OTWARTE IZOTROPOW E MODELE WSZECHŚWIATA PROMIENISTEGO Formę metryczną dla otwartego, jednorodnego izotropowego modelu Wszechświata

otrzymamy z metryki (4) dla modelu Wszechświata zamkniętego, zmieniając r|, x> a na ir), >x> ><>• Ma ona postać:

ds2 = a J(r|) [rfr|* ~ <^Xa ~ sin /i’x + sin^rfi^)!. (38)

Zw iązek termodynamiczny (20) zostaje zachowany i ostatecznie równania pola dla otwartego izotropowego Wszechświata promienistego są następujące:

a ' 2 — a 2 = o 2, (39)

2 a ” a — a ’2 — a 2 = — a ?, (401

Rozw iązanie tych równań daje nam zależność a(t) (rys. w postaci parametrycz­ nej:

76

a = a , sin h f|, (41)

T = a t c o s h T ). (42)

Dla otwartego modelu Wszechświata promienistego mamy tylko jeden punkt osobliwy dla T) = 0, gdy a - 0. Promień krzywizny Wszechświata rośnie monofonicznie od tego punktu wraz ze wzrostem r|, a gęs to śó promieniowania maleje od pr = oo dla r| = 0 zgodnie z z a l e ż n o ś c ią (20). Równania linii geodezyjnych promieni św ietlnych otrzy­ mamy analogicznie ja k dla Wszechświata zamkniętego promienistego w po s taci:

a 2 + T 1 = a j cos h 2r|. (45) We W szechśw iecie promienistym otwartym promienie św ietlne poruszają s ię po hiperbolach określonych przez równanie (43).

R y s . 1. R o z w i ą z a n i e u k ła d u ró w n a ń ( 3 9 ) i ( 4 0 )

Z przeprowadzonych rozważań wynika, że w zamkniętych, izotropowych modelach Wszechświata promienistego promienie świetlne poru szają s i ę po orbitach kołowych określonych przez zw iązek (26), a w otwartych modelach po orbitach hiperbolicznych danych równaniem (43). Półzam knięte izotropowe Wszechświaty promieniste nie mogą is tn ie ć .

Autorzy skład ają podziękowanie Doc. dr A. Z i ę b i e za zasugerowanie tematu oraz za liczne d y s k u sje .

Z pracow ni i obserwatoriów 77 L I T E R A T U R A F e r r a r i f A . # G a l 1 i n o, R. A. , M a s a n i , A. , 1970, L a Ri c e r c a Sc i e n t i f i c a 64, 96. G a m o v , G. , 1948, Na t u r e 162, 680. H a r r i s o n , R. E. , 1968, P h y s i c s T o d a y 21, 31. H a r r i s o n , R. E . , 1970, Na t u r e 225, 245. L a n d a u , L . D., L i f c i e , E. M., 1967, T e o r i a p o l j a , Moskva. N o v i k o v , I. D. , Z e l d o v i £ , Ya. B. , 1967, A. Re v. Astr. As t r o p h y s . 5, 627. P a r t r i d g e , R. B.* W i l k i n s o n , D. T . 1967, P h y s . Re v. L e t t . 18, 557. P e e b 1 e s , P , J . E . , 1960, J . R. a s t r . Soc. Ca n . 6 3 , 4. P e n z i a s , A. A. , W i l s o n , R. W., 1965, Ap. J . 142, 420. T o 1 m a n, R. C.» 1931, P h y s . Re v. 38, 1758.

Z e l d o v i c , Ya. B. , N o v i k o v , I. D., 1968, IAU Symp. No 29, 280. Z i ę b a , A., 1971, P r z e s tr z e n ie ś r o d k o w o -s y m e try c zn e . C z ę ś ć 1, Op o l e .

\

NAUKOWE OŚRODKI ASTRONOMICZNE W KRAJU

A k tualizacja na 10 V III 1971 r. (dotyczy ośrodków , o których artykuły informa­ cyjn e z o sta ły ju ż opublikow ane w „ P o s tę p a c h A stro n o m ii” ).

Z a k ła d Astronom ii P A N : dr hab . Jó z e f S m a k m ianow any z o s ta ł 7 V II 1971 profe­ sorem nadzw yczajny m ; w charakterze asyste nta zatrudniona zo sta ła Mgr Ewa ( l a s iii- s k a .

Instytut A stronom ii UMK (Toruń): m agisterium u z y s k a ł w czerw cu 1971 r. F e lic ja n K a r m i r f s k i .

