DANE OBSERWACYJNE I ICH INTERPRETACJA

G . T a m m a n omówił Stala H ubble’a oraz parametr deceleracji określające jedno­ znacznie model Friedmanna Wszechświata izotropowego i jednorodnego. Jako dobrze wyznaczalną z obserwacji, autor podał wartość stałej H ubblea 55±5 km/s/Mps, wg naj­ nowszych danych przedstawiając rozważania m.in. o systematycznych błędach popełnia­ nych przy jej wyznaczaniu. Wysoka dokładność podawana przez T a m m a n a wzbudzi­ ła zastrzeżenia wypowiedziane w późniejszej dyskusji.

Referat H. A r p a dotyczył Istnienia dużych redshiftów niekosmologicznych. Stwier­ dzenie w tytule popierały zdjęcia galaktyk i bliskich (kątowo) kwazarów o różnych redshiftach. A utor sugerował, że widoczne na zdjęciach struktury dowodzą istnienia fizycznych powiązali pomiędzy parą QSO-galaktyka. Wyżej wymieniony pogląd został później skrytykowany w podsumowaniu Sympozjum przez M. R e e s a .

Omówieniu statystyki zliczeii i związanej z tą sprawą ewolucji radioźródeł oraz ich niejednorodnemu rozkładowi była poświęcona praca M.S. L o n g a i r a oraz praca przed­ stawiona przez J. M a s ł o w s k i e g o (pozostali autorzy tej pracy to M. U r b a n i k, A. Z i ę b a oraz S. Z i ę b a).

Sesję pod tytułem „Promieniowanie szczątkowe” otworzyło przedstawienie pom ia­ rów Gęstości energii promieniowania szczątkowego dokonanych przez A. G. B 1 a i r e ’ a. Celem obserwacji były pomiary energii promieniowania w nie-rayleighiowskiej części wid­ ma, w pobliżu jego maksimum. Głównymi efektami, które zakłócały pomiar wielkości strumienia były emisja promieniowania ziemskiego o T ^ 270°K oraz promieniowania naszej atmosfery. Wobec tego aparatura pomiarowa (z MIT) była chłodzona i umieszcza­ na poza atmosferą. Ze zmierzonego w eksperymentach z 1969 i 1972 r. strumienia ener­ gii w paśmie 0,4—1,3 mm wynikła tem peratura widma termicznego 2,78 ± 0,10°K . Jak wiemy widmo w obszarze poniżej 1 mm nie jest znane. Z uwagi na to, że obserwacje są szerokopasmowe, autor wskazuje na możliwości zakłócania wyników przez obecność li­ nii widmowych innego pochodzenia. Uprzednie wyniki w reylaighowskim obszarze wid­ ma (73,5 cm) dawały tem peraturę promieniowania 2,7°K , co zdaniem autora dobrze się zgadza z jego pomiarami.

R. B. P a t r i d g e mówił o Izotropii promieniowania szczątkowego w dużej skali. Przyczyna, która mogłaby wywołać te anizotropię, różną od anizotropii wywołanej ekspansją Wszechświata może być ruch postępowy Ziemi. Ruch postępowy wywołuje anizotropię obserwowanego promieniowania o charakterze dipolowym (rys. 1), gdzie różnice natęźeii i tem peratur są rzędu v/c. Natomiast anizotropowa ekspansja Wszech­ świata może być źródłem anizotropii kwadrupolowej promieniowania (rys. 2). Wcześ­ niejsze pomiary różnicowe (1968) izotropowości (w wybranych pasach nieba) wykazały, że A T < 5-10"3 °K. Obecnie wykonane pomiary pokryły dosyć dużą część nieba znajdu­ jąc ograniczenie AT < 3-10'3 °K w przypadku anizotropii dipolowej i podobnego rzędu dla kwadrupolowej. Autor zbadał również polaryzację promieniowania szczątkowego, która jest jednak mniejsza niż 10’3 . Zastosowanie ewentualnej poprawki na emisję galak­ tyczną mogłoby znacznie zmienić te wartości.

