierzyć korzystając z efek­ tu Zeemana powodującego rozszczepienie linii w widmach gwiazdo­ wych. Z uwagi na ograniczenia, wywołane choćby przez zdolność roz­ dzielczą dzisiejszej aparatury, metoda ta pozwala na mierzenie pól magnetycznych z dokładnością do ok. 100 Gs.

W wyniku serii takich badań udało się wyodrębnić grupę gwiazd mających silne (od kilku do kilkudziesięciu kilogausów) pola mag­ netyczne. Dla porównania podajmy, że ogólne pole magnetyczne Słoń­ ca ma natężenie ok. 4 Gs.

Okazuje się, że wśród gwiazd ciągu głównego takie silne pola magnetyczne mają przede wszystkim gwiazdy o typach widmowych B8- -F0. Takie gwiazdy nazwano gwiazdami magnetycznymi.

Od kilkudziesięciu lat gwiazdy magnetyczne są bardzo intensyw­ nie badane. Istnieją specjalne ich katalogi ( B a b c o c k 1958; B e r t a u d 1959, 1960, 1965) zawierające po kilkaset obiektów. W trakcie badań poznano wiele charakterystycznych cech takich gwiazd. Ogólnie biorąc, są to gwiazdy zmienne, przy czym zmien­ ność dotyczy wielu parametrów, takich Jak: natężenie pola magne­ tycznego, jasność, prędkości radialne i szerokości równoważne li­ nii widmowych. Ponadto gwiazdy mcgnetyczne mają osobliwy skład che­ miczny. Przez pojęcie „osobliwy” rozumiemy tu skład chemiczny is­ totnie różny od składu chemicznego Słońca. W widmach gwiazd tej klasy, oprócz bardzo licznych i silnych linii żelaza, występują również liczne linie chromu, strontu, krzemu, europu i innych pien- wiastków ziem rzadkich. Z uwagi na te osobliwości spektralne kla­ sę gwiazd magnetycznych oznacza się w literaturze często jako „Bp" lub „Ap stars" (oznaczenie typu widmowego z indeksem „p" - pecu­ liar) .

Główne charakterystyki gwiazd Ap są dobrze opisana w kolej­ nych artykułach przeglądowych, zamieszczanych w Annual Review of Astronomy and Astrophysics ( S a r g e n t 1964; L e d o u x i R e n s o n 1966; P r e s t o n 1974; B o r r a 1982).

2. SZEROKIE STRUKTURY ABS0RPCY3NE

W latach sześćdziesiątych wydawało się, że podstawowe dane obserwacyjne o gwiazdach Ap są już zebrane. Powstały też liczne teorie tłumaczące lepiej lub gorzej osobliwości występujące w

wi-Widma gwiazd Ap 109 dmach tych gwiazd. Wiele uwagi poświęcono m.in. badaniom widma ciągłego gwiazd magnetycznych. Nie Jest ono podobne do widma nor­ malnych gwiazd ciągu głównego o odpowiednich temperaturach. W szcze­ gólności pokazano ( L e c k r o n e 1973), że w ultrafiolecie poziom widma ciągłego gwiazd Ap jest znacznie niższy od poziomu kontinuum dla gwiazd A o podobnych wartościach w barwach UBV. L e- c k r o n e ze współpracownikami ( L e c k r o n e , F o w l e r , A d e 1 m a n 1974) próbowali znaleźć wyjaśnienie tego zjawiska. Obliczali oni modele atmosfer gwiazd Ap, uwzględniając absorpcję w liniach, przy czym absorpcja wywoływana przez linie metali była w tych modelach wzmacniana o arbitralnie dobrane ozynniki. Nie uwzględniano natomiast absorpcji powodowanej przez przejścia zwią- zano-swobodne.

Pomimo stosunkowo dużych uproszczeń okazuje się, że ta metoda daje jakościowo dobre przybliżenie w szerokim zakresie widma - od ultrafioletu aż po zakres wizualny. Ponadto stwierdzono, że dla fal dłuższych od 3500

A

widma gwiazd Ap są podobne do widm nor­ malnych gwiazd ciągu głównego o wyższych temperaturach.

Te wyniki były zresztą potwierdzeniem wcześniejszych donie­ sień ( H y l a n d 1967; O u g a k u i S a r g e n t 1968). A zatem widmo ciągłe gwiazdy Ap rysuje się jako widmo normalnej gwiazdy ciągu głównego (nieco gorętszej) zaniżone w ultrafiole­ cie poprzez silną absorpcję linii metali.

Mielibyśmy więc zupełnie klarowny obraz, gdyby nie doniesie­ nie K o d a i r y (1969), który badając widmo ciągłe gwiazdy HD 221568 odkrył w nim szerokie depresje rozciągające się na po­ nad 100 A każda. Środki tych struktur przypadały w okoli­ cach A 4200

A ,

A5200

A

i A6300

A .

Istnienia owych struk­ tur nie da się wyjaśnić za pomocą ciągłej absorpcji wodorowej. I< o d a i r a nie podejmuje dalszych prób interpretacji, sugeru­ je jedynie, że mogą one być skutkiem absorpcji wywołanej przez pierwiastki mające liczne linie w tym obszarze widma.

To odkrycie K o d a i r y spowodowało oczywiście wzrost za­ interesowania własnościami fotometrycznymi gwiazd Ap. Wśród wielu prac, które pojawiły się w następnych latach, trzeba wymienić arty­ kuł P e t e r s o n a (1970). Podjął on próbę interpretacji wy­ ników K o d a i r y. Zauważył przede wszystkim, że gwiazda przez niego badana wykazuje bardzo silne zmiany szerokości równoważnych linii krzemu, w dodatku zmiany te są dobrze skorelowane z krzywą

110 3. Gertner

zmian blasku. Stęd już bardzo blisko do hipotezy wyjaśniajęcej ob­ serwowane przez K o d a i r ę szerokie struktury absorpcyjne pochłanianiem promieniowania w liniach krzemu. Dodatkowym argu­ mentem przemawiającym za takę hipotezę jest fakt, że struktury

A 5200 A i A6300

A

leżę blisko niecięgłości dla przejść zwięzano- - swobodnych w atomach neutralnego krzemu. Pozostaje Jeszcze do wy­

jaśnienia struktura w okolicy A4200

A .

Obliczenia prowadzone dla przejść zwięzano-swobodnych w Si I nie daję, niestety, odpo­ wiedniej ilości linii w tym zakresie widma. P e t e r s o n su­ geruje więc (nie dokonujęc jednak szczegółowych obliczeń), że ta struktura może pochodzić od przejść autojonizacyjnych.

Była to pierwsza hipoteza tłumaczęca w sposób jakościowy me­ chanizm powstawania szerokich struktur absorpcyjnych w widmach gwiazd Ap. Pierwsza z wielu. W kolejnych bowiem latach ukazało się wiele prac M a i t z e n a i współpracowników. M a i t z e n j e 8 1 pierwszym badaczem, który rozpoczęł systematyczne badania gwiazd Ap pod kętem wykrywania szerokich struktur absorpcyjnych. Wykonano 11-barwnę fotometrię w kilku fazach zmienności gwiazdy dla HO 125248 ( M a i t z e n 1 M o f f a t 1972). Dest to gwiazda o typie widmowym AOp. We wszystkich badanych fazach obser­ wuje się depresja w widmie cięgłym w okolicach A4200

A

i A5200

A .

Ogólny wyględ i charakter przebiegu widma cięgłego Jest porówny­ walny z wynikami dla HO 221568 badanej przez K o d a i r ę.

Jednakże, jak wynika z wcześniejszych obserwacji ( B a b c o c k 1951), HO 125248 w odróżnieniu od poprzedniej nie jest gwiazdę krzemowę (tzn. krzem nie jest w jej widmie tak silnie widoczny). 3ej typ osobliwości oznacza się jako SrCrEu, co znaczy, że te właś­ nie pierwiastki dominuję w widmie. Ponadto wyjętkowo silna struk­ tura wokół A4200

A

wydaje się zmieniać z fazę. Podobnę zależność od fazy obserwuje się dla szerokości równoważnych linii Ce II, Fe I, Fe II i Eu II. Struktura wokół A5200 A zdaniem M a i t z e n a i M o f f a t a nie wykazuje zmian.

W tym przypadku więc absorpcja przypisywana liniom krzemu nie jest w stanie wytworzyć tak wyraźnych depresji w widmie cięgłym. Podobne rezultaty osięgnięto rok wcześniej dla gwiazdy HD 71866 ( W o l f f i W o l f f 1971).

Wszystkie trzy wymienione dotęd gwiazdy magnetyczne maję jed- nę wspólnę cechę. Ich widma charakteryzuje silna i okresowa zmien­ ność linii absorpcyjnych Eu II. Nasuwa się więc przypuszczenie, że

Widma gwiazd Ap 111 to właśnie zjonizowany europ jest przyczynę zmian blasku, a praw­ dopodobnie odpowiada on także za szerokie struktury absorpcyjne w widmie ciągłym.

Jakościowo podobne wyniki uzyskano następnie dla kilku dal­ szych gwiazd Ap, m.in. dla HD 98088 (M a i t z e n 1 9 7 3 ), HD

49976 ( M a i t z e n i A l b r e c h t 1975) oraz dla HD 203006

( M a i t z e n i in. 1 9 7 4 ). W dwóch ostatnich przypadkach zaob - serwowano, że przy wzroście strumienia w widmie ciągłym wzrasta również absorpcja wokół A4200 A i A 5200

A.