O bserwatorium A stronom iczne UW (W arszawa): w czerw cu 1971 r. m agisteria uzy ska ­ li: M irosław D e m b e k , A ndrzej D r o ż y n e r , M ic h a ł R ó ż y c z k a , Ryszard S i e n k i e ­ w i c z , A ndrzej S o ł t a n.

Obserw atorium A stronom iczne U BR (Wrocław): 23 V I 1971 r. Dr Jerzy J a k i m i e c uz y s k a ł s to p ie ń doktora ha b ilito w a n e g o na podstaw ie pracy pt. Fotosfera w plam ach

sło n e c zny c h —problem konstruow ania m odeli — rece n zen ci: Prof. Dr Ja n M e r g e n t a l e r ,

P rof. Dr A n to n i O p o l s k i , Prof. Dr Stefan P i o t r o w s k i ; m agisteria u z y s k a li: Ryszard N y c h, H alina S z a b u n i a , l.e o n Sw i e r k o t . U kończono konstrukcję h e lio g rafu i kamery film o w ej do film o w a nia : protuberancji z pomocą koronografu i fotosfery z pomocą heliografu umocowanego na te j sam e j o si. R o zp o c zęto penetrację terenu w Sowich G órach w c e lu zb a da n ia m o żliw o ś c i in s ta lo w a n ia tam instrum entów h e lio fiz y c z n y c h .

Z LIT E R A T U R Y NAUKOWEJ PO S T Ę P Y ASTRONOMII T om X X (1972)* Zeszyt 1. PROMIENIOWANIE CHARAKTERYSTYCZNE y I X W UKŁADZIE PLANETARNYM D. K U R O C Z K I N

W sąsiedztwie planet może być zaobserwowane promieniowanie X i y. Źródłem tego promieniowania s ą procesy zachodzące bądź na powierzchni planety, bądź w jej atmo­ sferze. Dlatego widmo charakterystyczne promieniowania może być wykorzystane jako źródło informacji o ich składzie chemicznym. Tu jest mowa o detekcji promieniowania z pojazdów kosmicznych. Z konieczności pomiary s ą pomiarami biernymi i wykonywa­ nymi z pewnej odległości, co odbija się na precyzji i dokładności wyniko'w. Można jedy­ nie wyznaczyć średnią zawartość pierwiastków z jakiegoś dużego obszaru.

Jak dotąd twarde promieniowanie zaobserwowano tylko w dwóch przypadkach: K się­ życa i Ziem i. Dla innych planet na podstawie obserwacji robionych na lub w pobliżu Ziem i wyliczono górne granice natężenia promieniowania X i y. (Dla Jow isza zrobili to E d w a r d s i M c C r a c k e n (1967), ponadto H a y m e s , E l l i s i F i s h m a n (1968) dla Marsa, Wenus i Jow isza). Tym niemniej teoretyczne widma w obu tych zakresach wyko­ nano dla w iększości planet, zakładając pewien skład chemiczny.

Gdy planeta nie posiada atmosfery, istnieje m ożliw ość wykrycia niejednorodności chemicznej powierzchni, ponadto można stwierdzić istnienie takich pierwiastków jak: Na, Mg, A l, Si, K, Ca, Fe, Th, U. Do tej kategorii ciał należą: K siężyc, Merkury i nie­ które księżyce planet-olbrzymów.

Gdy planeta posiada atmosferę, to można jedynie wykryć te pierwiastki, które są. je j głównymi składnikami, zwykle H, C, 0 i N. W yjątkową planetą jest Mars. Jego atmo­ sfera jest nieprzezroczysta dla promieni X, przepuszcza natomiast promieniowanie y, chociaż osłabia je o czynnik 3. Dlatego w przypadku Marsa można zbadać i atmosferę i powierzchnię globu.

Promieniowanie y jest bardziej czułe na obecność K, Th, U (promieniowanie z natu­ ralnych źródeł) oraz H, C, Si, Al (promieniowanie z oddziaływania kosmicznego). Z ko­ lei pomiary promieniowania X s ą czułe na obecność Mg, Al, Si, K, Ca i Fe. Promienio­ wanie y — bardziej energetyczne — przychodzi z głębszych warstw i mówi o składzie chemicznym na głębokości ok. 25 g/cm J, promieniowanie X — mniej energetyczne — daje informacje o głębokości ok. 10“3 g/cm J. Równoczesność pomiaru obu rodzajów promienio­ wania jest pożądana z dwóch powodów:

1) można prześledzić rozkład pierwiastków z głębokością, a stąd wyciągnąć wnio­ ski o ew. erozji lub sedymentacji,

2) jest więcej dostępnych do zbadania pierwiastków. Stosunki obfitości pierwiastków lepiej określają charakter chemiczny n iż pojedyncze pomiary.

