l09 ? o
R ys. 9. Wybór modelu kosmologicznego w zależności od wartości średniej gęstości materii i epoki. Wykres wyliczony jest dla wartości stałej Hubble’ a równej 5,4 • 109
lat [9]
Rozdział III
MOŻLIWOŚCI OBSERW ACYJNEGO TESTOWANIA MODELI KOSMOLO GICZNYCH W OKNIE RADIOWYM: KOSMOLOGICZNE ASPEKTY BADAŃ
R A D IO Ź R Ó D E Ł KLASY II
S I. ZA SIĘ G T ELESK O PÓ W O P T Y C Z N Y C H A ZASIĘG TELESK OPÓW RADIOW YCH
Z a się g teleskopu zale ży przede wszystkim od jego św iatło siły . Swiatło- s iła przyrządu zależy zaś od efektywnej powierzchni obiektywu teleskopu czy anteny radioteleskopu. Im w ięk sza pow ierzchnia czynna obiektywu czy anteny tym słabsze strumienie energii prom ienistej można odebrać, a zatem tym w iększy jest za się g przyrządu.
N ależy tu jednak podkreślić w ażną ok oliczność, dzięk i której przy badaniach pozagalaktycznych za się g teleskopów radiowych je s t ju ż na obecnym etapie ich rozwoju efektywnie w iększy, niż zasięg teleskopów optycznych — mianowi cie zagadnienie różnic w natężeniu prom ieniowania poszczególnych źródeł w d zie d zin ie optycznej i radiow ej. W d zie dzinie optycznej np. strumień promie niow ania odbierany od Słońca je st 10“ razy większy od tegoż strum ienia
odbie-30
A.G. Pacholczyk
ranego od wszystkich pozostałych astronomicznych źródeł razem wziętych (z wyjątkiem K siężyca). W dziedzinie radiowej sprawa ta wygląda wprost prze ciwnie: na fali długości 10 m strumień promieniowania kosmicznego jest 105 razy większy od strumienia promieniowania radiowego spokojnego Słońca. D alej, jasność absolutna radioźródła typu Cygnus A („zderzające” sie galaktyki) o 26 rzędów wielkości przewyższa radiową jasność absolutną spokojnego Słoń ca, podczas gdy w dziedzinie optycznej przewyższa ją tylko o 10 rzędów wiel kości. Je że li więc przyjmiemy, że radioźródła typu Cyg A nie są wyjątkowymi zjawiskami we wszechświecie i występują dostatecznie liczn ie , to dojdziemy do wniosku, że zasięg radioteleskopów może być Znacznie większy od zasięgu teleskopów optycznych. Minimalną wartość strumienia promieniowania, jaką rejestrują współczesne radioteleskopy na fali 3 m, tzn. 2.10-24 W.m.-1 Hz-1, jest 6500 razy mniejsza niż strumień promieniowania dochodzący do nas
z radioźródła Cyg A. Zatem współczesny radioteleskop jest w stanie zarejestro
wać promieniowanie pochodzące z radioźródła typu Cyg A, oddalonego o 8 mi liardów parseków; odległość ta jest w tej chwili dwukrotnie większa od zasięgu 200-calowego teleskopu na Mount Pajomar, a przecież technika pomiarów radio wych znajduje się w chwili obecnej w stadium początkowym. Tak więc badanie przestrzeni w tych odległościach, na których mogą występować bardzo wyraźnie różne efekty teorii względności (np. krzywizna przestrzeni) jest znacznie uła twione dzięki technice radiowej.
82. ZLIC ZA N IE RA D IO ŹRÓ D EŁ
W zasadzie wszystkie zależności pomiędzy liczbą źródeł, ich natężeniem (wielkością gwiazdową), rozmiarami, czerwonym przesunięciem itp. omówione w poprzednim rozdziale słuszne również i w dziedzinie radiowej z tym, że obserwacje radiowe pozwalają nam na dalsze posunięcie się wzdłuż krzywych, niż to miało miejsce w przypadku obserwacji optycznych. Przy współczesnej, bardzo jeszcze mało doskonałej technice radioastronomicznej pomiary średnic kątowych radioźródeł są ograniczone zdolnością rozdzielczą przyrządów, zaś czerwone przesunięcia znane są tylko dla paru najbliższych radioźródeł. D la tego do chwili obecnej w dziedzinie radiowej była testowana jedynie zależność liczby źródeł o danym natężeniu na steradian od natężenia promieniowania.
