PL ISSN 0042-07-94 Gdy ten numer Uranii znajdzie się w rękach Czytelników długo oczekiwana kometa Hale'a- Boppa będzie rozpoczynać okres swojej świet­ ności. Wkrótce po odkryciu w lipcu 1995 roku została okrzyknięta kometą stulecia, gdyż wszy­ 2 MIŁOŚNIKÓW ASTRONOMII stkie prognozy wskazywały, że w końcu marca 1997 roku będzie tak jasnym obiektem naszego Rok LXVIII Luty 1997 Nr 2 (662) nieba, że może okazać się widoczni/ nawet za dnia. Nie wiadomo czy sprawdzi} się te przewi­ ZESZYT TEN WYDANO Z POMOCĄ FINANSOWĄ dywania. Wiadomo natomiast, że kometę w KOMITETU BADAŃ NAUKOWYCH, CZASOPISMO ZATWIERDZONE PRZEZ MINISTERSTWO OŚWIA­ dzień uda się zobaczyć 9 marca podczas całko­ TY DO UŻYTKU SZKÓL OGÓLNOKSZTAŁCĄCYCH, witego zaćmienia Słońca, które będzie widoczne ZAKŁADÓW KSZTAŁCENIA NAUCZYCIELI I TECH­ we wschodniej Syberii i północnej Mongolii. NIKÓW (Dz. Urz. Min. Ośw. Nr 14 z 1966 r. W-wa, Widok jasnej komety w pobliżu Słońca zasłonię­ 5.11.1966). tego przez tarczę Księżyca można oglądać bar­ SPIS TREŚCI dzo rzadko; ostatni raz zdarzyło się to w 1948 Marek Zalfresso-Jundziłło roku. Kometa Hale'a-Boppa będzie widoczna z naszych szerokości geograficznych przez całą Końcowe etapy ewolucji gwiazd noc mniej więcej od 10 marca do 10 kwietnia, a małomasywnych............................................34 28 marca powinna osiągnąć maksymalną jas­ Stanisław R. Brzostkiewicz ność prawie -2 mag. Przypomnijmy, że najbli­ Atmosfery planet i księżyców (U)............. 38 żej Ziemi kometa znajdzie się 22 marca w odle­ głości 1.31 j.a., a przez peryhelium przejdzie 1 Kronika: kwietnia w odległości 0.91 j.a. od Słońca. Pod­ Planetoida (7000) C urie................................47 czas prawie dwudziestomiesięcznego oczekiwa­ Śmierć sławnych astronomów .................... 48 nia na kometę Hale'a-Boppa były okresy wol­ Obserwacje: niejszego niż oczekiwano wzrostu jej jasności, które studziły rozbudzone początkowo nadzieje. Obserwacje komety C/1996 B2 Ale był też czas, w którym dane nam było za­ (Hyakutake) w Sekcji Obserwatorów smakować tego, co teraz może nas czekać: nie­ Komet PTM A ............................................. 48 spodziewane pojawienie się rok temu jasnej ko­ Z korespondencji mety Hyakutake zachęciło wielu miłośników astronomii do obserwacji tak widowiskowych Nowości Wydawnicze: obiektów. Świadczy o tym zarówno publikowa­ V.J. Stenger, Fizyka a psychika.................. 56 ne w dziale Obserwacje podsumowanie ama­ To i owo: torskiej kampanii obserwacyjnej tej komety jak Jak i dlaczego Phobos spada na M arsa?.... 58 też plon ubiegłorocznego konkursu na wakacyj­ Elementarz Uranii: ne zdjęcie nieba, który prezentowaliśmy w nu­ merze grudniowym. Słońce wśród gwiazd (II)............................. 