ne badania teleskopowe, badania prowadzone w czasie misji kosmicznych przy pomocy [ 233 ]

3. POSZUKIWANIE PYŁU MIĘDZYGALAKTYCZNEGO

W trakcie poszukiwania metod obserwacji pyłu międzygalatycznego zwrócono uwa­

gę na szereg zjawisk, zaobserwowanie których świadczyłoby o jego istnieniu.

Ziarna pyłu powodują ekstynkcję światła, co objawić się powinno spadkiem jas­

ności powierzchniowej galaktyk ze wzrostem odległości. Pył rozprasza promieniowa­

nie krótkofalowe w większym stopniu niż długofalowe, można więc oczekiwać, że światło przychodzące od odległych galaktyk będzie czerwieńsze niż dla galaktyk bliskich. Szybkie cząstki naładowane, uderzając w ziarna pyłu międzygalaktycznego, przechodząc przez granice ośrodków o różnych stałych dielektrycznych, powinny wy­

woływać emisję promieniowania X lub promieniowania ultrafioletowego. Pył między­

galaktyczny promieniuje również termicznie.

Warunki fizyczne w różnych rejonach ośrodka międzygalaktycznego mogą być na tyle różne, że w jednych miejscach pył całkowicie ulegnie zniszczeniu, podczas gdy w innych przetrwa. Pewne rejony mogą też być obficiej zasilane w pył niż inne.

W takim wypadku można oczekiwać nierównomiernego rozkładu pyłu w ośrodku między- galaktycznym. Taki niejednorodny rozkład, np. w postaci obłoków, mógłby się obja­

wić wzrostem dyspersji jasności powierzchniowych oraz dyspersji wskaźników barwy galaktyk z odległością. Przy niejednorodnym rozkładzie pyłu można także oczekiwać zwiększającej się tendencji do grupowania obserwowanych obiektów wraz z odległo­

ścią. Istnienie stosunkowo bliskich obłoków pyłowych może się objawiać w formie widocznych niejednorodności rozkładu obiektów pozagalaktycznych na sferze nie­

bieskiej.

Efektów związanych z pyłem międzygalaktycznym szuka się niemal w całym zakre­

sie widma fal elektromagnetycznych.

3.1. Badania w zakresie optycznym

Z występowaniem pyłu we Wszechświecie ściśle wiąże się zjawisko ekstynkcji, czyli osłabiania promieniowania. Początkowe badania ekstynkcji w ośrodku

między-248 B. Wszołek

galaktycznym polegały na szukaniu związków pomiędzy jasnością powierzchniową ga­

laktyk, a jakimś parametrem skorelowanym z odległością. Takimi parametrami były przeważnie obserwowane rozmiary galaktyk lub obserwowane wielkości gwiazdowe. Uwa­

żano, że przy braku ekstynkcji międzygalaktycznej jasność powierzchniowa obserwo­

wanych galaktyk o tym samym typie morfologicznym nie powinna zależeć od odległo­

ści. Istnienie ekstynkcji powinno natomiast powodować spadek jasności powierzch­

niowej obiektów ze wzrostem odległości.

Badania tego rodzaju dla różnych próbek galaktyk przeprowadzili m. in.: H u b ­ b l e (1926), S h a p l e y i A m e s (1929a), D u f a y (1933). Prace tych autorów nie dały żadnych przekonywających wyników. Główną przyczyną niepowo­

dzeń w szukaniu pyłowej materii międzygalaktycznej ich metodami jest niemożność uwzględnienia wszystkich błędów systematycznych oraz nie dająca się uniknąć se­

lekcja materiału obserwacyjnego.