Pierwszą analizą tej zależności było opracowanie danych dotyczących 77 radioźródeł, obserwowanych przez M i l l s a [42] przy pomocy interferometru na 101 MHz. Dla źródeł drugiej klasy poszukiwana zależność miała postać jak na rys. 10. Nachylenie krzywej wynosiło około — 1,5, a zatem było zgodne z przewidywaniami dla jednorodnego euklidesowego wszechświata.
Wartość m niejszą od — 1,5, otrzymali B o l t o n , S t a n l e y i S l e e [43] na podstawie analizy danych swojego katalogu 104 radioźródeł obserwowanych na częstości 100 MHz. W 1955 roku opublikowany został katalog 1936 radioźródeł (tzw. katalog 2C [44] obserwowanych w Cambridge metodą interferometryczna na
O bserw acyjne aspekty kosm ologii 31
lo ęJ
fH/m'2 Hz'1)
Rys. 10. Zależność liczby radioźródeł od ich natężenia dla pierwszego kata
logu M illsa [34]
M m -* Hz'*)
Rys. 11. Z ależn ość liczby radioźródeł od ich natężenia dla katalogu 2C [3ó]
Liii
Lo
Rys. 12. Z ależność liczby radioźródeł od odległości (w umownej skali) na pod stawie danych katalogu 2C [37]. Krzy wa a odpowiada założeniu stałej jas ności źródeł, krzywa b — stałej gęs
tości przestrzennej źródeł
Rys. 13. Zależność gęstości radioźródeł od odległości (w umownej skali) przy za łożen iu stałej jasności (krzywa a) oraz
zależność jasności radioźródeł od odle głości przy założeniu ich stałej gęstości przestrzennej (krzywa b) na podstawie
32 A .C . P a c h o l c z y k
81,5 MHz. Analizę danych tego katalogu przeprowadzili z kosmologicznego pun ktu widzenia R y l e i S c h e u e r [40], uzyskując współczynnik nachylenia krzy wej log N — log I, n “ -3 (rys. 11). Wyniki tej analizy wskazują na to, że radio źródła nie są rozłożone w przestrzeni w sposób jednorodny, lecz że ich gęstość lub ich jasność rosną wraz z odległością. Przebiegowi N m N (/) otrzymanemu z analizy radioźródeł katalogu 2C odpowiada przebieg liczby źródeł w funkcji odległości /V “ /V(r) dany na rysunku 12, oraz ' przebiegi gęstości p ~ p ( r ) względnie jasności L “ L (r) dane na rys. 13, [37]. Krzywe na obu rysunkach 12 i 13 wyliczone są dla dwóch skrajnych hipotez: a) dla stałej jasności L (r) ” “ const, oraz b) dla stałej gęstości przestrzennej p = const. L inie ciągłe odpo wiadają odcinkowi zależności N ” /V (/) oznaczonej na rysunku 11 lin ią ciągłą, zaś odcinki krzywych na rys. 12 i 13 oznaczone liniami przerywanymi wyliczone były na podstawie fragmentu krzywej N = N (/) oznaczonej na rys. 11 lin ią prze rywaną; postać tej części krzywej określona jest przez efekty selekcji.
Przy założeniu stałej średniej jasności radioźródeł gęstość przestrzenna tych źródeł rośnie szybko począwszy od pewnej odległości. Przy hipotezie stałej gęstości przestrzennej źródeł krzywa /V ’’ N il) może być objaśniona je dynie wzrostem jasności źródeł z odległością. Rozstrzygnięcie zagadnienia, która z tych skrajnych hipotez jest słuszna, może dać tylko pomiar zależności rozmiarów kątowych radioźródeł od odległości (skalę odległości wyznaczy tu liczba radioźródeł /V). Teoretyczny przebieg tej zależności dla obu hipotez dany jest na rysunku 14, [37].