Problem pochodzenia szerokich struktur podjęli kolejni auto­ rzy (K o d a i r a 1973; L i t t l e 1974). Ten ostatni popra­ wił uzyskane przez siebie skany gwiazdy HD 16733 na łączny efekt pochłaniania w liniach (tzw. „Blanketing effect"). Korzystając ze znanych danych o składzie chemicznym tej gwiazdy, L i t t l e obliczył (ściśle biorąc? oszacował), że takiemu pochłanianiu moż­ na przypisać ok. 50% obserwowanej wielkości szerokich struktur. No, ale co zrobić z pozostałymi 50%?

Wieloletni program badań widma ciągłego gwiazd Ap rozpoczął A d e l m a n w połowie lat siedemdziesiątych. W pierwszej, ob­

szernej pracy poświęconej temu zagadnieniu ( A d e l m a n 1975) omówił rezultaty obserwacji skanerowych wykonanych w obserwato­ riach Kitt Peak, Mt Palomar i Mt Wilson. Celem tych obserwacji by­ ło wykrycie, dla dużej próbki gwiazd A p , szerokich struktur absor­ pcyjnych i próba ich interpretacji.

Szerokość pasm, w jakich prowadzona była fotometria, nie prze­ kraczała 60 A. Dako kryterium definiujące obecność danej struk­ tury przyjęto obniżenie widma ciągłego o 0T03. Wysokość widma w obrębie poszczególnych struktur oparto na pomiarach dokonanych w następujących długościach fal: dla struktury A4200

A

brano śred­ nią z AA4167 i 4255 A, dla pozostałych struktur odpowiednioAA5264

i 6370

A.

Na rys. 1 pokazano rozkład energii w widmach czterech gwiazd magnetycznych. Wyraźnie widoczne są silne struktury wokół A.4200 i

A5200 A, a także dużo słabsza

w

okolicy A6300

A.

Ogólnie z przebadanych 38 gwiazd Ap 6 wykazuje strukturę

A4200

A,

20 - A5200

A

i 4 - A6300

A.

Badania objęły tylko jaś­ niejsze gwiazdy Ap - tzn. nie słabsze od 6™5.

Ponownie staje problem interpretacji tego zjawiska. A d e 1- m a n zauważył, że dla g w i a z d y # CVn, dla której miał kilka

ska-112 _{3. G e rtner}

nów u zys kan ych w różnych fazach, struktura wokół A5200 & jest w y ­

raźnie w i d o c z n a w fazie 0,0, t j . kiedy linie p i e r w i a s t k ó w ziem rzadkich sę najsilniejsze; natomiast w fazie 0,5 (minimum ziem

Rys. 1. R o zkład ener g i i w widmie cięgłym czterech gwiazd Ap. W y r a ź ­ nie widoczne sę szerokie s t r u k t u ­

ry w ę k o licach AA4200 A (1 /A « 2 ,4 ),

5200 A (1 /A 1 , 9 ) oraz 6 3 0 0 «« A

(1 /A « 1 , 6 ) . ( A d e l m a n 1981)

rzadkich) s t r uktury tej p r a k ty cznie nie widać. W s k a z u j e to na

z m i enność struktury A 5200

A

skorelowaną ze zmienn o śc i ą linii m e t a ­

li ziem rzadkich. Dla tej gwiaz dy hipoteza Pet e r s o n a również „nie pracuje", gdyż linie krzemu zmie niają się w an t y f a z i e w s to sunku do linii p i e rwiastków ziem rzadkich.

Dla p o r ó w n a n i a A d e l m a n obser w o w a ł także normalne g w i a ­

zdy ciągu głównego w po dobnym zakresie typów widmo w y ch . Żadnej z

o m a w i a nych tutaj szerokich s trukt ur w w i dmach tych gwiazd nie z a ­

obs e r w owan o. Zdaniem A d e l m a n a , świadczy to o z w i ą z k u sze­

rokich struktur a b s o r pcy jny ch z nado b f i t o ś c i a m i niekt ó ry c h p i e r ­ w i a s t k ó w w at mosfera ch gwiazd Ap oraz / l u b z różnicami s t r u k t u r a l ­ nymi w budowie tych gwiazd.

T r z ym ając się już wy s u n i ę t y c h hipotez, próbuj e A d e l m a n

rozpracować je dokładniej o Wiadomo, że najbardziej na d ob f i t ym i

p i e r w i a s t k a m i w g w i az dac h Ap są krzem, p i e r w i a s t k i g r up y ż e l a z a i p i e r w i a e t k i ziem rzadkich. % HO 216553 * V * \_44* >4 UMA • •* oo. A . ł 5SCAMaA*a -MOJIMiJ. * 31 Afl 25 U 21 2 b 23 2 * 1 3 2 2 2 1 20 l 9 18 I m 'T u I V ' ' iUlMl

Widma gwiazd Ap 113 Na temat krzemu pisał Już P e t e r s o n (1970). CJednakże A d e 1 m a n dysponuje Już lepszymi, otrzymanymi w tym czasie danymi o potencjałach jonizacyjnych krzemu. Na podstawie tych da­ nych mógł on dokładniej obliczyć przejścia z górnych poziomów ener­ getycznych Si I do kontinuum. Okazuje się z tych obliczeń, że przej­ ścia zwięzano-swobodne neutralnego krzemu mogę w istotny sposób dawać wkład do struktury w okolicach A.6300 A, natomiast ich wpływ na powstanie struktury A5200 A jest znacznie mniej istotny.

Jeśli chodzi o pierwiastki ziem rzadkich, to najbardziej obfi­ ty jest europ. Przejścia zwięzano-swobodne Eu II mogę być odpowie­ dzialne za strukturę A4200 A. Nie można, niestety, wiele powie­ dzieć o wpływie tych przejść na pozostałe obserwowane struktury, gdyż nasza wiedza o widmie Eu II jest jak dotęd zbyt uboga. Po­ dobnie ma się sprawa z widmami innych pierwiastków ziem rzadkich.

Natomiast trzecia grupa - pierwiastków typu żelaza, czyli głów­ nie Fe i Cr - ma tak dużo niecięgłości zwięzano-swobodnych w zak­ resie AA4000-7500 A, że można za ich pomocę teoretycznie wytłuma­ czyć wszystko. Świadczy to o konieczności uwzględniania tych nie­ cięgłości w obliczeniach modelowych gwiazd Ap.

3. WSKAŹNIKI FOTOMETRYCZNE

¥

W połowie lat siedemdziesiętych wspominany już M a i t z e n (1975, 1976) zaproponował nowy system fotometryczny oparty na pa­ rametrze „a" zdefiniowanym następujęco:

a « g2 - 0, 5( g1 + y ) , (1)

gdzie: g 1# g2 sę to wartości określone przy użyciu filtrów inter­ ferencyjnych typu Schott IL o efektywnych długościach fal odpowie­ dnio A5020 A i A5240

A,

natomiast „y" jest tradycyjnym pasmem z systemu fotometrycznego S t r ó m g r e n a (1963).

Z pomocę tego parametru tworzy się wskaźnik służęcy do detek­ cji struktury A.5200 A:

ń a = a - afl. (2)

Dest to po prostu różnica parametru „a“ między gwiazdę Ap a gwiaz­ dę normalnę o takiej samej temperaturze (ten warunek sprowadza się w praktyce do równości parametru (b - y) dla obu gwiazd).

114 O. Gertner

2 pomocę tego wskaźnika M a i t z e n sfotometrował wiele gwiazd A p , wykrywajęc w ich widmach strukturę A5200 A.

Wskaźnik M a i t z e n a stanowił inspirację dla A d e 1- m a n a (1979), dysponujęcego nieco innym systemem fotoraetrycza­ nym , do wprowadzenia własnego wskaźnika czułego na strukturę A.5200 A. Badając wyniki otrzymane dla wspólnych gwiazd z obu pro­ gramów obserwacyjnych, określił on zwięzek między obu systemami, uzyskujęc zależność:

^ a (Adelraan) - ° ’821 * ’ °"°°4 - <3 > W programie A d e l m a n a były oczywiście również normalne gwiazdy A. Powstała więc możliwość ustalenia kryteriów występowa­ nia struktury A5200 As

A a > 0 I?007 d la gwiazd o (b - y) < 0 *0 6,

(3a) A a ^ o T o i l d la gwiazd o (b - y) > oToć.

Dla obserwowanych 15 gwiazd Hg-Mn (najgorętsza grupa gwiazd Ap, o silnej nadobfitości rtęci i manganu) średnia wartość A a = ■ 0 ,0 0 7 , a zatem na granicy wartości wskaźnika dla gwiazd normal­ nych. Wydaje się więc, że generalnie gwiazdy Hg-Mn nie wykazuję struktury A5200 A. Warto w tym miejscu dodać, że gwiazdy Hg-Mn sę co prawda osobliwe z uwagi na skład chemiczny, ale ich pola magne­ tyczne sę znacznie mniejsze od pól chłodniejszych gwiazd Ap.