59 v______________________________________y Kalendarzyk Astronomiczny..........................61 |■ XDAI/ICTPAKIET M ^ U PAPROGRAMÓW ASTRONOMICZNYCHASTRONI V Program opisany w Uranii nr 6 (1996) Sprzedaż wysyłkowa; cena 42 z) plus koszty przesyłki Wdrożenia Informatyczne ul. Zakątek 13/4, 30-076 Kraków AURUS S (0-12)37-63-32 34 URANIA 2/1997 Marek Zalfresso-Jundziłło - Toruń KOŃCOWE ETAPY EWOLUCJI GWIAZD MAŁOMASYWNYCH W tytule artykułu pojawia się pojęcie sami zachodzącymi w gwiazdach podczas “ewolucji gwiazd”. Aby cokolwiek poważ­ ich długiego życia. Jeśli na diagramie poja­ niejszego móc powiedzieć o ewolucji wia się miejsce o dużej ilości punktów, oz­ gwiazd, nie sposób pominąć narzędzia, któ­ nacza to, że gwiazdy o parametrach odpo­ rego astronomowie używają już od ponad wiadających temu miejscu mogą pozosta­ 100 lat, do przedstawiania tego zjawiska. wać niezmienione przez długi czas w skali Tym narzędziem jest diagram Hertzsprunga życia samych gwiazd. Jest to czas rzędu kil­ - Russela, nazywany w skrócie po prostu kuset milionów do kilku miliardów lat. I od­ diagramem H - R. Na pierwszy rzut oka nie wrotnie -jeśli na diagramie zauważamy lu­ jest on niczym niezwykłym - po prostu wy­ kę, to znaczy że odpowiednie gwiazdy mu­ kres zależności mocy promieniowania (czyli szą ewoluować przez ten rejon dość “szyb­ ilości wyświeconej przez gwiazdę energii) ko” np. przez kilka tysięcy lat. Przyjrzyjmy od temperatury gwiazdy. Zamiast tempera­ się zatem z bliska, jak to wygląda w przy­ tury może też być inna wielkość z nią powią­ padku gwiazd określonych w tytule jako zana - typ widmowy. Był on określany na “małomasywne”. Pojęcie “małomasywna” podstawie wyglądu widma gwiazdy i jak się jest określeniem wysoce nieprecyzyjnym. okazało - jest bardzo czuły na zmiany tem­ Aby więc uniknąć wieloznaczności powie­ peratury, stąd używa się go zamiennie. Przy­ dzmy sobie najpierw co ono ma tu oznaczać. kład takiego diagramu jest pokazany na Jako gwiazdę małomasywną przyjąłem tutaj rys. 1. obiekt o masie nie przekraczającej 3 Mo- (Znaczek Mo oznacza masę Słońca, które jak się okazuje, ma w świecie gwiazd zupeł­ nie przeciętną masę). Chcąc mówić o końcowych etapach życia gwiazdy, nie można zapominać o tym, co dzieje się wcześniej. Kiedy we wnętrzu gwiazdy rozpoczną się pierwsze reakcje ter­ mojądrowe, czyli łączenie się jąder atomów wodoru w jądra cięższego pierwiastka - he­ lu, popularnie określane jako “spalanie” wo­ doru, rozpoczyna się najdłuższy i najspokoj­ niejszy etap życia gwiazdy. Na diagramie Widać na nim pewne zgęszczenia pun­ H-R ląduje ona na tzw. Ciągu Głównym któw. Każdy punkt odpowiada parametrom Wieku Zerowego (z ang. ZAMS = Zero Age jednej gwiazdy. Widać więc, że są obszary Main Sequence) i pozostaje tam w zależno­ gęściej bądź rzadziej “zaludnione”. I te właś­ ści od jej masy od kilkuset milionów do kil­ nie zagęszczenia i luki spowodowały, że za­ ku miliardów lat. Co ciekawe, im mniejsza częto się zastanawiać nad ich pochodzeniem masa gwiazdy tym etap spokojnego palenia w skądinąd prostym diagramie. Okazało się, wodoru jest dłuższy. Przykładowo dla 1 Mo że są one ściśle powiązane właśnie z proce­ szacuje się ten okres na około 1010 lat, pod- 2/1997 URANIA 35 czas gdy dla 3 M© już tylko ok. 2 x 108 lat. Wracając do tematu: granica Schonberga Dla cięższych ta zależność staje się jeszcze - Chandrasekhara to krytyczna masa, przy bardziej ostra. W tym okresie wnętrze której następuje degeneracja gazu w jądrze. gwiazdy pozostaje praktycznie niezmienne, W związku z tym zjawiskiem następuje z tą jedyną różnicą, że cały czas ubywa tam gwałtowna przebudowa wnętrza gwiazdy. wodoru a przybywa helu. Stopniowo