Rozważania powyższe prowadzone były przy założeniu, że liniowe rozmiary radioźródeł są średnio jednakowe. Trzeba tu zaznaczyć, że test 0 “ 0 (/V) nie pozwoli na rozróżnienie efektów zmian rozmiarów radioźródeł z odległością od zmian ich gęstości przestrzennej, je że li założona jest niezmienność jasności L tych źródeł. Oba bowiem efekty odpowiadają tej samej krzywej a) na rysunku 14. Dlatego rozróżnienie między tymi efektami może zostać dokonane jedynie drogą badań widmowych bliskich i dalekich źródeł. Przy jednorodnym rozmieszczeniu źródła odpowiadające określonym rozmiarom 0 będą położone dalej, niż w wy padku stałego 0 (r) i niejednorodnego rozmieszczenia źródeł. Przejawi się to np. w różnych wartościach czerwonego przesunięcia.
Hipotezy systematycznych zmian jasności lub rozmiarów radioźródeł z odle głością są dosyć trudne do przyjęcia, dlatego zaakceptujemy na chwilę założe nie niejednorodnego rozmieszczenia źródeł i zanalizujemy kosmologiczne kon sekwencje takiego założenia. Pierwszą, najw ażniejszą konsekwencją byłoby odrzucenie stacjonarnego modelu wszechświata (,,SS” ), wymaga on bowiem jednorodnego rozkładu radioźródeł i stałości ich jasności w przestrzeni i cza sie. Odpowiada to wykładnikowi zależności N (!) zawsze większemu od - 1,5. Wzrost gęstości przestrzennej źródeł z odległością mógłby być wyjaśniony w ra mach ewoluujących modeli wszechświata, przy czym obszar wzrastającej gęstoś ci odpowiadałaby najwcześniejszym stadiom ewolucji, w których gęstość przes trzenna galaktyk jest duża, a więc i zderzenia między nimi częste. Całkowita liczb a zderzających sie galaktyk a zatem i wykrywalnych radioźródeł musiała
O b s e r w a c y j n e a s p e k t y k o s m o l o g i i 33
Rys. 14. Z a l e ż n o ś ć rozm iarów kąto w ych ra dioźródeł od o d le g ł o ś c i (w umownej skali) przy s t a ł e j j a s n o ś c i źródeł (krzy wa b) n a p o d s t a w i e danych k a t a l o gu 2C [37\
W cWrrf2Hz1
R y s. 15. Z a l e ż n o ś ć i l o ś c i rad io źró d eł od ich n a t ę ż e n i a d l a katalo g u a u s t r a li js k ie g o [34lbyć w ię k s z a w p r z e s z ło ś c i niż w o becnej chwili. Radioźródła typy Cygnus A
mają w y s ta rc z a ją c ą j a s n o ś ć radiową a b s o lu tn ą , aby pozwolić na ewolucyjną in te rp re ta cję danych, wynikających z a n a liz y katalogu 2C. L o k a ln a g ę s to ś ć tych źródeł w obecnej epoce j e s t rzędu 1 0 - 26 pc-3, zrozumiałe j e s t w ięc, że tylko niew iele z nich znajduje s ię w z asięg u 200-calowego teleskopu.