Izotropii promieniowania szczątkowego (w drobnej skali) dotyczył referat P. B o y t o-

n a. Anizotropia lokalna promieniowania szczątkowego może powstawać wskutek odchy­ lenia tem peratury promieniowania od średniej oraz wskutek istnienia dyskretnych źródeł

Konfrontacja teorii kosmologicznych z obserwacjami

23

Rys. 1. Anizotropia promieniowania szczątkowego Wszechświata spowodowana ruchem postępowym Ziemi

Rys. 2. Anizotropia promieniowania szczątkowego Wszechświata spowodowana anizotropową ekspan­ sją Wszechświata

absorbcji lub emisji promieniowania. Odchylenia tem peratury mogą powstać wskutek' niejednorodności gęstości oraz turbulencji. Analiza dyskretnych źródeł promieniowania o wzajemnych odległościach rzędu mniejszego niż szerokość wiązki radioteleskopu jest możliwa tylko w ujęciu statystycznym ; np. ilość źródeł dyskretnych, nakładających się na promieniowanie tła w położeniu wiązki

A

będzie na ogół różna niż w położeniu

B.

Przy założeniu przypadkowego rozmieszczenia źródeł, fluktuacje strumienia prom ienio­ wania (w różnych kierunkach na niebie) będą dane przez rozkład Poissona. Z obserwacji tych fluktuacji można wyznaczyć parametr rozkładu, a stąd średnią liczbę radioźródeł

24

A. Czerny, M. Heller, W. Zonn

wewnątrz wiązki. W tym miejscu referent odwołał się do ostatnich wyników (P a r i j-

dN

s k. i j), które daja ~ 1014/ster i więcej. W oparciu o ten wynik autor otrzym ał oszaco­ wanie na liczbę źródeł rzędu kilku/M pc3 .

Rys. 3. Rozkład widmowy promieniowania szczątkowego Wszechświata uwzględniający comptonow-skie rozpraszanie fotonów

Ya. B. Z e l d o w i c z zreferował Teorię oddziaływania materii i promieniowania, opierając się m.in. na wynikach R. A. S u n y a j e v a. Chodzi mianowicie o to, jaki wpływ będzie miało oddziaływanie z materią na ostateczne widmo promieniowania szczątkowe­ go. Promieniowanie to we wczesnym etapie ekspansji Wszechświata (nie później niż 1000 s od chwili wybuchu) znajdowało się w równowadze z m aterią ze względu na pro­ cesy kreacji i anihilacji par elektron-pozytron. Przyczyną tego była duża gęstość materii i promieniowania, dająca duże prawdopodobieństwo reakcji w obu kierunkach. Ekspan­ dując dalej Wszechświat stał sig przezroczysty ze względu na proces kreacji par. Ale planckowski rozkład promieniowania pozostał. Zabrakło już procesów, które mogłyby efektywnie zmieniać liczbę fotonów . Dalej fotony podlegają jedynie rozpraszaniu Comp- tona. W wyniku ustali się nieco inny rozkład promieniowania niż Plancka; rozkład ten obliczył S u n y a j e v , otrzymując rodzaj depresji w krzywej Plancka na jej części rosną­ cej (rys. 3). Obecnie dostępne obserwacje nie wykluczają istnienia przewidywanej depre­ sji w widmie planckowskim. Podobnego pochodzenia efekt zaobserwowano w kierunku gromady Coma. Gorący gaz międzygalaktyczny występujący wewnątrz gromady rozpra­ sza fotony, zmieniając ich energię i zaobserwowane odchylenie tem peratury prom ienio­ wania tła z tego kierunku (P a r i j s k i j).

J. S i 1 k podał wyniki badania Widma perturbacji, którym może podlegać jednorodny (w równowadze) początkowo Wszechświat. Aby we Wszechświecie doszło do formowania galaktyk, gromad galaktyk i innych koncentracji konieczne jest narastanie z czasem fluk­ tuacji gęstości. Wiek Wszechświata, będącego jeszcze przed ustaniem oddziaływania

ma-Konfrontacja teorii kosmologicznych z obserwacjami

25

teria-promieniowanie, odpowiada wiekowi obiektów obserwowanych w odległościach

z ~ 6 -i- 3. Ponieważ narastanie perturbacji po ustaniu sprzężenia materia-promieniowanie

jest zbyt wolne, autor rozważa perturbacje w okresie wcześniejszym. Interesujące jest, jakie perturbacje gęstości będą narastały. A utor znajduje ich widmo biorąc pod uwagę równanie transferu promieniowania.