Ze względu na rozkład pierwiastków w poszczególnych skałach można podzielić je na 4 zasadnicze typy: chondryty, ultrazasadowe, zasadowe (gł. przedstawiciel bazalt) i kwaśne (gł. przedstawiciel granit). Znajomość zawartości kilku kluczowych pierwia­ stków w próbce pozwala zalic zy ć j ą do jednej z tych czterech skał. Na przykład wapń jest najobfitszy w skałach zasadowych, zawartość potasu, uranu i toru wzrasta od skał ultrazasadowych do kwaśnych, odwrotnie niż koncentracja magnezu i żelaza. Stosunek Mg/K jest bardzo czułym wskaźnikiem klasyfikującym skałę, do zasadowych lub kwaś­ nych (jest duży dla zasadowych, mały dla kwaśnych skał).

80 Z literatury naukowej

Rozkład pierwiastków na powierzchni globu może dać informacje o termicznej hi­ storii planety. J e ś li temperatura była dostatecznie wysoka, żeby spowodować topnienie m aterii, mogły się wytworzyć skały wulkaniczne. Badając ziemskie skały wulkaniczne stwierdzono zjawisko tzw. różnicowania lub stopniowej krystalizacji. O tóż materia skrystalizowana w I etapie jest bogatsza w Mg, Ca, F e , podczas gdy skały ulegające późn ie jsze j krystalizacji s ą obfitsze w K, Si. Ślady U i Th znajduje się w produktach końcowej k rystalizacji. A więc późn iejsze produkty s ą bardziej kwaśne i wzbogacone w promieniotwórcze K, U i Th. J e ś li więc stwierdzi s ię na powierzchni planety różnice w intensywności naturalnej promieniotwórczości, można przypuszczać, że planeta miała gorące wnętrze.

1. PROMIENIOWANIE y

Są dwa główne źródła promieniowania y. Jednym z nich jest promieniotwórczość naturalna pierwiastków, których czas połowicznego rozpadu jest porównywalny z wiekiem

układu planetarnego, tj. jest rzędu 109— 10ł0 lat. Mowa tu o K40, U 13*, T h2*2 oraz ich krótkotrwałych produktach rozpadu. Teoretyczne tempo em isji kwantów y z różnych skał uzyskujemy pa podstawie zawartości tych pierwiastków oraz analizy procesu roz­ padu. U w zględniając fotony o energii w iększej od 5 MeV uzyskano zależności: jak w tab. 1.

T a b e l a 1

Typ skały

Tempo em isji fotonów na jednostkę pow ierzchni

[ foton • s"1 • cm”2]

chondryty 0,0 2 1

ultrazasadowa 0,0 08

b aza lt 0 ,4 2 5

granit 2,2 0

Takie zliczenia fotonów podała grupa W i n o g r a d o w a (1967) dla K siężyca na podstawie danych dostarczanych przez Ł u n ę 10. Wyniki sugerują, że nie ma wyraźnej różnicy w rozmieszczeniu skał, z tym, że góry księżycowe s ą prawdopodobnie bardziej zasadowe niż morza.

Drugim źródłem promieniowania y jest wzajemne oddziaływanie promieni kosmicz­ nych z planetą. Na promienie kosmiczne s k ła d a ją s ię przede wszystkim protony i w mniejszym stopniu cząstki a. Promieniowanie kcsmiczne dochodzące do powierzchni planety składa się z:

1) składowej galaktycznej, wysokoenergetycznej, o cząstkach m ających energię przekraczającą 1 GeV;

2) składowej słonecznej, o średniej energii kinetycznej cząstek ok. 100 MeV, ściśle skorelowanej z aktyw nością słoneczną.

Z ależn ość między widmem y a składem chemicznym uzyskuje się w laboratorium, bombardując strumieniem szybkich cząstek grube tarcze, a następnie badając albedo. T akie doświadczenia robiono w następujących zakresach energii protonów: 6 MeV (grupa W i n o g r a d o w a 1966), 16—160 M e V (grupa Z o be 1 a 1965, 1967).

2. literatury naukowej

81

1) nie obejmowały całego zakresu energii c z ą s e k reprezentowanych w promieniowa­ niu kosmicznym;

2) nie uwzględniały w szystkich możliwych oddziały wań proton-jądra.