Wyżej n a sz k ic o w a n e kosm ologiczne kon sek w en cje s ta t y s t y c z n e j analizy
radioźródeł katalogu 2C s t a j ą s i ę d o ść problematyczne w św ietle wniosków
uzyskiw anych z interp retacji danych katalogu a u s tra lijs k ie g o [45]. Zaw iera on radioźródła obserwowane przy pomocy tzw . k rzyża M illsa w Sydney na c z ę s to
tliw o śc i 86 MHz. N achylenie krzywej log N — log / wykreślonej na podstaw ie
katalogu a u s tra lijs k ie g o wynosi - 1,8 (rys. 15), po poprawieniu z a ś na efekty instrum entalne nachylenie to j e s t nieco w iększe od n ach y le n ia ch a ra k te ry z u ją cego jednorodny rozkład źródeł w prz e strz e n i eu k lid eso w ej. Porównanie obu ka talogów w o b szarze wspólnym (na 383 źródła katalogu a u s tra lijs k ie g o i 227
przy-34 A.G. P ach olczyk
padkowych zgodności) wykazuje zasadnicze ro zb ie żn o śc i pomiędzy nim i(rys. 16). D la za n a lizo w a n ia tych ro zb ie żn o śc i zostały przeprowadzone w Jodrell Bank obserwacje tego samego obszaru nieba przy pomocy 218-stopowego teleskopu na c zęs to śc i 92 MHz z zastosowaniem techniki interferencyjnej i techniki „ p e n c il beam” . W wyniku tej a n a lizy stwierdzono, że rejestrowanie radioźródeł przestaje być realne przy gęstości źródeł w iekszej od 1 źródła na 25 szerokości pasma. Sytuacja taka ma m iejsce na poziomie 56 • 10-26 W.m-2. H z-1 w katalogu 2C. Zatem nachylenie krzywej log N ~ log I na odcinku poniżej tej w ielkości nie może być uważane za realne. Ta sama graniczna wartość n a tę że n ia dla ka talogu australijskiego wynosi 14*10-26 W.m-2. H z-1.
Rys. 16. Zależność ilości radio źródeł od ich natężenia dla obszaru wspólnego katalogów
2C i australijskiego [36]
10'* Wm2 H z'1
Rys. 17. Zależność ilości radioźródeł od ich natężenia dla obszaru wspól
nego katalogów 2C i 3C [3ó] Trzeci katalog z Cambridge [46] podający źródła na c zę s to śc i 159 MHz wy kazuje le p sz ą zgodność z katalogiem austra lijsk im . Rysunek 17 przedstaw ia krzywe log N ■- log / wykreślone d la obszaru wspólnego z katalogiem a u s tra lij skim. Na tym obszarze nachylenie krzywej d la katalogu 3C wynosi - 2,7 (na ca łym obszarze badanym - 2,2), zaś d la katalogu 2C: - 2,5 (na całym obszarze katalogu 2C wynosi ono - 3).
O b serw a cyjn e a s p e k t y ko sm o lo g ii 35
c z ę s t o ś c i , co poprzedni, prowadzi do w artości n ach y le n ia krzywej równej - 1 , 8 [41]. Po poprawieniu na efekty in strum entalne nachylenie to wynosi - 1 ,6 5 . Wartości te były w yznaczone n a podstaw ie danych d o ty czący ch 1003 ra d io źródeł, s ą one w pełnej zgodności z poprzednim katalogiem a u stra lijsk im , zawierającym 383 źródła.
W referacie wygłoszonym na jednym z o sta tn ic h po sied zeń Kró lewskiego T o w arzy stw a Astronomicznego w Londynie (14 IV 1961) H o y l e i N a r l i k a r w s k a z a li na możliwość in terp retacji zależności liczby N radioźródeł o n a tężen iu większym od I od n a tę ż e n ia / scharakteryzow anej wykładnikiem - 1 , 8 w ramach teorii stacjo n arn eg o w s z e c h św ia ta przy pewnych dodatkowych z a ł o ż e n ia c h . D otyczą one z a le ż n o ś c i k (r) prawdopodobieństw a k s ta n ia się radioźródłem dla galaktyki o wieku r (£(r) w zrasta ek sp o n e n c ja ln ie o czynnik rzędu sto dla r rosn ąceg o od H '1 do 7/3 H '1) oraz dyskretnego charakteru procesów k o n d en sacji w stacjonarnym modelu w s z e c h ś w ia ta . K ondensacje b lis k ie s ie b ie nawzajem w momencie tw orzenia s ię s e p a r u ją się w miarę postępow ania procesu e k s p a n s ji, pomiędzy nimi z a ś pow staje ich nowa g en e ra c ja. Zatem obserw ator znajdujący się w typowym położeniu w przestrzeni b ędzie miał w bezpośrednim s ą s ie d z tw ie o biekty m ło d s z e . U to żsam iając rozpatryw ane k o n d e n sa c je z a so c ja c ja m i g a laktyk zaw ierającym i prz e c ię tn ie po 10! obiektów, można dzięki temu d y sk re tn e
mu charakterowi procesów k o n d e n s a c ji, prowadzącemu do pewnej lokalnej
nie jednorodności przestrzennej galaktyk oraz dzięki efektowi ewolucyjnemu
(z a le ż n o ść k od t) in terpretować obserw ow aną krzywą log N — log I w ramach
stacjo n arn eg o modelu w s z e c h ś w ia ta .