R. W a g o n e r (oraz W. F o w l e r , 11. R e e v e s ) przedstawili analizę Kosmologicz­

nej syn tezy pierwiastków. Na podstawie obliczeń przebiegu reakcji jądrowych w czasie

ewolucji Wszechświata po „big bang” byli oni w stanie wyznaczyć obfitości, w jakich po­ winny występować jądra cięższych pierwiastków w zależności od przyjętych parametrów „big bang” . W obliczeniach został wzięty pod uwagę fakt istnienia dwóch źródeł ciężkich jąder (np. 2H, 4He) a mianowicie gwiazdy (wybuchy supernowych) oraz reakcje po „big bang” . Zestawienie wyników obliczeń z obserwowaną w międzygwiazdowych cząstecz­ kach obfitością względną deuteru = 3 — 5 pozwala znaleźć ograniczenia na parametry określające przebieg „big bang” .

Rys. 4. Sprężanie fluktuacji gęstości falami uderzeniowymi

Powstawanie galaktyk we Wszechświecie friedm annowskim to tem at pracy przedsta­

wionej przez Ya. B. Z e l d o w i c z a oraz A. G. D o r o s z k i e w i c z a i R. A. S u- n y a j e w a . Tworzenie się niejednorodnego rozkładu masy reprezentowanego przez obecność galaktvk i ich gromad wymaga narastania perturbacji gęstości w okresie

póź-26 A. Czerny, M. Heller, IK Zonn

niejszym niż z = 1400. Wskutek przypadkowej dominacji kontrakcji w jednym z kierun­ ków, perturbacje gęstości 3-wymiarowe ewoluują do dwuwymiarowych powierzchni sprężania falami uderzeniowymi. Z analizy widma perturbacji wynika, że narastać w cza­ sie będą perturbacje o masach rzędu gromad, a nie pojedynczych galaktyk. Taka po­ wierzchnia nieciągłości miałaby następującą strukturę:

a) zewnętrzny obszar niezaburzonego dopływu materii (ry6. 4),

b) gorący obszar nagrzany przejściem fali uderzeniowej do T ~ 106 °K , stanowiący źródło promieniowania X , ze względu na to, że emisja zachodziłaby w okresie z ^ 5 (czyli w wieku rzędu kilku procent obecnego wieku Wszechświata), wskutek redshiftu byłaby w ultrafiolecie, co jest trudne do obserwacji,

e) gęsty obszar wewnętrzny ochłodzony już emisją do T ~ 104 °K . Ten obszar może emitować linie 21 cm • (1 + z), co mogłoby być obserwowalne.

Pojedyncze galaktyki w tym obrazie powstałyby wskutek tworzenia się wirów i ru­ chów turbulentnych w obszarze zgęszczenia.

Odmienną nieco Wirową teorię powstania galaktyk i ich gromad przedstawił L. 0 z e r n o y. Zakładając początkowo przypadkowy rozkład prędkości hydrodynamicz­ nych ruchów materii, badał ewolucję średniej gęstości i średniego kwadratu prędkości obiektu materialnego w zależności od rozmiarów obiektu. Charakterystycznymi skalami czasu są tu: czas utraty prędkości przez lepkość i skala czasu ruchów hydrodynamicz­ nych odniesione do wieku Wszechświata. Teorię można testować, porównując otrzymaną zależność średnią gestość-masa z wielkościami obserwowanymi dla gromad galaktyk oraz pojedynczych galaktyk. W myśl wyżej przedstawionej teorii, wskutek kontrakcji tworzy­ łyby się wiry obejmujące gromady galaktyk, które rozpadałyby się na małe wiry galakty­ ki. W dyskusji, która się wywiązała I. D. N o w i k o w zwrócił uwagę, źe galaktyki w ten sposób powstające powinny wykazywać korelacje momentów pędów w gromadach, co jak dotąd nie posiada silnego oparcia w obserwacjach.

