Vasiona

0 узроцима наглог пораста сјаја код звевда типа UV Ceti Крајем 1948 год амерички астроном Лајтн (W. Luyten,) открио je да звезда црвени патуљак (доцније названа UV Ceti) на положају a=l h 34 m I s , ô= —-18° 28 - 0 (1900.0) нагло мења сјај. На једном састанку друштва „Руђер Бошковић“ било je речи о овој променљивој. До данас je познато 7 црвених патуљака са истим обликом криве промене сјаја. Откриће карактеристичних промена сјаја код ових звезда поставило je пред астрономе два питања; 1) којој врсти променљивнх припадају ове звезде и 2) који су узроци промене сјаја. О класификацији озих променљивих било je речи на другом месту (види Годишњак нашег неба за 1954), а овде ћемо рећи нешто о вероватном механизму стварања тако наглих и снажних промена сјаја код ових звезда. Облик криве промене сјаја црвених патуљака као и брзина промене потсећају много на сличне ерупције на Сунцу. Чак je и интензитет промене, тј. количина израченог вишка енергије, приближно истога реда величине. Због тога ce мислило да ce ове промене могу објаснити истим механизмом. Теорију о настајању ерупција на Сунцу дао je Ђованели (Giovanelli). По њему, до ерупција долаза због дејства комбинованог магнетног иоља које настаје суперпозицијом општег Сунчевог магнетног поља и поља неке Сунчеве nere. Ова je теорија, међутим, тешко применљива на црвене патуљке, јер би, с обзиром на интензигет посматраних промена сјаја, требало претnos тавити да ce матернја y тим звездама налази y живљем кретању него на Сунцу, a ми немамо довољно разлога за такву претпоставку. Очиглелно, треба пронаћи нони механизам који би могао да објасни тако велике релативне промене сјаја код звезда познијих спектралних класа. Гринштајн (Greenstein) je покушао да објасни велике промене сјаја код звезда типа Т Tauri, које такође припадају познијим спектралним класама, узајамним деловањем спољних слојева звезда и јонизованог гасовитог облака y коме ce ове звезде налазе, пошто je постојање оваквих облака код звезда типа Т Tauri несумњиво доказано. Према Гринштајну падање појединих делова јонизованог облака на површину звезде довело ба до суперпозииије електичних и магнетних поља звезде, јонизованог облака и евентуалних nera на звезди. Последица ове комбинације била би избијање на површину топлијих, унутрашњих слојева звезде, тј. ш раст сјаја звезде. Гринштајн je y свом раду показао да ce на овај начин може обја нитИ пораст сјаја звезде за неколико привидних величина чак и када она припада познијем спектралном типу. Ho ни овај механизам не може ce применити код црвених патуљака, јер ce овај процес одвија прилично споро. Тако код звезда Т Tauri пораст сјаја траје често неколико дана a никад краће од 6 часова, док ce пораст сјаја код звезда типа UV Ceti обично одвија y неколико секунада, највише неколико минута. Да би објаснио појаву наг ог пораста сјаја специјално код звезде UV Ceti Џонсон (М. Johnson) je ту скоро предложио једну нову теорију која води рачуна о свим специфичностима промене сјаја ове звевде. Полазна тачка његове теорије je Струвеова теорија по којој су све двојне звезде обавијене заједничким прстеном јонизованог raca. (Звезда UV Ceti je двојна). Материја y прстену налази ce y непрекидном кружном кретању око звезда. Према Џонсону механизам промене сјаја код UV Ceti изгледа овако. Најпре настаје мања ерупција на звезди под дејством узрока који према Ђованелију изазивају сличне ерупције на Сунцу. Уколико избачени гасови дођу до прстена они y том делу прстена заустављају кружно кретање гасова. Изгубивши своју тангенцијалну компоненту ови гасови из прстена великом брзином падају на звезду. Сада поново ступа на позорницу Гринштајнов механизам који ce, y овом случају, због брзог падања јонизованог облака далеко брже одвија него вод звезда типа Т Tauri. Аутор мисли да ce помоћу овог механизма може објаснити велика вредност израза Дга/ш и велика брзина промене сјаја код звезде UV Ceti. У прилог Џонсоновом мишљењу иду две чињенице 1 Сви црвени патуљци код којих Je посматран нагли пораст сјаја истовремено су и двојне звезде; 2 y два

случаја, када ]е код звезде UV Ceti посматран врло велики пораст сјаја, уочено je да главном максимуму претходи пораст гјаја од сса 1 привидне величине, тако да крива промене сјаја има два максимума; први, мањи и неколико минута после тога други, већи. У случај вима када пораст сјаја није износио више од две привидне величине, претходни мањи максимум није уочен. В. О.