W d y sk u sji nad referatem H o y l e ’a i N a r i i k a r a w skazano ( R y l e ) na trudność zw iązaną z problemem efektyw ności mechanizmów promieniowania radioźródeł, do której może prowadzić ta k a in terp retacja zliczeń radioźródeł.
R eferat H o y l e ’a i N a r l i k a r a pokazuje m .in., jak d a le c e wyniki in te r p retacji danych obserw acyjnych mogą w kosmologii z a l e ż e ć od u w zględnienia tak ic h czy innych efektów ew olucyjnych, nawet w wypadku modelu s t a c j o narnego.
W opisanych w tym paragrafie z lic z e n ia c h r a d io ź ró d e ł, poza efektami ewo lucyjnymi, nie za w sz e były uwzględniane i inne efekty, wpływające na wartość wyznaczonego z tych zlic z e ń w spółczynnika n, jak np:
1. E fekt s e l e k c j i o b serw acy jn ej.
T rudności w obserwowaniu n a j s ła b s z y c h radioźródeł mogą prowadzić do zani żenia wartości w spółczynnika n.
2. Efekt czerwonego p rz e s u n ię c ia .
Spadek n a tę ż e n ia odległych radioźródeł spowodowany czerwonym przesunięciem ich widma może wpłynąć na znaczne zm n ie jsz e n ie wartości w spółczynnika n.
3. E fekt ro zp ro szen ia raiędzygalaktycznego.
J e ż e l i materia m ięd zy g alak ty czn a z a w ie ra duże obłoki, w pewnym stopniu z jonizow ane, powodujące ro zp ro sz e n ie fal radiow ych, to z w ię k s z e n ie rozmiarów
kątowych źródeł spowodowane ro zproszeniem może prowadzić do za n iż e n ia
wartości w spółczynnika n przy m etodzie interferencyjnej, sto so w an ej przez autorów katalogu 2C.
36
A.G. Pacholczyk4. Efekt skończoności kątowych rozmiarów radioźródeł.
Efekt ten ma kierunek przeciwny do poprzednio wymienionych. Ponieważ roz miary kątowe źródeł maleją proporcjonalnie do odległości, to mniejsza głębokość modulacji dla bliskich źródeł, niż dla odległych, spowodowana różnicą ich kątowych rozmiarów, może prowadzić do niedocenienia liczby bliższych radio
źródeł, a zatem do zawyżenia wartości współczynnika n.
Reasumując niniejszy paragraf należy stwierdzić, że jakkolwiek badania zależności NU) czy 0 (/V) w dziedzinie radiowej pozwalają sięgnąć znacznie dalej w przestrzeń, niż analogiczne badania w dziedzinie optycznej, to jednak wyciąganie wniosków kosmologicznych z omówionego wyżej aktualnego materia łu obserwacyjnego jest stanowczo przedwczesne.