Spośród obserwowanych 68 chłodniejszych gwiazd Ap większość

0

ma, zgodnie z wymienionymi wyżej kryteriami, cechę Ż15200 A. Te gwiazdy Ap, które nie wykazuję struktury A5200 A, dzielę się na dwie grupy. Jedna to goręce gwiazdy Ap (niewiele tylko chłodniej­ sze od gwiazdy Hg-Mn), jak np. HD 37474, zaś drugie to najchłod­ niejsze, jak HD 176232 czy HO 201601. Za wcześnie jest jeszcze na wysuwanie daleko idęcych wniosków, ale może to wskazywać na warun­ ki, w jakich powstaję struktury A.5200 A.

Kolejnę strukturę, szerzej badanę przez A d e l m a n a , jest

O

A.4200 A. Dla tej struktury także można utworzyć odpowiedni wskaź­ nik fotometryczny. A d e 1 m a n używa tu węskopasmowej fotome­ trii, wykorzystujęc pasma ześrodkowane wokół AA.4032, 4167, 4265,

i 4464 A. Poniżej A4032 A pomiar widma cięgłego jest zakłócony przez liczne linie balmerowskie, podczas gdy między A.4255 A

Widma gwiazd Ap 115 Tak więc wskaźnik został skonstruowany przez porównanie warto­ ści w punktach A4167 A i A.4200 A (obniżonych względem kontinuum w tych gwiazdach, które maję strukturę /14200

A)

z wartościami konti­ nuum w punktach A.4032 A i A4255 A. Ostateczny kształt tego wskaź­ nika jest następujęcy;

i *» 0.s[(m4167 + m420o^ " ^m4032 + m4255^]*

W trakcie badań okazuje się jednak, że wskaźnik „i" ma pewnę wadę. Mianowicie struktura A4200 A często rozcięga się poza punkt A4255

A .

Ola większości gwiazd Ap właściwym punktem odniesienia jest dopiero punkt A4464

A .

Jednocześnie w obszarze między A 4 0 3 2

A

a A.4464

A

dużę wartość ma parametr określajęcy pochłanianie w li­ niach. Parametr ten maleje w istotny sposób poza granicę wyznaczo- nę przez punkt A4464 A. Ten ostatni fakt świadczy na korzyść hi­ potezy tłumaczęcej występowanie struktur A4200 A właśnie pochła­ nianiem w licznie zgrupowanych w tym obszarze liniach absorpcyj­ nych ( P h i l l i p s , F i x , N e f f 1975).

Bioręc te wszystkie czynniki pod uwagę, A d e 1 m a n wpro­ wadza dodatkowy wskaźniki

i* * ° ‘5 [(*4i67 + m4200) “ ^“4032 + m 4464^]*

W podobny sposób Jak dla w a k a ź n i k a A a i tutaj określone zostaję kryteria obecności struktury A4200

A«

A i ^ O ^ O i e

Ai*>oToi5.

(5a)

Wśród gwiazd Hg-Mn tylko Jedna wykazuje strukturę \A2D 0 A zgodnie z kryterium Ai, natomiast aź 7 wg kryterium A i*. Wynika atęd, że drugi wakaźnik jest bardziej czuły.

Ola gwiazd Ap uzyskano odpowiednio 50% i 90% obecności struk­ tury A4200

A .

Ponowne, wyniki wskazuję na zanikanie tej struktury u.najchłodniejszych gwiazd Ap.

W tej sytuacji interesująco zapowiada się możliwość istnienia korelacji między wskaźnikami obu struktur. Na rys. 2 pokazano za­ leżność Aa od A i . Pomimo dosyć dużego rozrzutu widać wyraźnę ten­ dencję do wzrostu Aa wraz ze wzrostem A i . Podobnie wyględa

porów-j ^

n an ie A a ze wskaźnikiem A i .

Interpretacja takiej korelacji może być dwojakat albo obie struktury maję podobne pochodzenie, albo też obfitości

pierwiast-1 pierwiast-1 6 O. G e r trier

ków odpowiedzialnych za powstawanie obu struktur zmieniają się w jednakowy sposób. Oczywiście wnioski byłyby pełniejsze, gdyby nie duży rozrzut na prezentowanym wykresie. Niestety, są przynaj­ mniej dwa podstawowe źródła takiego rozrzutu: niepewność w szaco­ wanych obfitościach poszczególnych pierwiastków powodowana zało­ żeniem, że struktura atmosfery gwiazd Ap jest taka sama jak struk­ tura atmosfery gwiazd normalnych, oraz fakt, iż żaden z dotych­ czas wprowadzonych wskaźników fotometrycznych nie mierzy szerokoś­ ci równoważnej badanych struktur.

A l

Rys. 2. Zależność indeksu A a czułego na strukturę A 5 2 0 0 A od in­ deksu A i czułego na strukturę A4200 A ( A d e l m a n 1979)

Inny system fotometrii wąskopasmowej ( B a r b i e r i M o r ­ g u 1 e f f 1964) , opracowany początkowo dla ogólnych badań gwiazd wczesnych typów, został dostosowany do obserwacji gwiazd Ap ( G e r b a l d i 1972). Opierając się na tym systemie stworzono ( G e r b a l d i i M o r g u l e f f 1981) zestaw wskaźników czułych na strukturę A4200 A:

Widma gwiazd Ap 117 AC(9) = 0(9) + 0,053 - l,425(b -

y)

, (7) AC(10) = C(10) - 0,679 - 1,270(b - y ) , (8) przy c z y m : c (5 ) ■ m 4043 “ m 4 9 5 1 ' (6 a ) 0(9) ■ m4 162 “ m 4 9 5 1 ‘ 0(10) = m4235 - m 4951* (®a )

Wskaźniki A C ( 5 ) , A C ( 9 ) , AC(10) stanowię różnicę między wartościa­ mi parametrów 0(5), 0(9), 0(10) dla gwiazd Ap a średnimi relacja­ mi tych parametrów dla normalnych gwiazd.

Wskaźniki te mierzę całkowitę absorpcję w odpowiednich pas­ mach. Deśli zatem w tych pasmach zmierzy się wystarczajęco dokład­ nie wartość parametru określajęcego łęczny efekt pochłaniania w liniach, to można będzie stwierdzić, czy struktura A4200 A jest tylko wynikiem pochłaniania w liniach, czy też ma inne źródło. W wyniku dokonanych obserwacji autorki ostatniej z wymienionych prac dochodzę do wniosku, że struktura M 2 0 0 A jest praktycznie je­ dynie efektem zmiennego pochłaniania w liniach absorpcyjnych.

Również system fotometrii wileńskiej jest obecnie dostosowany do identyfikacji struktur A X 4200 i 5200 A ( S t r a i z y s i Z i-

t k e v i c i u s 1977). *

Oo ciekwaych wniosków prowadzę także wskaźniki wyprowadzone z systemu fotometrii genewskiej. Ten pięciopasmowy system pozwala na skonstruowanie dwóch wskaźników czułych na strukturę A5200 A. Najpierw pokazano (H a u c k 1975), że normalne gwiazdy typów B-F lokuję się na wykresie (VI - G) vs (B2 - G) wzdłuż prostej da­ nej przez równanie:

(VI - G) = 0,289(B2 - G) - 0,302, (9)

natomiast gwiazdy Ap sę na takim wykresie usytuowane poniżej tej prostej. Taki układ Jest konsekwencję absorpcji widocznej w fil­ trze Vl(A,e f^ ■ 5405 A). Absorpcja w tym filtrze jest właśnie od­ biciem istnienia w widmach gwiazd Ap szerokiej struktury wokół A5200 A. W efekcie daje to możliwość odkrywania gwiazd Ap maję- cych tę strukturę. H a u c k buduje w tym celu wskaźniki

118 0. Gertner

A ( V 1 - G) - (VI - G)Ap - (VI - G ) re f. (10) za kryterium obecności struktury przyjmuje się wartość:

A ( V I - G) > o'Joi. (10a)

Ponadto H a u c k wykazał, że Jego wskaźnik Jest skorelowany z natężeniem efektywnego pola magnetycznego gwiazdy.

Z kolei C r a m e r i M a e d e r (1979), w ramach szer­ szych badań nad własnościami fotometrycznymi gwiazd typów B - A, używali zespołu parametrów X, Y, Z, z których parametr Z zdefinio­ wany jakoś

Z ** -0,4572 + 0 ,0255U - 0.1740B1 + 0.4696B2 - 1,1205VI + + 0.7994G,

(gdzie U, BI, B2, VI i G są filtrami używanymi w fotometrii genew­ skiej) j

s

st również poprzez filtr VI czuły na strukturę A5200

A.

Co więcej, okazuje się, że parametr Z jest znacznie bardziej czu­ ły niż wskaźnik H a u c k a, a poza tym jest on o wiele mniej czuły na poczerwienienie mi ędzygwiazdowe.

a u-i o •C (O

Z o

CE Ul T °

i *

O' ♦ .• ₊

4 2 2 8 6

+ r

1263(5

_ i_______ i . J_______ i_______ i_______ i--- 1--- 1--- 1 I I________ L .

5

10.

15.