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1974). Zeszyt 1

PROMIENIOWANIE GRAWITACYJNE I KOLAPS GRAWITACYJNY

64 SYMPOZJUM MIĘDZYNARODOWEJ UNII ASTRONOMICZNEJ WARSZAWA, 5-8 WRZEŚNIA 1973 R.

J A N P I O T R L A S O T A Zakład Astronomii PAN (Warszawa)

W ramach Nadzwyczajnego Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej w dniach od 5 do 8 września odbyło się w Warszawie Sympozjum Nr 64 MIJA poświęcone promie­ niowaniu grawitacyjnemu i kolapsowi grawitacyjnemu. Na Sympozjum tym wygłoszono 12 referatów, których autorzy i tematy były uprzednio wybrane przez komitet organiza­ cyjny działający pod przewodnictwem prof. A. T r a u t m a n a. Na sesjach popohidriio- wych wygłoszono ok. 30 krótkich komunikatów.

Największe zainteresowanie wzbudziły dwa tematy obserwacyjne: odkrycie czarnego dołu w Cygnusie X—1 oraz detekcja fal grawitacyjnych. Z referatu prof. R. G i a c c o- n i e g o (Cambridge, USA) oraz z krótkiego referatu prof. R. K r a f t a (l,ick, USA) wy­ nika, że niewidoczne źródło X w Cygnusie jest obiektem o bardzo małych rozmiarach (compact source) oraz, że jego masa jest nie mniejsza od 6 Me. Fakty te oraz współczesna wiedza teoretyczna implikują tylko jedną interpretację: w Cygnusie X—1 mamy do czy­ nienia z układem podwójnym, w którym jednym ze składników jest czarny dół. Promie­ niowanie

X

powstaje w wyniku akrecji gazu na czarny dół. Źródłem materii spadającej na czarny dół jest jego towarzysz wypełniający powierzchnię Roche’a. Dotychczas naj­ większe kontrowersje budziło oszacowanie minimalnej masy obiektu niewidocznego. Ostatnia ocena odległości do Cyg X—1 podana na Sympozjum przez K r a f t a pozwala z prawie całkowitą pewnością stwierdzić, że masa ta jest większa od maksymalnej masy gwiazdy neutronowej (ok. 3 M0). Wydaje się więc, że po odkryciu gwiazd neutronowych (pulsary) odkryty został następny twór astrofizyki relatywistycznej: czarny dół. Istnieją­ cy dotychczas materiał obserwacyjny z satelitów UHURU i COPERNICUS nie pozwala na razie na identyfikacje innych czarnych dołów, ale wydaje się, że jest to teraz tylko kwestia czasu. Prof. G i a c c o n i podał również materiał obserwacyjny dotyczący źródeł rentgenowskich, w których składnikiem niewidocznym jest gwiazda neutronowa (HZ Her- culis).

W referatach teoretycznych przedstawiono kilka modeli akrecji na obiekty relatywi­ styczne pojedyncze oraz znajdujące się w układach podwójnych. Autorami referatów byli dr R. A. S u n i a j e v (Moskwa, ZSRR), (nieobecny na Sympozjum) oraz drM. R e e s (Cambridge, Anglia). Dr J. B a r d e e n (Yale, USA) omówił w swoim wystąpie­ niu własności geodezyjnych czasowych i zerowych w polu grawitacyjnym opisywanym przez rozwiązanie Kerra, oraz efekty obserwacyjne wynikające z tych własności. Jak

28

J . I\ Ixisota

w iadom o rozw iązanie Kerra o p isu je zew nętrzne p ole graw itacyjn e czarnego dołu . S z c z e ­ gólnie interesujące są zależności zm ian blasku obiek tów krążących w okół czarnego dołu od m om en tu pędu tego ostatn iego.

li. 1’ e 11 r o s e (O x fo rd , A nglia) przedstaw ił w sw oim referacie now e defin icje o so b li­ wości ukrytej i nagiej oraz białego dołu. Celem tych rozw ażali je st zbadan ie praw dziw ości hipotezy K osm icznego C en zora, zgodnie z k tó rą w wyniku kolapsu p o w stają w yłącznie osobliw ości ukryte (z a abso lu tn ym horyzontem zdarzerf). Poza w yjaśnieniem pew nych p o ję ć p odstaw ow ych nie zan otow an o w tej dziedzinie p ostęp u .