S3. POZAG ALA KT YCZN E BADANIA RADIOWE W LIN II 21 CM
Z badań radioastronomicznych w lin ii 21 cm bezpośrednie znaczenie ko smologiczne mają przede wszystkim pomiary czerwonego przesunięcia tej lin ii. Rysunek 18 przedstawia właśnie linię 21 cm neutralnego wodoru obserwowaną
PltąDKOŚĆ
Częsrość
Rys. 18. Absorpcyjna lin ia 21 cm w otoczce radioźródła Cyg. A. Na osi rzędnych odłożone są stosunki temperatur anteny dla radioźródeł Cas A i Cyg A [34], [38]
w absorpcji w otoczce radioźródła Cygnus A, przesuniętą do 1341 MHz. Prze sunięcie to odpowiada prędkości ucieczki równej 16.700 km/sek, wartość ta jest w zgodzie z obserwacjami optycznymi. Na rysunku tym na osi rzędnych odłożone są stosunki temperatur anteny dla źródeł Cas A i Cyg A, natężenie promieniowania ze źródła Cas A używane było jako natężenie odniesienia, bowiem widmo tego promieniowania nie wykazuje w tym zakresie częstości żadnych lin ii. Podobne pomiary lin ii 21 cm możliwe są do przeprowadzenia
O bserwacyjne aspekty kosm ologii 37
tylko dla bardzo niew ielu silnych źródeł, głębokość absorpcji tej lin ii wynosi bowiem zaledwie 6,2% w przypadku radioźródła Cygnus A. W em isji wykryte były gromady w Coma, Hercules i Corona Borealis.
Stwierdzenie czerwonego przesunięcia w dzie d zin ie radiowej potwierdziło słuszn o ść interpretacji dopplerowskiej tego zjaw iska. Stałość stosunku przyrostu długości fa li do długości emitowanej je st bowiem obserwacyjnie udowodniona w zakresie od 400 A do 21 cm (od 1 do 10% czyli na interwale 19 oktaw).
B adania radioastronom iczne w lin ii 21 cm mogą rów nież być zastosowane jako test pozw alający na wyeliminowanie modelu stacjonarnego czy też modeli ew oluujących. Na przykład model E in s te in a —de Sittera, który może być uważany za pośredni wypadek między eliptycznym i i hiperbolicznym i modelami kosm ologii relatyw istycznej oraz model stacjonarny d a ją ten sam zw iązek między średnią g ęstością materii i s ta łą H ubble’ a oraz sta łą graw itacji, z którego wynika, że duża część m aterii w tych modelach musi znajdow ać się pod p ostacią materii m iędzygalaktycznej. Tym niemniej w modelu Einsteina-de Sittera materię tę stanow ić ma neutralny i chłodny wodór, podczas gdy model stacjonarny wymaga, by ta materia m iędzygalaktyczna była gorąca i zjonizow ana. O tóż obserwacje w lin ii 21 cm s ą pryncypialnie w stanie rozstrzygnąć problem jo n iz a c ji i tempe ratury materii m iędzy galakty cznej. Jednak wykrycie promieniowania międzyga- laktycznego w tej lin ii przedstaw ia duże trudności, jako że czerwone przesu n ięc ie będzie rozmywać lin ię 21 cm w bardzo szerokie pasmo o bardzo małym n a tę że n iu .
R ozd ział IV
PERSPEKTYWY POSTĘPU W KOSMOLOGII OBSERW ACYJNEJ
§ 1. OKNO O P T Y C Z N E : ZASTOSOWANIE ELEK T RO N O W E G O P R ZE T W A R Z A N IA O B R A Z U
A n a liz a aktualnej sy tuacji w kosm ologii obserw acyjnej, przeprowadzona w poprzednich ro zdziałach w skazuje na to, że dokonanie istotnego udoskonale nia metod obserwacyjnych je s t Warunkiem, bez którego dalszy postęp w d z ie d z i nie kosm ologii jest niem ożliw y. Rozw ój metod obserwacyjnych musi nastąpić przede wszystkim w d zie d zin ie optycznej i radiowej — wypracowanie tych metod w pozostałych dziedzinach widma prom ieniowania elektromagnetycznego wydaje s ię być k w estią nieco d a ls z e j p rzy szłości. N iże j zatrzymamy się naj pierw nad zagadnieniam i odnoszącym i się do obserw acji w oknie optycznym. Poniew aż wzrost c zu ło śc i materiałów fotograficznych o sią g n ął w ostatnich latach sw oją granicę, przeto mogłoby się w ydaw ać, że jedyną m o żliw o ścią poprawienia istn ie jąc e g o stanu rzeczy w d zie d zin ie obserw acji optycznych je st pow iększanie apertury przyrządów. O kazu je s ię jednak, że droga ta nie je s t w pełni efektywna, gdyż abstrahując od w ielkich trudności technicznych, na które napotyka się w tym procesie, sam zysk w ilo ś c i św iatła uzyskiwanego od dalekich galaktyk nie pozw oli na istotne zw iększenie zasięgu instrumentu. In n a droga je s t tutaj znacznie bardziej efektywna — mianowicie zastosowanie