SURFACE MAGNETIC FIELD CKG3

Rys. 3. Korelacja wskaźnika Z z natężeniem powierzchniowego pola magnetycznego gwiazd Ap. Linia kropkowana została dopasowana na

Widma gwiazd Ap 119 Rozwinięciem tych badań była praca ( N o r t h 1980) wskazu­ jąca na korelację obu genewskich wskaźników z natężeniem powierz­ chniowego pola magnetycznego gwiazdy; pole powierzchniowe ma tę za­

letę, że jego wartość nie zależy od kąta, pod Jakim patrzymy na

rotującą gwiazdę. Przykład tej korelacji dla wskaźnika Z pokazany Jest na rys. 3. Dużą trudność w szerszym sprawdzeniu tej korela­ cji stanowi brak dostatecznej liczby danych odnoónie do

powierzch-v

niowych pól magnetycznych gwiazd Ap. Oak już wspominaliśmy, naj­ chłodniejsze gwiazdy Ap praktycznie nie wykazuję struktury K5200k, mimo że ich pola magnetyczne bywaję czasami bardzo silne. Poza tym

nie jest jasne, jak zachowuje się realcja Z vs H dla pól o natę-_s

żeniach przekraczających 5 kGs. Zdaniem N o r t h a występuje tu jakiś rodzaj wysycenia.

Pomimo to pozostaje fakt, że w zakresie natężeń 0-5 kGs wiel­

kość wskaźnika Z, a co za tym idzie wielkość struktury A5200 A,

rośnie wraz ze wzrostem natężenia powierzchniowego pola magnetycz­ nego gwiazdy.

4. SZEROKIE STRUKTURY ABSORPCYJNE W _{ULTRAFIOLECIE}

Umieszczenie teleskopów na pokładach sztucznych satelitów Zie­ mi daje możliwość badań ultrafioletowych części widm gwiazdowych. W ten sposób, korzystając z pomocy satelity T01, grupa astronomów

uzyskała wiele widn gwiazd Ap. Na podstawie wcześniej opracowa­

nych metod ( V r e u x , M a l a i s e , S w i n g s 1973; M a-

l a i s e , G r o e , M a c a u 1974) określono ultrafioletowe

indeksy fotometryczne (3 a m a r, M a c a u - H e r c o t , P r a - d e r i e 1978) mierzone w okolicy AA.1400 i 2100 A:

A m 2100 " ("star * mVega^2100 * ^mstar “ raVega^5500' A m 1400 " (“star “ mVega^ 1400 " (“ star " “vega^lOO' przy czym za (m 8tar^5500 P r2yJ^to Jasność w zakresie V.

Rysunek 4 przedstawia przebieg zależności Aro1400 V8^ in2100 d*a gwiazd normalnych i gwiazd Ap. Oak widać wiele gwiazd Ap znacznie odbiega od średniego przebiegu krzywej dla gwiazd normalnych. Do­ tyczy to Zwłaszcza gorących gwiazd Ap (tzw. gwiazd Si), które wy­

120 0 . Gertner 3.0 am , MOO 2.0

1.0

0.0

1.0

0 ° o • Cj . O O x . . O r t O o X X - .O y _v • * _{’O s : .} :• t. • . OJ • ; JL •o - • V * •• • ». ••

OA

. - Ó ; x Ho Mn O S . a b r l S f C r ł o -2.0

1.0

0.0

_flm2100

Rys. 4 . Przebieg z a l e ż n o ś c i parametru A m . o d Am inn dla gwiazd normalnych (kro pki) oraz dka gwiazd Ap. Krzyżykami oznaczono gwia­ zdy typu Hg-Mn; kółkami - gwiazdy typu S i , natomiast trójkętami - gwiazdy typu SrCrEu. W idać, że gwiazdy S i n a jb a rd zie j odstaję od Drzebiegu z a l e ż n o ś c i dla gwiazd normalnych (CJ a m a r, M a c a u-

- H e r c o t , P r a d e r i e 1978)

Do pomiaru w ie lk o ś c i tej struktury absorpcyjnej wprowadza s i ę w s k a ź n ik :

Widma gwiazd Ap 121

(znacznik „mean” jest określeniem średniego przebiegu dla normal­ nych gwiazd).

Spróbowano też porównać zachowanie się struktury ultrafiole­ towej ze strukturami w zakresie wizualnym. Na rys. 5 pokazano ko­ relację wskaźnika S3400 2 genewskim wskaźnikiem A(V1 - G ) . Pamię­ tając o małej liczbie gwiazd wspólnych, w obu programach obserwa­ cyjnych korelacja ta wyględa zupełnie dobrze.

Rys. 5. Porównanie wskaźnika §1400 2e wskaźnikiem genewskim A (VI - G) czułym na strukturę A.5200 a ( O a m a r , M a c a u H e r

-c o t , P r a d e r i e 1978)

Oak wiemy wskaźnik A ( V 1 - G), jest zwięzany ze strukturę

o

5200 A. Można więc spodziewać się wspólnego pochodzenia obu struktur. Dodatkowym potwierdzeniem tego faktu jest stwierdze­ nie silnej korelacji wskaźnika 51400 ze wskaźnikiem A a (M a i - t z e n 1980).

Skęd więc pochodzi struktura A1400? Grupa 0 a m a r a widzi kilka przyczyn, dla których skłania się raczej ku hipotezie, że struktura A.1400

A

jest rezultatem działania silnych linii absorp- cyjnych, a nie dużej nieciągłości fotojonizacyjnej, tzn. przejść zwięzano-swoboćlnych. Po pierwsze, na wielu widmach strumień pro­ mieniowania rośnie przy przechodzeniu do fal krótszych od A.1400

A.

Po drugie, nie znaleziono potencjału jonizacyjnego dla żadnego z obfitych pierwiastków, który pasowałby do tego obszaru długości fal. Po trzecie wreszcie, widma o zdolności rozdzielczej 10

A,

wy­ konane przez satelitę 0A0-2 dla kilku gwiazd A p , wykazuję silne blendy absorpcyjne w okolicy A,1400

A

( C o d e i M e a d e 1976).

Oednakże próby znalezienia źródła tej struktury, na podstawie badań dostępnych ultrafioletowych tablic linii widmowych, także nie sę zbyt owocne. Po odrzuceniu mniej lub bardziej egzotycznych możliwości pozostaję właściwie dwa pierwiastki: krzem i żelazo. Oba sę nadobfite w gwiazdach Ap, i to w szerokim zakresie

122 3. Gertner

tur. Trzeba tu dodać, że struktura A.1400

A

była obserwowana u gwiazd o temperaturach od 9000 do 16 000 K. Obfitość tych pier­ wiastków może być nawet 100 razy wyższa niż ich obfitość w Słoń­ cu (chociaż nie obu jednocześnie).

0 a m a r opracowuje więc, na podstawie dostępnych danych, syntetyczne widma gwiazd Ap w interesujęcym zakresie długości fal. W syntetyzowanych widmach zwiększano obfitość Si i Fe. Okazuje się* że żelazo może być odpowiedzialne za strukturę A1400 A jedynie w wypadku chłodniejszych gwiazd (typu SrCrEu), natomiast dla gwiazd gorętszych (typu Si) nie daje ono znaczęcego wkładu w tym zakre­ sie widma. Z kolei linie krzemu (a przebadano możliwe linie od Si II do Si IV) nawet przy nadobfitości rzędu 100 nie daję odpowied­ niego wkładu.

Ponieważ jednak właśnie gwiazdy Si bardzo wyraźnie wykazuję strukturę A1400 A, a krzem jest dominujęcym pierwiastkiem w ich widmach, więc może mimo wszystko w jakiś sposób ma on swój udział w tej strukturze?

Teraz □ a m a r przypomniał sobie starę hipotezę Petersona 0 przejściach autojonizacyjnych w atomach krzemu. Otóż Si II ma kilka poziomów powyżej potencjału jonizacji. Zostały one zidenty­ fikowane ( S h e n s t o n e 1961) jako możliwe źródła przejść autojonizacyjnych. Obecnie dużo dokładniejsza wiedza na temat tych poziomów pozwala na uwzględnienie przejść autojonizacyjnych w wyjaśnieniu pochodzenia szerokich struktur absorpcyjnych. Bada- jęc te przejścia grupa 0 a m a r a dochodzi do wniosku, że co prawda przejścia autojonizacyjne w Si II nie mogę być jedynym źró­ dłem struktury Ź11400

A,

ale w każdym razie dla goręcych gwiazd Ap maję one silny, jeśli nie decydujęcy, wpływ na jej powstawanie. Dokładniejsze obliczenia zrobione w kilka lat później (A r t r u 1 in. 1981) pozwoliły na zsyntetyzowanie modelowych widm dla gwiazd o temperaturach 11 000, 13 000, 15 000 K. Przy zwiększonej obfitości krzemu, z uwzględnieniem przejść autojonizacyjnych, wid­ ma te odtwarzaję w wystarczajęcy sposób obserwowanę strukturę w okolicy A1400

A.

0 a m a r znalazł również przejścia autojonizacyjne Si II, które daję linie leżęce w okolicach struktur Ź14200 A i A.5200

A.

Poza tym z układu multipletów autojonizacyjnych wynika, że depre­ sje powinny być obserwowane w okolicach A1680

A,

A1780

A,

A3475 A. Istnienie w tych obszarach widma podobnych, szerokich 3truktur ab­ sorpcyjnych wymaga jeszcze potwierdzenia.

Widma gwiazd Ap 123 Tak więc struktura>Al400 byłaby wynikiem absorpcji przez ato­ my krzemu i żelaza, które działają wspólnie bądź też uzupełnia­ ją się*

5. PRÓBY ODTWORZENIA SZEROKICH STRUKTUR

Próby modelowania widm gwiazd Ap robił wspomniany już L e c k- r o n e ze współpracownikami (1974), obliczając strumienie dla gorących modeli (11 OOO i 12 000 K) w zakresie AA1075-6593

A ,

przy założeniu różnego stopnia absorpcji w liniach. Użyto w tych mode­ lach 28 748 linii. Gednak otrzymane widma syntetyczne nie odtwa­

rzają np. struktury A5200

A .

