2 .1 . SŁO ŃC E
W d zied zin ie badań radiowych układu s ło n e c z n e g o do n ajw aż n ie jsz y ch o się g n ię ć z a lic z y ć można n a s tę p u ją c e : badania atm osfery s ło n e c z n e j w zak re s ie od dolnej chromosfery (fale mm) do zew nętrznej korony (poza orbitę Merku rego) Obserwacje Słońca Spokojnego na fa la c h radiowych d a ją informację o s t a nie atmosfery sło n e c z n e j i w s k a z u ją na w zrost temperatury n a stę p u ją c y od fal mm (104 o K) aż do fal metrowych (10* °K). Promieniowanie to ma ch arak ter ter miczny, nie wykazuje polaryzacji i j e s t z a s a d n ic z o dość dobrze zb adane. O bser wacje radarowe d a ją informację o ciągłym wypływie materii ze Słońca (wiatr sło n e c z n y ) i sporadycznym wyrzucaniu obłoków materii w p rz e strz e ń między p la n e ta rn ą . Obserwacje rozproszonego przez zew nętrzną koronę sło n e c z n ą pro mieniowania radiowego radioźródeł ujawniły niejednorodną ra d ia ln ie , w łó k n istą strukturę korony p rz e ja w ia ją c ą s ię na o d le g ło ś c ia c h od kilku do ponad 100 pro mieni s ło n e c z n y c h . T a niejednorodność korony j e s t p rzy czy n ą odkrytych niedaw no s c y n ty la c ji międzyplanetarn ych radioźródeł o małych średnich kątowych. Badania radiowe aktyw ności s ło n e c z n e j s ą s z c z e g ó ln ie efektowną m etodą b a d a ń , a to ze względu na ogromną rad io w ą zmienność promieniowania radio wego Słońca. Promieniowanie radiowe Słońca przekracza nierzadko 105, a wy jątkowo nawet 106 razy poziom Słońca Spokojnego. U stalono is tn ie n ie 5 typów wybuchów promieniowania radiowego Słońca oraz stw ierdzono is tn ie n ie polary z a c ji, n a j c z ę ś c i e j kołowej, u niektórych typów promieniowania wybuchowego. Badanie wybuchowego promieniowania radiowego Słońca prowadzone s ą na po sz c z e g ó ln y c h s ta ły c h c z ę s t o ś c i a c h oraz za pomocą spektrografów pokrywają cych widmo z a k re su fal metrowych dcm i cm. Poczyniono z n aczn e postępy w lo k a liz a c ji na ta rc z y Słońca radiowych centrów aktywnych, o sią g a ją c dokład ność rzędu do min. kątow ej. Stwierdzono is tn ie n ie pow iązań między radiow ą i optyczną a ktyw nością Słońca, zjaw iskam i geofizycznymi i warunkami pan u ją cymi w przestrzen i m iędzyplanetarnej. W s z c z e g ó ln o ś c i stw ierdzono, że po wy b uchach radiowych na Słońcu n a s tę p u ją zaburzenia jo nosfery ziem skiej, burze
164 S. Gorgolewski
magnetyczne na Ziemi z kilkudniowym zapóźnieniem oraz zmiany dekametrowej aktywności Jow isza (z ponad tygodniowym zapóźnieniem). Stwierdzono ponadtQ, że strumień radiowego promieniowania Słońca na falach bliskich 10 cm jest najlepszym znanym wskaźnikiem częstości krytycznych jonosferycznej warstwy E, mającej zasadnicze znaczenie w dalekosiężnej komunikacji i radiofonii.
Radiowe badania Słońca są bardzo trudną teoretycznie i bardzo bogatą obser wacyjnie dziedziną radioastronomii i wiele jeszcze radiowych zjawisk słonecz nych czeka na bardziej szczegółowe badania i interpretacje. Ze względu na ich duże praktyczne znaczenie dla geofizyki, astronautyki i łączności radiowej obserwuje się dalszy dynamiczny rozwój tych badań i szczególnie perspektyw- ne wydają się być spektrograficzne- badania wybuchów radiowych i ich lokali zacja na Słońcu. Bardzo ważne z praktycznego punktu widzenia dla astronauty ki są dalsze badania i przepowiadanie tzw. pogody międzyplanetarnej (rządzonej aktywnością słoneczną) dla bezpieczeństwa lotów załogowych na Księżyc i inne planety. Duże znaczenie będą miały dalsze badania zewnętrznej korony Słońca metodą zakryć radioźródeł przez koronę, metodami radarowymi i obserwa cjami scyntylacji międzyplanetarnych radioźródeł. Badania wyżej wymienio ne, nawet w okresie znacznego zaawansowania badań astronautycznych układu słonecznego, będą tanią i prostą alternatywą dla bezpośrednich badań Słońca. W najbliższych kilkunastu latach nastąpi prawdopodobnie rozszerzenie obser wowanego zakresu widma promieniowania Słońca, szczególnie na dłuższych falach, bądź to z orbitalnych bądź z księżycowych radioteleskopów, co pozwoli lepiej poznać prawa rządzące aktywnością słoneczną i jej powiązaniem z pro cesami w przestrzeni międzyplanetarnej oraz zjawiskami geofizycznymi.