przy­ Degeneracja jądra powoduje, że kurczy się bywa w centrum helu, potem wytwarza się ono dość gwałtownie w skali życia gwiazdy, typowe jądro helowe, zaś wodór jest nadal a jednocześnie rozdyma się otoczka. spalany w dość grubej otoczce wokół tego Wprawdzie maleje temperatura efektywna powstałego jądra. Tę drogę przedstawia gwiazdy, niemniej jednak, dzięki poważne­ mu wzrostowi promienia, jej jasność abso­ lutna nie zmienia się. Ewolucja na diagramie H-R przebiega horyzontalnie w stronę male­ jących temperatur. Po pewnym czasie obiekt osiąga tzw. granicę Hayashiego, co oznacza, że temperatura efektywna nie może dalej spadać. (iliili;- Spalanie wodoru I znowu jakaś granica ... Przebiega ona ■ i - Powstające j ądro helowe na diagramie H -R (patrz rys.l) niemal pio­ nowo (z pewnymi zafalowaniami) przy pra­ rys. 2. wej krawędzi wykresu, dla zakresu na nim Nadchodzi jednak moment, w którym ją­ widocznego. Wiąże się ona ze zjawiskiem, o dro helowe osiąga tzw. granicę Schonberga którym można w tym miejscu wspomnieć, - Chandrasekhara. Jest ono już w tym mo­ mianowicie z transportem energii wewnątrz mencie praktycznie izotermiczne, ale jesz­ gwiazdy. Jak wiadomo widzimy gwiazdę cze nie zdegenerowane. Co to znaczy? Izo­ dlatego, że ona świeci. Mówiąc bardziej “na­ termiczne czyli całe jądro ma mniej więcej tę ukowo” - emituje promieniowanie. A pro­ samą temperaturę. Zdegenerowane - mieniowanie czyli światło, to przecież czy­ .. .zróbmy małą dygresję. Normalny gaz taki sta energia. I tak doszliśmy do pierwszej for­ jak powietrze czy bąbelki w coca-coli zacho­ my transportu energii - przez promieniowa­ wuje się zgodnie z równaniem stanu gazu nie. Jednak nie zawsze ten sposób jest wy­ doskonałego. Mówi ono np.że jeśli taki gaz starczająco wydajny. Czasem potrzeba inne­ ogrzać, to zwiększy on ciśnienie wywierane go zjawiska, które znamy z garnka ogrzewa­ na ścianki naczynia, w którym go ogrzewa­ nej wody. Jest to konwekcja - zjawisko od­ my. Dzieje się tak, gdyż cząstki gazu zaczy­ powiedzialne za to, że cieplejsza woda unosi nają poprzez to ogrzanie poruszać się szyb­ się do góry a chłodniejsza opada w dół. Po­ ciej niż poprzednio. Natomiast istnieje taki dobnie jest też z powietrzem - wiemy, że stan materii, zwany degeneracją, gdzie cieplejsze się unosi w górę. Takie samo zja­ ogrzewanie nie przynosi efektu w postaci wisko zachodzi wewnątrz gwiazdy. Naj­ wzrostu ciśnienia. Aby dokładnie to wyjaś­ pierw energia jest transportowana prawie w nić należałoby odwołać się do pewnych całości przez promieniowanie. A w rozsze­ praw mechaniki kwantowej, dla naszych po­ rzającej się gwieździe zaczyna dominować trzeb wystarczy pamiętać o tej jednej włas­ konwekcja. A granica Hayashiego? To mo­ ności gazu zdegenerowanego. ment, w którym konwekcja obejmie całą ob- 36 URANIA 2/1997 jętość gwiazdy. Ponieważ gwiazda nie może dziela się dosyć duża ilość energii, która jed­ być już “bardziej” konwektywna, więc też nak jest zużywana prawie w całości na pod­ nie może przekroczyć tej granicy. Wtedy da­ grzanie zdegenerowanego gazu. Ponieważ lej postępujący wzrost promienia prowadzi jednak nie ma to wpływu na ciśnienie tego do wzrostu jasności absolutnej, i mamy wę­ gazu,