Udaną syntezę widma gwiazdy magnetycznej w ultrafiolecie prze­ prowadził O a m a r, o czym była już mowa powyżej.

Podobny problem podjęto też w odniesieniu do wizualnej części widma ( M a i t z e n i M u t h s a m 1980). Wybrano cztery gwiazdy Ap reprezentujące cały zakres temperatur obejmowany przez ten typ gwiazd. Wszystkie badans gwiazdy pokazują w widmie silną strukturę A3200

A :

HO 34452 (B-V - -0,19) - gorąca, typu Si; HO 187474 (B-V - -0,06) typ osobliwości SiEuCr; HO 203006 (B-V-0.02& - typowa gwiazda CrSrEu oraz HO 201601 (B-V m 0,26) - SrCrEu, Je­ dna z chłodniejszych gwiazd Ap.

Opracowano modele ( M u t h s a m 1979) i użyto w nich tyl­ ko linii o dokładnie znanych długościach fal. Uzyskane widma są reprezentatywne dla poszczególnych (pod względem temperatury) grup obiektów, a nie dla indywidualnych gwiazd. Rysunek 6 daje porówna­ nie syntetycznych i obserwowanych widm dla poszczególnych gwiazd. 3ak widać, najlepszą zgodność uzyskano dla najniższej temperatury (8000 K) . Widać też, że struktura A5200 A jest bardzo szeroka i .dna" pomiędzy kolejnymi „pikami" osiągają prawie poziom konti­ nuum. To wyjaśnia fakt, że wskaźnik A a dla chłodnych gwiazd Ap ma niską wartość.

3ak się okazuje, głównym źródłem tych „pików" jest żelazo. Z rysunki widać, że w miarę przechodzenia do wyższych temperatur

struktura A5200

A

w widmie syntstycznym zmienia wygląd, stając się bardzo szeroką, ale płytką, bez wyraźnych „pików". Taka tendencja nie jest obserwowana w realnych widmach gwiazdowych. Wydaje się jednak prawdopodobne, że struktura A5200 A składa się z dwóch skła­ dników. które w różny sposób zależę od temperatury gwiazdy.

Pierw-124 3. Gertner

szv z nich to węska, gŁęboka struktura w okolicy A5175

A

najbar­ dziej widoczna w goręcych gwiazdach Ap (np. w gwiazdach typu Si). Drugi składnik stanowi szeroka i raczej płytka depjresja o środku między M 5 2 5 0 a 5300 A, najsilniejsza w widmach gwiazd chłodniej­ szych niż HO 34452. Superpozycja tych dwu składników daje w efek­ cie typowy, asymetryczny kształt struktury A.5200

A,

z rosnęcę asy­ metrię w miarę wzrostu temperatury gwiazdy.

Rys. 6. Widma syntetyczne (z lewej) dla różnych typów temperaturo­ wych w zakresie obejmujęcym strukturę A5200 A. Z prawej strony po­ kazano obserwowane widma czterech gwiazd Ap o odpowiednich tempe- turach. Widoczne są zmiany struktury A5200

A

ze wzrostem tempera­

tury ( M a i t z e n i M u t h s a m 1980)

Taki obraz został potwierdzony w kolsjnych pracach obserwacyj­ nych ( M a i t z e n i S e g g e w i s s 1980). Użyto tu zmo­ dyfikowanego systemu fotometrycznego M a i t z e n a. Filtr «g2 " został przesunięty w stronę fal krótszych, tak aby był bardziej czuły na węski składnik struktury. W rezultacie okazało się, że z nowym filtrem wskaźnik

Aa

wzrasta w kierunku gwiazd Si, pod­ czas gdy ze starym filtrem maleje on ze wzrostem temperatury gwia­ zdy z uwagi na większy wpływ szerokiego składnika.

Taka dwuskładnikowa struktura może być wyjaśniona za pomocę dwu różnych źródeł nieprzezroczystości. W omawianej już pracy O

a-Widma gwiazd Ap 125 m a r a i współpracowników (1978) wymieniono takie dwie poten­ cjalne źródła: żelazo i krzem, przy czym w przypadku krzemu propo­ nowane były przejścia autojonizacyjne.

0 ile jednak z pomocę autojonizacji udało się odtworzyć struk­ turę A.1400

A ,

o tyle ze strukturę A5200 A sę dużo większe kłopo­ ty. Ola gwiazdy HO 111133 pokazano ( B u c h h o l z i M a i - t z e n 1979), że multiplety autojonizacyjne Si II pokrywajęce za­ kres AA.5213,1-5371,9

A

mogę jedynie częściowo wyjaśnić wielkość tej struktury.

Wydaje się prawdopodobne, że krzem odpowiada za rozmytę część struktury A.5200

A ,

natomiast żelazo powodowałoby istnienie węs- kiego, głębokiego składnika. Skoro jednak inne obserwacje wskazu­ ję na wspólne pochodzenie struktur AA.1400 i 5200

A ,

to należy pa­ miętać, iż O a m a r o w i nie udało się odtworzyć odpowiednie­ go rozkładu strumienia w widmie syntetycznym nawet przy mocno zwię­ kszonej obfitości żelaza dla bardzo goręcych gwiazd. Stosunkowo niezłę zgodność uzyskał on dla gwiazd o temperaturze ok. 10 000 K. Tak więc trzymajęc się dotychczasowych teorii, należałoby przy­ jęć, że duet żelazo-krzem działa efektywnie dla gwiazd chłodniej­ szych niż 10 000 K, natomiast w przypadku gwiazd gorętszych prob­ lem jest nadal otwarty.

Również w przypadku struktury A.4200

A

na spektrogramach dużej dyspersji daje się wyróżnić dwa składniki: jeden dajęcy wyraźny „pik” w okolicy Ź14176

A

i drugi ok. A4200

A .

W syntetycznym wid­ mie gwiazdy o temperaturze 11 000 K udało się oba te składniki od­ tworzyć. W obrębie pierwszego składnika znajduję się liczne li­ nie chromu, żelaza, tytanu i wanadu; natomiast w okolicy A4200

A

dominuję stront, europ i cez.

6. ZMIENNOŚĆ Z OKRESEM ROTACJI GWIAZDY

W miarę wzrostu liczby obserwacji zaczęto badać zachowanie się szerokich struktur absorpcyjnych w różnych fazach okresu ro­ tacji gwiazd. Ola kilku gwiazd Ap znaleziono okresowę zmienność wskaźników czułych na strukturę A,5200

A

( M a i t z e n i V o g t 1983). Rysunki 7 i 8 pokazuję dwa najbardziej wyraźne przypadki. Oak widać, zmienność ta jest typu podwójnej fali. Kolejny

rysu-126 O. Gertner

nek (rys. 9) przedstawia podobnę zmienność uzyskanę dla gwiazdy HD 215441 (A d e 1 m a n 1983). Ten ostatni wynik zdaje się być silnym potwierdzeniem rezultatów N o r t h a (1980), gdyż zmien­ ność struktury A.5200 A jest tutaj zsynchronizowana w fazie ze zmiennościę natężenia powierzchniowego pola magnetycznego tej gwiazdy.

Phase

Rys. 7. Zmiany wskaźnika Aa (w jednostkach O^OOl) z okresem (P = = 15,864) dla gwiazdy HD 30849 ( M a i t z e n i V o g t 1983)

Podobne badania prowadzone sę również w Polsce. W Obserwato­ rium UMK w Toruniu otrzymaliśmy wiele spektrogramów klasycznej gwiazdy Ap-o^CVn. Były to widma małej dyspersji (ok. 160 A/mm)

o robione z zamiarem pomiaru szerokości równoważnej strukturyŻ15200A. Pierwsze wyniki ( G e r t n e r , M u c i e k , M i k o ł a j e w ­ s k i 1983) wskazuję na zmienność struktury A.5200 A, i to zmien­ ność typu podwójnej fali. Brak danych na temat zmian pola powierz­ chniowego w tej gwieżdzie nie pozwala na porównanie przebiegu zmienności obu parametrów.

Widma gwiazd Ap 127

Phase

Rys. 8. Zmiany wskaźnika Aa (skala Jak na rys. 7) dla HD 3980; okres gwiazdy wynosi P « 3^9516 ( M a i t z e n i V o g t 1983)

PHASE

Rys. 9. Zmiany wskaźnika A a (A d e 1 m a n a) dla HO 215441 w funkcji okresu gwiazdy (P » 9^4871). Dla porównania pokazano też

128 3. Gartner 7. ZAKOŃCZENIE

Oodsumowujęc aktualny stan wiedzy o szerokich strukturach ab­ sorpcyjnych w widmach gwiazd Ap, można właściwie powiedzieć, że problem ich pochodzenia pozostaje otwarty. Sę one specyficzną ce­ chę gwiazd Ap (chociaż niektóre z tych struktur były sporadycz­ nie obserwowane w widmach gwiazd niemagnetycznych), a więc jest wysoce prawdopodobne, że więżę się z innymi cechami charakterysty­ cznymi dla tego typu gwiazd. Mam tu na myśli nadobfitości wielu pierwiastków, jak również istnienie silnego pola magnetycznego.