Нова запажања y вези с поларизованошћу Сунчеве короне Еман (Y. Öhman), са Стокхолмске опсерваторије, извео je, из посматрања короне за време тоталног помрачења од 9 јула 1945, закључке да ]е поларизација савршено једнака за све боје, да опада с удаљавањем од Сунчеве ивице и да слаби y близини Сунчевих полова. Ови ce закључци слажу с Гротриановом Grotrian) хипотезомо два коронина састојка, одкојих je један поларизован a други није. Посматрања показују да ce други протеже знатно даље од Сунца и да ]е приближно сферна облика. Из једнаке поларизације за све таласне дужине и из чињенице да за све боје подједнако важи закон о поступном опадању поларизованости с удаљавањем од Сунца, излази да су оба састојка исте боје. Док ce поларизовани састојак може лако објаснити избаченим слободним електронима из нижих слојева, дотле за неполаризовани Гротриан претпоставља да ce састоји из делића чије су димензије трипут веће од таласних дужина видљивог спектра. Ho ова претпоставка наилази на велике тешкоће, као што су велика температура y Сунчевој близини и потпуно слагање по боји између короне и Сунца. Може ce претпоставити y том случају да ce ови делићи протежу на велике даљине од Сунца, али je тада тешко ббјаснити лако померање ка црвеном Фраунхоферових (Fraunhoffer) пруга које je открио Мур (Moore) посматрањем ове средине. По свему судећи изгледа да испитивање коронине природе не треба вршити под сугестијом Гротрианове хипотезе, већ га усмерити новим правцем. Б. М. Ш.

Пролаз Меркура испред Сунчева котура 14 новембра између 16.6h и 19, 2h биће пролаз Меркура испред Сунца који ce не може видети из наших крајева, јер je y том тренутку Сунце под хоризоитом за сва места y нашој земљи. Из западне Европе и Африке изузев њена источног дела, може ce видети почетак појаве. Пролаз he ce најбоље видети из Јужне Америке y области око 18° географске ширине. Пролази Меркура испред Сунца доста су ретке појаве и наступају y доба доње конјункције или пролаза Меркура између Земље и Сунца. Како нагиб Меркурове путање према равни Земљине путање износи 7°, то y доба доње конјункције Меркур обично прође изнад или испод Сунчева котура, чији je привидни пречнк l / 2 °. Пролаз испред Сунца може ce десити само онда ако je Меркур истовремено y близини чворова или тачака пресека равни његове и Земљине путање око Сунца. Земља кро Меркурове чворове пролази 7 маја и 9 новембра. Прем а томе, ако доња конјункција Меркура пада око ових да а тума може наступити пролаз Меркура испред СунцаПритом су новембарски пролази чешћи, јер je y новем-. бру Меркур најближи Сунцу, na ]е и област дуж путање y којој су пролази уопште могући скоро два пут шира. Новембарски пролази понавл>ају ce обичнр y размаку од 13 година, a могу ce десити и y размаку од 7 година. Мајски пролази не могу ce никада поновити y размаку од 7 година. Узимајући и мајске и новембарске пролазе заједно, може ce рећи да ce пролази Меркура испред Сунца понављају y размацима од 13, 7,3, 10, 3 године после чега појаве иду истим редом. Према томе после 46 година наступају скоро исти пролази. Меркурови пролази користе ce y астрономији за тачна одређивања његових положаја и поправку система елемената који одређују раван Меркурове путање и његово кретање око Сунца. Уједно су они показали да Меркур нема атмосфере, или да ]е она толико ретка да ce практично може занемарити.

26

ВАСИОНА I, 1953, број 1