Ograniczenia te kazały zrobić założenie, że wkład do linii widmowych dają. cząstk i 0 energii poniżej 100 MeV. To założenie implikuje, że pierwotne promieniowanie g a la ­ ktyczne o energii dochodzącej do 1 GeV wskutek różnego rodzaju oddziaływania z glo­ bem j e s t zamieniane na liczne nukleony lub c z ąstk i a o energii znacznie m niejszej. C z ą s tk i o dużej energii w reakcjach z jądrami pierwiastków globu powodują rozpad tych jąder z jedn oczesn ą e m is ją cząste k mniej energetycznych. Początkowo neutrony i proto­ ny s ą produkowane w równych ilo ściach , przy niższych energiach przeważa produkcja neutronów. W miarę tracenia energii przez c z ąstk i uwidacznia s i ę przewaga neutronów nad protonami i jednocześnie p roces rozpadu jąder ustępuje m ie jsc a zderzeniom ela­ stycznym. T e raz zderzenia elastyc zn e s ą procesem, w którym c z ą stk i (głównie neutrony) t r a c ą energię, aż do uzyskania energii termicznej. Wtedy główną rolę zaczyna odgrywać termiczny wychwyt neutronów. Neutrony mogą więc produkować dyskretne widmo y w trzech następujących procesach:

1) zderzenia nieelastyczn e. Głównymi reakcjami jądrowymi zachodzącymi w tym pro­ c e s i e są: (n, n’ X y), (n, p X y), (n, a X y), (n, a n' X y), (n, n’ p X y),

2) wychwyt neutronu. Gdy neutrony wytracą energię do kilku KeV mogą być wychwy­ cone przez jądro atomu z je d n o c z e sn ą em isją kwantu y ,

3) sztuczna promieniotwórczość. P r o ce sy (1) i (2) m o gą prowadzić do powstania jąder nietrwałych, rozpadających się w procesie P z je d n o cze sn ą e m i s ją kwantu y.

Zwykle s ą to izotopy: B e T, N a” , AlJ6, A4J, S c * , Mn14.

Z najom ość widma neutronów je s t potrzebna do prawidłowej interpretacji natężenia linii y przy wyznaczaniu składu chemicznego. Do wyznaczania widma neutronów potrzebna je s t znajomość aktualnego promieniowania kosmicznego (a więc i aktywności Słońca) oraz przekroju czynnego na zderzenie i wychwyt różnych pierwiastków. Ponadto robi się n astęp ujące założenia dotyczące powstawania promieniowania y:

1) produkcja y j e s t izotropowa,

2) uwzględnia się głębokość tylko do 200 g ’ cm"1,

3) osłabienie promieniowania wychodzącego na powierzchnię j e s t takie same,

jakby absorbentem był czysty krzem;

4) strumień neutronów nie zależy od składu chemicznego globu (z wyjątkiem przy­ padków, gdy s ą obecne pierwiastki: H, F e , C a i N. Wodór w wyniku zderzeń elastycznych zw iększa ilo ść neutronów powolnych, pozostałe pierwiastki m a ją duże przekroje wychwy­ tu i mogą znacznie osłabić strumień neutronów);

5) różniczkowy przekrój czynny na zderzenia dla zakresu do 100 MeV j e s t taki sam, jak dla 14 MeV,

L i n g e n f e 11 e r, C a n f i e l d i H e s s (1961) obliczyli widma neutronów dla kilku składów chemicznych i kilku głęb o ko ści, L i n g e n f e l t e r zrobił to także dla ziemskiej atmosfery, a A r m s t r o n g i A l s m i l l e r (1969) dla kilku modeli materii księżycowej 1 kilku głębokości. U zyskane widma neutronów autorzy wykorzystali do znalezienia (w w ięk szo ści wypadków teoretycznego) składu chemicznego na podstawie widma y.

1 tak L i n g e n f e l t e r ze współpracownikami oraz G u r s k y i G o r e n s t e i n

wyliczyli natężenie linii dla kilku składów chemicznych K s i ę ż y c a . A r m s t r o n g

i A l s m i l l e r znaleźli teoretyczne widmo y wykorzystując widmo neutronów uzyskane przy badaniu atmosfery ziem skiej. Natomiast pierwsze pomyślne obserw acje promieni y zostały dokonane przez Ł u n ę 10 ( W i n o g r a d o w 1966, 1967). Z danych wykonano 7 widm. N a js iln ie js z e linie w s k a z u ją na obecność O, Mg, Al, Si. S ą to linie powstałe w wyniku procesu zderzenia n ieelastyczn ego. Autorzy p odają, że w wytwarzaniu promie­ ni y p rzew ażają procesy oddziaływania kosmicznego nad naturalnymi źródłami, których

82 Z li teratury n a u k o we j

wkład ocen iają na 10%. Natomiast oszacowanie sztucznej radioaktywności dla K siężyca było wykonane przez B i s w a s a (1968).