Stosunkowo duża jednomyślność istnieje co do pochodzenia ultra­ fioletowej struktury w okolicy A1400 A. Przyjmuje się, żejest ona wywołana przejściami autojonizacyjnymi Si II. Do upewnienia się w tej kwestii potrzebne Jest jeszcze obserwacyjne potwierdzenie istnienia podobnych struktur w innych miejscach ultrafioletowej części widma, w których również według teorii powinny objawiać się efekty działania linii autojonizacyjnych krzemu.

Struktura A4200 A jest stosunkowo trudna do obserwacji, gdyż leży między dwiema silnymi liniami wodorowej serii Balmera. Odnoś­ nie do jej pochodzenia większość badaczy skłania się do przyjęcia wniosków przedstawionych przez M a i t z e n a i M u t h s a - m a (1980). Byłaby ona zatem wywołana przez łęczny efekt pochła­ niania w liniach absorpcyjnych dwu grup pierwiastków. Z jednej strony chromu i żelaza, a z drugiej europu i innych pierwiastków ziem rzadkich.

Niewiele można powiedzieć o strukturze w okolicach A,6300

A .

Była ona obserwowana w nielicznych gwiazdach Ap i dotychczasowe wyniki tych obserwacji nie skłaniaję do wysuwania bardziej rozwi­ niętych hipotez co do jej pochodzenia. Na placu boju pozostaje A d e 1 m a n (1975) i przejścia zwięzano-swobodne neutralnego krzemu.

Najbardziej dotęd zbadanę strukturę jest depresja w okolicy A.5200

A .

Sprawia ona jednak największe kłopoty interpretatorom. Po­ stulowano, jako źródło jej pochodzenia, zarówno przejścia autojo­ nizacyj ne, jak i niecięgłości zwięzano-swobodne czy też absorpcję w wielu liniach żelaza i krzemu. Nie należy również zapominać o zwięzku tej struktury z polem magnetycznym. Zwięzek te wyrażany jest zarówno przez zmienność struktury w fazie ze zmianami pola magnetycznego, jak i pokazanę przez N o r t* h a (1980) korelaqję wskaźnika Z z natężeniem powierzchniowego pola magnetycznego. Oak

Widma gwiazd Ap 129 już wspominano, korelacja ta „pracuje" w zakresie natężeń pól od O do 5 kGs. W ostatnich miesięcach pojawiła się hipoteza opiera­ jąca się właśnie na tej korelacji ( H e n s b e r g e i M a i - t z e n 1983). Zgodnie z tę hipotezę zwiększenie absorpcji w

oko-o

licy A.5200 A można wyjaśnić zeemanowskim rozszczepieniem linii w polu magnetycznym. Rozszczepienie to wzrasta w miarę wzrostu na­ tężenia pola magnetycznego, co powoduje wzrost absorpcji, czyli wzrost wartości wskaźników czułych na strukturę A,5200 A. Gdy jed­ nak składowe TT i 6 rozszczepionych linii zostanę w pełni rozdzie­ lone, to dalszy wzrost natężenia pola nie powoduje już wzrostu ab­ sorpcji, czyli mielibyśmy efekt saturacji, o którym pisał N o r t h , Tak więc struktura A5200 A stanowiłaby efekt działania mechanizmu zwanego wzmocnieniem magnetycznym linii - oczywiście, byłby to su­ maryczny efekt dla wielu linii.

Dest to zupełnie nowa hipoteza i, być może, bardzo obiecujęca. Na razie jednak nie ma zgodności co do pochodzenia struktury w oko­ licach A5200

A .

Praktycznie każdy z badaczy pozostaje przy swoim z d a n i u .

Warto jeszcze dodać, że badania szerokich struktur, a dokład­ nie wskaźniki fotometryczne czułe na te struktury, okazuję się cen­ nym narzędziem w odkrywaniu nowych gwiazd Ap. Przede wszystkim jest to sposób dużo szybszy niż metódy spektroskopowe, a poza tym może być stosowany do dużo słabszych gwiazd z użyciem stosunkowo niewielkich teleskopów.

Obecnie dużo uwagi poświęca się wykrywaniu tę metodę gwiazd Ap w gromadach, co ma wielkie znaczenie dla badań ewolucyjnych.

LITERATURA

A d e 1 m a n S. 3. , 1975, A p . □., 195, 397. A d e 1 m a n S. 3* i 1979, A. 0., 84, 857.

A d e 1 m a n S. 1981, w: „Upper Main Sequence Chemically Pe culiar Stars" , Univ. Liege, s . 13.

A d e l m a n S. 0 •, 1983, Astr. Astroph. S u p p l ., 51, 511. A r t r u M.

C.,

3 a m a r

C.

, P e t r i n i D., P r a d e

-r i e F., 1981, Astr. Astroph., 96j 380. B a b c o c k H. W., 1951, Ap . 0., 114, 1. B a b c o c k H. W., 1958, A p . 3. Suppl., 3, 141.

130 3 . G e r t n e r

B a r b i e r 0 . , M o r g u l e f f N. , 1964, Com ptes Rendus A c a d . S c i . P a r i s , 25 8, 4925. B e r t a u d C h . , 1959, 3 . d es O b s ., 4 2 , 4 5 . B e r t a u d C h . , 1960, 3 . d es O b s ., 4 3 , 129. B e r t a u d C h . , 1965, 3 . d es O b s ., 4 8 , 21 1. B o r r a E . F . , 1982, A n n . R e v . A s t r o n . A p . , 2 0 , 191. B u c h h o l z M. , M a i t z e n H. M ., 1979, A s t r . A s t r o p h . , 7 3 , 22 2. C o d e A . D . , M e a d e M. R . , 1976, W is c o n s in A s t r o p h y s i c s Comm., n r 3 0 . C r a m e r N. , M a e d e r A . , 1979, A s t r . A s t r o p h . , 7§» 3 0 5 . G e r b a l d i M . , 1972, Com ptes Rend us A c a d . S c i . P a r i s , s e r .

B , 2 7 5 , 29 5. G e r b a l d i M. , M o r g u l e f f N. , 1981, w : „U p p e r M a in S eq u en ce C h e m ic a lly P e c u l i a r S t a r s " , U n i v . L i e g e , s . 3 9 . G e r t n e r 3 . , M u c i e k M. , M i k o ł a j e w s k i M ., 1983, I . B . V . S . , n r 2268. H a u c k B . , 1975, w : . P h y s i c s o f Ap S t a r s ” , I A U ' C o l l , n r 32 , w yd . W. W e i s s i i n . , W ie n , s . 3 6 5 . H e n s b e r g e H. , M a i t z e n H . M ., 1983, ..The M essen ­ g e r " , n r 3 4 .

H y l a n d A . R . , 1967, w: „T h e M a g n e tic and R e la t e d S t a r s ” , wyd. R . C . C a m e r o n , Mono Book C o r p . B a l t i m o r e , s . 31 1. 3 a m a r C . , M a c a u - H e r c o t D. , P r a d e r i e F . , 1978, A s t r . A s t r o p h . , 6 3 , 155. CJ u g a k u 0 . , S a r g e n t W. L . W ., 1968, A p . 3 . 1 5 1 , 259. K o d a i r a K . , 1969, A p . 3 . L e t t e r s , 157, L 5 9 . K o d a i r a K . , 1973, A s t r . A s t r o p h . , 2 5 , 9 3 . L e c k r o n e D . S . , 1973, A p . 3 . , 185, 57 7. L e c k r o n e 0. S . , F o w l e r W. A . , A d e l r a a n S . 3 . , 1974, A s t r . A s t r o p h . , 3 2 , 2 3 7 . L e d o u x P . , R e n s o n P . , 1966, A n n . R e v . A s t r o n . A p . , 4 , 2 9 3 . L i t t l e S . 3 . , 1974, A p . 3 . , 193, 63 9. M a i t z e n H. M. , M o f f a t A . F . 3 . , 1972, A s t r . A s t r o p h . , 16, 3 8 5 . M a i t z e n H . M ., 1973, A s t r . A s t r o p h . S u p p l . , 11, 327. M a i t z e n H. M. , B r e y s a c h e r 3 . , G a r n i e r R. , S t e r k e n C. , V o g t N . , 1974, A s t r . A s t r o p h . , 32, 21.

Widna gwiazd Ap 131

M a i t z e n H. M ., 1975, wi «Physics of Ap Stars" IAU C oli.

nr 32, wyd. W. W e i s s i i n . , a. 2 33. M a i t z e n H. M. , A l b r e c h t R . , 1975, Astr. Astroph., 4 4 , 4 05. M a i t z e n H. M . , 1976, Astr. Astroph., 5 1 , 223. M a i t z e n H. M ., 1980, Astr. Astroph., 8 4 . L9. M a i t z e n H. M ., 1980, Astr. A stroph., 83, 3 34. M a i t z e n H. M.., S e g g e w i s s W . , 1980, Astr. As­ troph o 83, 3 28. M a i t z e n H, M. , V o g t N . , 1983, Astr. Astroph., 1 23 , 4 8 . M a l a i s e 0 . , G r o s M. , M a c a u D . , 1974, Astr. Astroph., 33, 79. M u t h s a r a H . , 1 9 7 9 , Astr. Astroph., 7 3 , 159. N o r t h P . , 1980, Astr. Astroph., 82, 230. P e t e r s o n 0 . M ., 1970, Ap. 0 . , 1 6 1 , 685. P h i l l i p s R. B. , F i x J . D . , N e f f 0 . S . , 1975k A p . 0 . Letters, 2 0 2 , L145.