38 A.G. Pacholczyk
procesu elektronowego i przetwarzania obrazu optycznego. Ogólnie mówiąc polega ono na przemianie strumienia świetlnego na strumień elektronów poprzez wykorzystanie efektu fotoelektrycznego, następnie na przyspieszeniu i zognisko waniu tego strumienia fotoelektronów na anodzie, na której w ten sposób uzyskuje sie elektronowy obraz odpowiadający optycznemu obrazowi powsta łemu na fotokatodzie. Ten anodowy obraz elektronowy może być w różny sposób przekształcony z powrotem na obraz optyczny. Najprostszym sposobem może być np. pokrycie anody warstwą światłoczułą. Skonstruowanie takiego elektro nowego przetwarzacza obrazu wymaga jednak przezwyciężenia jednej trudności, polegającej na usunięciu niszczącego wpływu na katodę gazów wydzielanych przez warstwę światłoczułą. Ostatnio w tej dziedzinie był dokonany istotny postęp, pozwalający| na rozwiązaniu przez L a l l e m a n d a problemu podtrzymy wania w przyrządzie wysokiej próżni.
Istnie ją jeszcze inne sposoby przekształcania obrazu elektronowego na optyczny. Można tego dokonać np. przez ustawienie na drodze strumienia elektronów ekranu fluoryzującego, po czym fotografować obraz na nim uzyskany. Wprowadzenie jednak tego elementu pośredniego na drodze fotoelektronów powoduje poważną stratę w ilości informacji. Można wreszcie w ogóle zrezygno wać z zamiany obrazu elektronowego na obraz optyczny i odczytywać obraz elektronowy przy pomocy urządzeń stosowanych w technice telewizyjnej. Jednak również i w tym wypadku będziemy m ieli do czynienia z istotną stratą informacji w porównaniu do wypadku bezpośredniej konwersji obrazu elek tronowego w emulsji fotograficznej.
Ostatnio L a l l e m a n d wykonywał szereg prób z urządzeniem do elek tronowego przetwarzania obrazu, w którym przy udoskonalonej technice utrzymy wania wysokiej próżni fotoelektrony bombardując anodę pokrytą warstwą emulsji jądrowej dawały na niej obraz optyczny. Wyniki tych prób były bardzo interesujące i dlatego zatrzymam się chwilę na ich omówieniu.
Do rozłożenia ziarna bromku srebra na bardzo czułej emulsji fotograficznej (np. Kodak 103 0) potrzeba udziału dużej liczby fotonów. Po wywołaniu ziarno srebra jest otoczone zespołem podobnych ziaren tworzących halo. Nie ma wiec możliwości wyodrębnienia tego ziarna w celu dokładnego zlokalizow ania punktu, który był śladem padających fotonów.
Inną sytuację mamy przy bombardowaniu pewnych emulsji jądrowych (np. Ilford G5 czy Kodak NT 2A) elektronami o energiach rzędu 30 keV. Takie elektrony dają na kliszy ostre ślady, które po wywołaniu zawierają po 5 do 10 ziaren srebra. Przy dostatecznie dużych powiększeniach takie ślady poje dynczych elektronów mogą być łatwo obserwowane i liczone. Ta metoda liczenia śladów pojedynczych elektronów w emulsji jądrowej pozwala na rejestrowanie znacznie mniejszych strumieni świetlnych przy pomocy kamery elektronowej, niż to miałoby miejsce przy zastosowaniu metody pomiaru zaczernienia obrazu dawanego na tejże emulsji przez ten sam strumień elektronów. Tym niemniej istnieje szereg czynników wydatnie ograniczających zastosowanie kamery elektronowej jako licznika fotonów. Przede wszystkim możliwość wyodrębnie