S . C h a n d r a s e k h a r (C hicago, U SA ) om ów ił w yniki sw oich prac nad badaniem stabiln ości ratu jący ch obiektów relatyw istyczn ych . Z astosow an ie m etod przejętych z k la ­ sycznej teorii stabiln ości figur rów now agi daje podziw u godne e fe k ty , p ozw ala m iędzy innym i efektyw nie z b ad ać stab iln o ść rozw iązan ia K erra.

Po sw oim referacie p rof. C h a n d r a s e k h a r o trzy m ał od Polskiego T ow arzystw a F izyczn ego m edal M ariana Sm olu ch ow skiego.

Drugi nurt działalności S y m p o zju m Nr 6 4 nie przyn iósł wielkich sensacji. N adal nie w iadom o, czy J . W e b e r (C ollege Park, U SA ) obserw uje prom ieniow anie graw itacyjn e. N ikom u je szcze nie u dało się p otw ierd zić je go w yników . N ajciekaw szym m oże w ydarze­ niem b y ł krótki referat P. K a f k i (M onachium , N R F ), k tóry na sw oim d etek to rze nie obserw uje żadnych sygnałów św iadczących o istnieniu prom ieniow ania graw itacyjn ego, ale p o analizie taśm m agn etyczn ych z zapisem obserw acji przesłanych mu przez W e b e r a o trzy m ał p o d o b n e co W e b e r wyniki. K on kluzja K a f k i : W e b e r co ś obserw uje, ale nie je st to prom ieniow anie graw itacyjn e. W e b e r z kolei rad ził sw oim kon ku rentom zm ianę inżynierów zatrudnion ych przy detektorach . W ydaje się je d n ak , że nie je st to w yj­ ście z sy tu acji, gdyż u kłady elektroniczn e nie rejestrujące prom ieniow ania graw itacyjn ego popraw nie jedn ak reagują na sztu czn ie przykładan e sygn ały. G rup a z M onachium i Fras- catti (W łochy) ma teraz z kolei przesłać sw oje taśm y W e b e r o w i i na w yniki tych w za­ jem n ych analiz przyjdzie je szcze trochę p oczek ać. Trudne spraw y zw iązane z techniką detekcji prom ieniow ania graw itacyjn ego oraz z niem niej sk om p liko w an ą o b ró b k ą sta ty ­ sty c z n ą dan ych zo stały om ów ion e w referatach J . A . T y s o n a (L ab o rato riu m B ella, U SA ) oraz V . B . B r a g i n s k i e g o (M oskw a, Z S R R ).

W w ystąpieniu p ro f. J . Z e l d o w i c z a (M oskw a, Z S R R ) om ów ion o oddziaływ an ie fal graw itacyjn ych z drganiam i elektrom agn etyczn ym i, a w szczególn ości w zbudzanie t a ­ kich drgarf przez fale graw itacyjn e. Wraz ze w zrostem p oziom u technologii p ozw oli to b y ć m oże na kon stru kcje d etektorów zupełnie now ego typu .

W kon kluzji m ożna się sp od ziew ać, że p roblem istnienia w eberow skich fal graw itacyj­ nych zostan ie ro zstrzygn ięty w ciągu n ajbliższego roku.

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXII (1 9 7 4 ). Zeszyt 1

PÓŹNE STADIA EW OLUCJI GWIAZD

66 SYMPOZJUM MIĘDZYNARODOW EJ UNII ASTRONOM ICZNEJ

W dokumencie Postępy Astronomii nr 1/1974 (Stron 34-41)