P r e s t o n G. W . , 1974, Ann. Rev. Astron. A p ., 1 2 , 257.

S a r g e n t W. L . W . , 1964, Ann. Rev. Astron. A p ., 2

,

297.

S h e n s t o n e A . G . , 1961, Proc. Roy. Soc. London, A 2 6 1 ,

153.

S t r a i z y s V. , Z i t k e v i c i u s V . , 1977, Astron.

Z h . , 54, 9 87.

S t r o m g r e n B . , 1963, Quart. 3 . Roy. Astr. S o c ., 8 .

V r e u x 3 . M . , M a l a i s e D. , S w i n g s 0 . P . , 1973,

Astr. Astroph., 2 9 , 2 1 1 . <

*

.

• - V -t . •

-Postępy Astronomii Tom XXXII ( 1 9 8 4 ) . Zeszyt 2

INTERFEROMETRIA WIELKOBAZOWA Część V

Widmowe VLBI - Obserwacje i redukcja danych

K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I

Katedra Radioastronomii Uniwersytetu M. Kopernika (Toruń)

PAflHOHHTEPfcEPOMETPHH CO CBEPXJUMHHHMH EA3AMH

HacTŁ

V

CneKTpaA&Han PCflE - HaOjno^eraa b oOpafloTKa jaaBiix

K. M. E o p K O B C K H

C o « e p * a H H e

CneRTpaAbaaH PC JE npHueaneTCH npexxe Bcero k Ha6jno,ąeBBHM kocmh-

qecK H X

uasepos.

B

oxaTbB

n p e x c T a B ite B o m o io k h b re x a a K B 3 t b x H afiju o -

fleHBfl, KajraOpeu^aa xasBux

b

asajtBaa peayjthiaTOB Biiecie c

k o p o tk b m

onacaBBeu Hasepos HgO

b

OH.

THE VERY LONG BASELINE INTERFEROMETRY Part V

Spectral Line VLBI - Observations and Data Reduction

S u m m a r y

Principal application of the spectral line VLBI is to study

of cosmic maser radio emission. Observing schemes* correlation

techniques and visib ility data calibration procedures are described along with general characterization of the maser sources.

134 K. M. Borkowski

Poniższy artykuł stanowi kontynuację serii poświęconej tech­ nice V L B I • Na poprzednie odcinki przeglądu w tym tekście powołuje­ my się przez wskazanie części: cz. Z ( B o r k o w s k i i K u s 1983a), cz. II ( B o r k o w s k i i K u s 1983b), cz. III ( B o r k o w s k i 1984), cz. IV ( B o r k o w s k i i K u s 1984). Część VI przeglądu będzie w istocie dokończeniem bieżące­ go odcinka.

1. WSTĘP

Badanie linii widmowych w radioastronomii rozpoczęło się w 1951 r. wykryciem neutralnego wodoru w przestrzeni międzygwiezdnej na fali o długości 21 cm ( E w e n i P u r c e l l 1951). Pier­ wsze obserwacje były z konieczności wykonywane za pomocą odbiorni­ ków przestrajanych lub wielokanałowych i na ogół z wykorzysta - niem pojedynczych radioteleskopów. Obecnie do tego celu używa się powszechnie także interferometrów - tak konwencjonalnych, jak i wielkobazowych.

Filtrowanie wielokanałowe i przestrajanie odbieranego pasma częstości to tylko dwa z możliwych sposobów analizy widmowej syg­ nałów. Równoważny efekt dostaje się przez transformację Fouriera czasowych przebiegów albo ich funkcji autokorelacji. W przypadku interferometrii ważne są widma wzajemne uzyskiwane będź przez wy- mnożenie transformat Fouriera dwóch sygnałów, bądź przez wykona­ nie takiej transformacji na funkcji korelacji wzajemnej tych syg­ nałów. W VLBI stosuje się praktycznie wyłącznie, tylko ten ostat­ ni sposób.

Związki widma z przebiegami czasowymi i ich funkcjami (auto)- korelacji, r, opierają się na znanych twierdzeniach o transforma­ cie Fouriera i o splocie (np. B r a c e w e l l 1965). Związ­ ki te bywają nazywane też twierdzeniem Wienera-Khintchine (albo -Chinczyna) (np. B e n d a t i P i e r s o l 1971, 1980):

S(f) = J r(tf)e~j2ltftdt, (1)

-o o

gdzie f jest częstością w uzyskanym widmie, a % - wzajemnym zapóż- nieniem korelowanych sygnałów.

Interferometria wielkobazowa 135 Wraz z szybkim rozwojem elektroniki cyfrowej na początku lat sześćdziesiątych stało się możliwe wykorzystanie dokładności i sta­ bilności technik cyfrowych do analizy widmowej. W systemach radio­ astronomicznych funkcja (auto)korelacji nie jest mierzona bezpo­ średnio. lecz na ogół jest oceniana z cyfrowych próbek sygnału. Zazwyczaj też, choć nie jest to regułę, ta postać cyfrowa jest ograniczana do zaledwie jednego bitu reprezentującego znak orygi­ nalnego sygnału, tak jak w opisanych już w tym przeglądzie cyfro­ wych systemach VLBI. Operacje korelacji ograniczonego sygnału sta­ ję się wtedy wyjętkowo proste: wynik korelacji jest albo 1 (oba sygnały maję identyczny znak), albo -1 (przeciwne znaki). Uważa się, że strata informacji (b czynnik Jt/2, tzn. o ok. 36%), wynikajęca z kwantyzacji jednobitowej, nie jest na tyle duża, aby opłacała się budowa systemów opartych na próbkowaniu wielobitowym, chociaż i takie systemy nie sę znowu rzadkościę. Bliższe analizy wykazuję, że np. próbkowanie dwubitowe zmniejsza straty do 12% ( C o o p e r 1970), a trzybitowe - już do 5% w stosunku sygnału do szumu liczo­ nego względem systemu analogowego, dednakże równolegle z tę popra­ wę rośnie również gwałtownie złożoność cyfrowej logiki takich ko­

relatorów ( C o o p e r 1976). Ponadto, jak pokazali B u r n s i Y a o (1969; p o r . t e ż B o w e r s i K l i n g e r 1974), czułość korelatora jednobitowego (także wielobitowych) można zna­ cząco poprawić, zwiększając szybkość próbkowania ponad minimalną częstość Nyquista (równę podwojonej szerokości odbieranego pasma), np. dwukrotnie szybsze próbkowanie zmniejsza wspomniane straty te­ oretycznie z 36 do 26% (doświadczalnie stwierdzono tylko 22%).

Technikę jednobitowę jako pierwszy zastosował G o l d s t e i n (1962) do analizy widma echa radarowego z Wenus, a krótko po nim W e i n r e b (1963) wprowadził ją do radioastronomii, próbując wykryć linię deuteru na częstości 327 MHz. W kilka lat później, u zarania rozwoju techniki wielobazowej, wykonano pierwsze anali­ zy widmowe obserwacji VLBI (M o r a n i in. 1968; B u r k e 1969).

Cyfrowa spektroskopia korelacyjna ma wiele zalet w porównaniu z innymi technikami. Mimo konieczności stosowania komputera do wy­ konania operacji przekształcenia Fouriera, korelator cyfrowy jest tańszy np. od systemów zawierających wielokanałowe analizatory wi­ dma. W przypadku dłuższych integracji sygnału stabilność tego ko­ relatora jest też lepsza. Poprzez sprzężenie oscylatorów

lokal-136 K. M. Borkowski

nych i urządzeń próbkujących z atomowym wzorcem częstości kalib­ racja widma może mieć dokładność atomową. Ponadto korelatory cyf­ rowe pozwalają na swobodny wybór rozdzielczości widma przez pros­ tą zmianę częstości próbkowania. Ich wadę Jest ograniczona sze7

rokość widma wynikająca z szybkości dostępnych elementów elektro­ nicznych, co jednak nie ma większego znaczenia w V L B I , w której pasmo jest 1 tak ograniczone przez systemy rejestracji sygnałów.

Na wyjściu normalnego korelatora VLBI dostaje się dyskretne wartości funkcji korelacji wzajemnej sygnałów zapisanych w dwóch lub więcej stacjach w wielu kanałach zapóźnień %. Ponie­ waż ta funkcja nie jest parzysta, w odróżnieniu od funkcji autoko­ relacji, to pomiary jej muszą być wykonane zarówno z dodatnimi, jak i ujemnymi zapóżnieniami. Transformata Fouriera tych wartości, czyli widmo wzajemne sygnałów S|^(f), będzie zatem w ogólności ze­ spolona. .