2.2. PLA N ET Y
Termiczne promieniowanie radiowe planet zostało już wykryte dla wszyst kich planet układu słonecznego z wyjątkiem Plutona. Nie udało się dotychczas zaobserwować promieniowania radiowego komet. Wśród satelitów planet wykryto tylko promieniowanie radiowe Księżyca. Przypuszczalnie zanim uda się wy kryć radiowe promieniowanie termiczne Plutona, powinno udać się wykryć ra diowe promieniowanie termiczne największych satelitów Jowisza i Saturna. Wysoka temperatura Wenus wyklucza możliwość istnienia życia na tej planecie. Zupełnym zaskoczeniem dla radioastronomów było również widmo radiowe Jo w isza. Termiczne promieniowanie radiowe Jow isza na falach centymetrowych i krótszych zgodne jest z temperaturą tej planety wyznaczoną metodami optycz nymi. Na falach decymetrowych Jowisz ma jednak tak wysoką temperaturę rów noważną, że promieniowanie to musi być nietermicznego pochodzenia. Promie niowanie radiowe Jowisza na falach decymetrowych je si promieniowaniem syn chrotronowym relatywistycznych elektronów uwięzionych w gigantycznym pasie radiacyjnym, podobnym do ziemskiego pasa radiacyjnego Allena-Wiernowa. Na
P e r s p e k t y w y ro zwoju radioastronomii w P o l s c e
165
fa la c h dekametrowych Jo w isz j e s t zupełnym wyjątkiem wśród p la n e t i pod względem in ten sy w n o ści wybuchów radiowych ryw alizuje nawet ze Słońcem. N ie s te ty , nie udało s i ę j e s z c z e w y jaśn ić pochodzenia tego promieniowania, w y k azu jąceg o wyraźną lo k a liz a c ję w kilku źródłach biorących u d z ia ł w rotacji pla n e ty . Promieniowanie radiowe Urana j e s t ok. dwa razy , a Neptuna ok. cztery razy s i l n i e j s z e niż oczekiw ane promieniowanie termiczne tych p la n e t na fali 1,0 cm. Badania termicznego promieniowania radiowego K sięży ca d o sta rc z y ły cennych danych o w ł a s n o ś c ia c h -termicznych podłoża K sięży ca na głęboko ś c i a c h s ię g a ją c y c h od kilku cm do ok. 20 m.
Do w a ż n ie jsz y c h radarowych wyników badań c ia ł układu s ło n e c z n e g o z a li czyć należy stw ie rd z e n ie , że praktycznie w sz y stk ie meteory n a le ż ą do n aszeg o układu s ło n e c z n e g o , wykrycie nowych dziennych rojów meteorów, w yznaczenie s z e r e g u okołosłonecznych orbit rojów meteorów oraz mas meteorów w zale ż n o ś c i od c z ę s t o ś c i występow ania meteorow, jak również w yznaczenie okresu obrotu Wenus i Merkurego oraz pomiar je d n o s tk i astronom icznej z radarowych obserw acji Wenus z d o k ła d n o ś c ią s i ę g a j ą c ą s z e ś c i u znaków.
P ersp ek ty w y badań radiowych układu s ło n eczn eg o s ą nadal dobre, ale na le ż y pam iętać o sto pniowej ich d e z a k tu a liz a c ji ze względu na sz y b k i rozwój kosmonautyki. P rz y s z ło ś ć badair, z wyjątkiem może aktyw ności J o w is z a , na fa la c h dekametrowych z a le ż e ć będzie głównie od rozwoju duży ch , skompliko wanych instrumentów — i to zarówno w wypadku o bserw acji radio astro n o m icz nych, jak i radarowych wykonywanych z Ziemi. Przed bezpośrednim i badaniami plan et w y stąp i j e s z c z e zapewne okres intensywnych badań radiowych prowa dzonych z pojazdów m iędzyplanetarnych w bezpośrednim s ą s ie d z tw ie planet. P o tym okresie radioastronom ia układu sło n e c z n e g o , z jednym chyba wyjątkiem badań sło n e c z n y c h , będzie ra c z e j d z ie d z in ą techniki niż nauki.
2.3. GALAKTYKA
Wykrycie synchrotronowego promieniowania radiowego Galaktyki przez
J a n s k i e g o było h isto ry czn ie p ie r w s z ą o b se rw a c ją radioastronom iczną.
Obecnie rozróżniamy n astę p u ją c e rodzaje promieniowania radiowego pochodzące z Galaktyki lub obiektów w niej s ię z n a jd u jący ch : promieniowanie synchrotro nowe s z c z ą t e k p o zo stały ch po wybuchu supernowych (np. C as A i T a u A), pro mieniowanie termiczne obszarów HII, wybuchowe nietermiczne promieniowanie radiowe gw iazd rozbłyskow ych, synchrotronowe promieniowanie pochodzące z dy sk u Galaktyki i z korony g a la k ty c z n ej (halo) — linia sp e k tra ln a wodoru neutralnego na fali 21 cm, linia s p e k tra ln a wodoru na fali ok. 6 cm i 4 linie sp ek tra ln e rodnika OH na falach w okolicy 10 cm.
B a d a n ia s z c z ą t e k po supernowych przyczyniły s ię do ugruntowania hipotezy o synchrotronowym mechanizmie promieniowania tych obiektów. Udało s i ę rów nież zaobserw ow ać wiekową zm ienność C a s A (zanik strum ienia energii
wyno-166 S. Gorgolewski