Obserwacje innych planet nie dały pozytywnego wyniku. P e t e r s o n i S c h w a r t z (1967) obserwowali atmosferyczne ziemskie promieniowanie y, ale nie stw ierdzili istnienia jakichkolwiek lin ii wskutek niskiej czułości energetycznej użytych odbiorników.

2. PROMIENIOWANIE X

Promieniowanie charakterystyczne X (najczęściej jest to lin ia K) daje informacje 0 pierwszych dziesięciu mikronach głębokości.

Może być kilka źródeł promieniowania X:

1) bombardowanie promieniami kosmicznymi,

2) jonizacja przez schwytane cząstki (dotyczy to głównie planet z magnetosferą), 3) oddziaływanie globu z wiatrem słonecznym,

4) fluorescencja wywołana kosmicznymi promieniami X ,

5) — " — — " — słonecznymi promieniami _{X ,}

N ajsilniejszym źródłem promieniowania _X jest mechanizm (5). Słońce jest silnym źródłem promieniowania X , przede wszystkim w długościach fali krótszych od 8 A,

Promienie X pochodzą częściowo z korony, lecz ważniejszym i silniejszym źródłem tego promieniowania (zw łaszcza w falach najkrótszych) s ą rozbłyski, plamy — a więc m iejsca aktywne na Słońcu. Natężenie promieniowania X jest zmienne, przy czym zmia­ ny są chwilowe i cykliczne (cykl 11-letni).

W widmie promieni X najczęściej mamy do czynienia z liniam i Ka* Ogromnym utru­ dnieniem w obserwacji lin ii jest proces rozpraszania. Ma to znaczenie zw łaszcza wtedy, gdy rozproszone lin ie słoneczne le ż ą blisko lin ii K a uzyskanych w procesie fluore- scencji. K ole jną przeszkodą w interpretacji widma jest wzajemna zale żność między o b fito śc ią jednego pierwiastka, a natężeniem lin ii drugiego. Inn ą trudnością jest zale­ żność widma od geometrycznego rozmieszczenia: Słońce, badana powierzchnia, detektor. Ja k w przypadku promieniowania y tak i w przypadku promieniowania _X rozważania teoretyczne znacznie przew yższają ilościowo dane obserwacyjne. 1 tak G o r e n s t e i n 1 C u r s k y obliczyli teoretyczne widmo X dla modelu K siężyca ultrazasadowego, chon- drytowego, bazaltowego i granitowego przy różnym stopniu aktywności Słońca. L o h i G a r m i r e (1969), na podstawie obserwacji dokonywanych na Ziem i, podali górne granice natężenia promieniowania rentgenowskiego z powierzchni Wenus i Marsa, przy czym wykonali to dla kilku modeli atmosfery obu planet.

Pierw sze pomyślne obserwacje promieniowania X zostały wykonane przez L unę 12. Stwierdzono, że strumień netto z powierzchni K siężyca wynosi 10—150 foto­ nów cm'1 • s ‘ł • srd‘ł , co się dość dobrze zgadza z teorią. Jednak dostarczone dane nie zostały wykorzystane do wyznaczenia składu chemicznego gruntu. Obserwacje ziemskie­ go promieniowania w tym zakresie były robione przez G r a d e r a (1968) i dały lin ie Ka azotu i tlenu oraz rozproszone promieniowanie fal o długościach krótszych n iż 30 A. Jak dotąd więcej obserwacji w tym zakresie fal nie udało się zrobić. Poza tym nie wydaje s ię , żeby Jow isz i inne planety olbrzymy były dogodnymi obiektami do badania metodami tutaj omawianymi.

3. DETEKCJA PROMIENIOWANIA y

Wyznaczanie składu chemicznego z widma wymaga dobrej zdolności rozdzielczej odbiorników. Do obserwacji promieniowania y używa się dwóch następujących detekto­ rów:

Z literatury naukowej 83

1) detektor krystaliczny Na(Tl), 2) detektor germanowy G e(Li).

Pierwszy jest prostszy w użyciu i czulszy, dragi natomiast ma lepszą, zdolność rozdzielczą, wymaga jednak niskich temperatur. Zdolność rozd zie lczą detektora krystali­ cznego wynosi 100 KeV—IMeV, germanowego od kilku do kilkunastu KeV. Przy każdych obserwacjach trzeba stosować techniki antykoincydencyjne w celu wyeliminowania tła.