W systemach VLBI sygnały są zapisywane jednokanałowo w tym sensie, że nie odbiera się składowej ortogonalnej (w interferome­ trach konwencjonalnych uzyskiwanej przez użycie dwóch sprzęgnię­ tych oscylatorów lokalnych generujących sygnały sinusoidalne w kwadraturze, tzn. o fazach przesuniętych o 90°), dlatego funk­ cja korelacji wzajemnej jest rzeczywista, a jej transformatę jest hermitow8ka (S(-f) = S*(f)). Powoduje to, że widmo uzyskane z ortogonalnego kanału korelatora VLBI nie wnosi żadnej nowej in­ formacji (dostaje się tam widmo jS(f), być może, z wyjątkiem skła­ dnika o częstości zerowej, któremu odpowiada wartość średnia i któ­ ry znika u sygnałów losowych). W związku z tym, jeśli stosunek sy­ gnału do szumu nie jest krytyczny, w czasie korelacji obserwacji widmowych kanały ortogonalne można w ogóle pominąć na korzyść zwiększonej rozdzielczości końcowych widm. Tak się postępuje np. przy pracy w modzie widmowym angielskiego MERLIN-u (N o r r i e i in. 1982). W analogiczny sposób żadnej dodatkowej informacji nie niesie druga połowa hermitowskiej traneformaty Fouriera.

Prawdziwa funkcja korelacji ma nieskończenie wiele punktów, zaś korelator próbkuje ją tylko w N punktach (kanałach zapóźnień). Wybór N punktów odpowiada pomnożeniu prawdziwej funkcji korelacji przez prostokątną funkcję okna o szerokości N/(2Af), gdzie Af jest szerokością pasma w.cz. odbieranego sygnału próbkowanego z częs­ tością Nyquista. Po transformacji do dziedziny częstości zgodnie z wzorem (1) Jest to równoważne splotowi (a więc wygładzeniu)

Interferometria wielkobazowa 137 prawdziwego widma z transformatę Fouriera funkcji okna, czyli tu­ taj z sinc(fy ) a 8in(jtfv )/(łtfv ) . Funkcja sine ma wiele malejących listków bocznych (ekstremów), ujemnych i dodatnich na przemian, z których pierwszy ma wysokość -22

%

listka głównego. Uwidacznia się to w widmach z wąskimi liniami typu źródeł maserowych jako „dzwonienie", którego skutkiem jest pojawianie się na pozycji silnego masera źródeł absorpcyjnych i emisyjnych na przemian, na mapach wykonanych z danych z kolejnych kanałów widmowych.

Kiedy funkcja okna ma wspomnianą wyżej szerokość, to jej tran­ sformata ma szerokość mierzonę na połowie wysokości głównego list­ ka, 1,2 razy odwrotność szerokości okna, czyli 2,4Af/N. Wielkość tę uważa się za miarę rozdzielczości otrzymanego widma.

Poza opisanym zjawiskiem wygładzania widma przez funkcję okna, w analizie widmowej pojawia się dodatkowo tzw. efekt Gibbsa (np. B r a c e w e l l 1965; Y u e n i F r a s e r 1976; 0' A cf- d a r i o 1982), t j . pewne zniekształcenia widma w jego nisko- częstościowej części, wywołane przez omówione wygładzanie w obsza­ rze nagłej zmiany znaku części urojonej widma przy przejściu przez częstość zerową (hermitowskość). Skutecznym sposobem na oba te zjawiska jest wygładzanie stromych z natury brzegów prostokętnej funkcji okna. Istnieje wiele w praktyce stosowanych funkcji okna (np. B a l i 1976), ale w VLBI najczęściej używa się tzw. okna Hanna (np. O t n e s i E n o c h e n 1972), którym jest cos (ftTAf/N), a w dziedzinie częstości sprowadza się to do pros­ tego zsumowania trzech sąsiadujących wartości widma ze środkową, wziętą dwukrotnie. „Hanningowanie" zmniejsza poziom listków bo­ cznych do poniżej 3%, ale dzieje się to kosztem rozdzielczości widma, która wynosi wtedy 4Af/N.

Obserwowane linie widmowe są poprzesuwane odpowiednio do ru­ chów własnych badanych obiektów i radioteleskopów sieci VLBI. Zgod­ nie ze szczególną teorią względności, obserwowaną długość fali A ze spoczynkową A-0 związane są równaniem s

1 - ¥cos (ł

( 2 )

138 K. M. Borkowski

gdzie c jest prędkością światła, V - prędkością ruchu obiektu w układzie obserwatora, ap - kątem między kierunkiem widzenia a kierunkiem ruchu. W przypadku niewielkich prędkości radialnych V r (mówmy, do 1000 km/s) dopuszczalne są uproszczenia dopplerowskie typu (stosowane w radioastronomii);

Vp/c - 1 - XQ/X (3)

albo jak przyjmuje się w astronomii optycznej:

z = Vp/c = X / X Q - 1. (4)

Od prędkości radialnych wyznaczonych z obserwowanych przesu­ nięć linii, zależnie od przyjętego układu odniesienia, obejmuje się radialne składowe ruchu rotacyjnego Ziemi (maks. 0,465 km/s), ruchu Ziemi wokół środka masy układu Ziemia-Księżyc (0,013 km/s; układ geocentryczny), ruchu Ziemi wokół Słońca (30 km/s; heliocen- tryczny), ruchu Słońca wokół barycentrum Układu Słonecznego (0,012 km/s; barycentryczny, zwany często też heliocentrycznym), ruchu Słońca (20 k m / s ; lokalny układ odniesienia (LSR)) i rota­ cyjnego ruchu Galaktyki (225 km/s; galaktyczny) (np. G o r d o n 1976; R o t s 1982). Radioastronomowie najczęściej sprowadzają prędkości do LSR. Praktyczne wzory i aktualne stałe astronomiczne potrzebne przy redukcji prędkości przestrzennych obserwatora moż­ na znaleźć np. u G o r d o n a (1976), G 1 i e s e (1982) i W i e 1 e n a (1982).

Metody widmowe w VLBI stosuje się praktycznie wyłącznie do ana­ lizy obserwacji maserów kosmicznych. Obiekty te były zresztą jed­ nym z ważniejszych stymulatorów narodzin i rozwoju techniki VLBI jako takiej. Ponieważ masery obserwuje się w obszarach powstawa­ nia gwiazd i w sąsiedztwie gwiazd późnych typów (zwykle M ) , dos­ tarczają one unikalnych informacji o narodzinach i śmierci gwiazd.

Ze względu na znaczne rozpowszechnienie w Galaktyce, dużą moc i małe rozmiary masery astronomiczne mogą stanowić ważny próbnik ośrodka międzygwiazdowego jako skutek analizy rozpraszania ich promieniowania. 3ak na razie niewiele wysiłku włożono w tego ro­ dzaju studia, dlatego możemy podsumować wyniki już teraz w kilku zdaniach. Zaobserwowano, że niektóre detale maserowe wykazują ten­ dencję posiadania większych rozmiarów widmowych na dalszych odleg­ łościach od Układu Słonecznego, co się interpretuje jako

przesłań-Interferometria wielkobazowa 139 kę sugerujęcę, iż poszerzenie takie jest skutkiem rozpraszania mię- dzygwiazdowego ( R e i d i M o r a n 1981). B o w e r s i in. (1980) zauważyli, że u najodleglejszych maserów OH nie występuję struktury małoskalowe. Wreszcie M o r a n i in. (1973) zwraca- ję uwagę na to, że w źródle W49 stosunek widmowych rozmiarów ma­ serów H20 i OH jest w przybliżeniu równy oczekiwanemu z prawa kwadratowej zależności rozpraszania od długości fali. W przyszło­ ści, przy wykorzystaniu metod syntezy apertury, powinno być moż­ liwe określenie dokładnych rozmiarów poszczególnych detali mase­ rów dla wielu źródeł, co uczyni tego typu badania bardziej użyte­ czne.

Z wielkości rozszczepienia Zeemana linii widmowych maserów mo­ żna wnioskować o natężeniach pól magnetycznych. Obserwacje mase­

rów kosmicznych można wykorzystać także do oceny prędkości utraty masy czerwonych olbrzymów z pomiarów rozrzutu prędkości radial­ nych w widmie źródeł i pomiarów odstępów między detalami źródeł ( R e i d i M o r a n 1981). Analiza ruchów własnych prowadzi także do wyznaczeń odległości tych źródeł metodami paralaksy sta­ tystycznej. Wprawdzie na razie takie prace dotyczę tylko Galakty­ ki, ale istnieje oczekiwanie, że poprawa rozdzielczości VLBI poz­ woli odtwarzać mapy maserów pozagalaktycznych z dokładnościami umo­ żliwiającymi niezależne wyznaczanie odległości do galaktyk.

Następny punkt przeględu poświęcimy bliższej, chociaż z ko­ nieczności także krótkiej, charakterystyce tych ciekawych radio­ źródeł. W dalszych punktach omówimy typowe strategie obserwacji widmowych VLBI i obróbkę danych - od korelacji do metod analizy końcowej wyników. Zakładamy przy tym, że Czytelnik zna już ogólne problemy obróbki danych VLBI, o których pisaliśmy szerzej w cz. III tego przeględu. Ponadto opis niniejszy dotyczy w zasadzie opra­ cowania współczesnych obserwacji wykonanych z systemami Mark II i Mark III. Wiele szczegółów przykładowej obróbki obserwacji wid­ mowych z systemu Mark I podano u R e i s z a i in. (1973). Być może, warto zapamiętać, ża autorzy ci już wówczas uzyskali wyzna­ czenia pozycji maserów z dokładnościami 0'j0003«

2. MASERY KOSMICZNE

Znakomita większość spośród ponad 50 molekuł wykrytych meto­ dami radiowymi w ostatnich 20 latach w chmurach