Inny rodzaj badań polegał na szukaniu zależności pomiędzy barwą galaktyk, a jakimś parametrem skorelowanym z odległością. Ponieważ pył rozprasza w więk­

szym stopniu promieniowanie krótkofalowe, światło przychodzące od odległych ga­

laktyk powinno być czerwieńsze niż dla galaktyk bliskich. Innymi słowy, jeżeli w przestrzeni międzygalaktycznej istnieje ekstyngujący pył, to powinniśmy mieć do czynienia ze zjawiskiem poczerwienienia odległych galaktyk.

Badaniami tego typu zajmowali się S t e b b i n s i W h i t f o r d (1937) oraz S a y f e r t (1937). Wyniki ich prac nie wykazały jednoznacznie istnienia pyłu międzygalaktycznego. Autorzy nie twierdzą jednak, że tego pyłu nie ma. Uwa­

żają, że efekty związane z pyłem są na tyle słabe, że przy małych próbkach wzię­

tych pod uwagę galaktyk oraz przy dużej selekcji materiału obserwacyjnego miesz­

czą się w granicach błędów statystycznych.

Pierwszych stosunkowo wiarygodnych wyników dostarczyła praca E i g e n s o- n a (1949), oparta na badaniu jasności powierzchniowych galaktyk. Opracowując próbkę galaktyk o wielkościach gwiazdowych z przedziału 10 - 13 mag zauważył on, że nie jest możliwe zaobserwowanie ekstynkcji bez przejścia do obiektów słabszych.

Zdaniem E i g e n s o n a zauważone wcześniej przez innych autorów nieznaczne spadki jasności powierzchniowych galaktyk ze wzrostem wielkości gwiazdowej są spo­

wodowane ekstynkcją międzygalaktyczną. Po zbadaniu danych, dotyczących odległości podanych przez S h a p l e y a i A m e s a (1929b), określił ekstynkcję w przestrzeni międzygalaktycznej na 0.025 mag/Mpc. E i g e n s o n także zinter­

pretował wyniki S t e b b i n s a i W h i t f o r d a (1937) jako potwierdza­

jące istnienie międzygalaktycznego materiału ekstyngującego.

Dalszych wyników na temat ekstynkcji międzygalaktycznej dostarczyły prace Z w i c k y ’ e g o (1953, 1957). Zauważył on, że istnienie pyłu międzygalak­

tycznego może być stwierdzone na drodze zliczeń galaktyk. Jeżeli obserwowane

nie-Pył międzygalaktyczny 249

jednorodności w rozkładzie obiektów pozagalaktycznych na sferze niebieskiej są większe od przypadkowych, wyliczonych z rozkładu Bernoulli’ego i (co bardzo ważne) zwiększają się systematycznie z odległością, może to świadczyć o istnieniu obłoków pyłu w przestrzeni międzygalaktycznej. H e r z o g , W i l d i Z w i c - k y (1957) stwierdzili, że koncentracje jasnych galaktyk na sferze niebieskiej są skorelowane z brakiem odległych gromad. Zinterpretowali to jako lokalną akumu­

lację pyłu międzygalaktycznego.

Z w i c k y (1962) dokonał zliczeń odległych gromad galaktyk w polach zajmo­

wanych przez bliskie gromady oraz w polach sąsiednich. Z jego prac wynika, że w ob­

szarach przesłanianych przez bliskie gromady obserwuje się mniej dalekich gromad niż w obszarach nie przesłanianych. Może to świadczyć o tym, że w gromadach ga­

laktyk znajduje się stosunkowo dużo pyłu, który częściowo przysłania dalekie gro­

mady. Późniejsze badania R u d n i c k i e g o (1963) oraz dokładniejsza ana­

liza statystyczna B r u k a l s k i e j (1969) i T o b o r e k (1972) potwier­

dziły spostrzeżenia Z w i c k y ’ e g o .

K a r a c z e n c e w i L i p o w i e c k i (1968) zauważyli również nie­

dobór odległych gromad galaktyk w rejonach zajmowanych przez bliskie gromady i stwierdzili, że ten niedobór jest nieco mniejszy dla centralnych regionów gromad.

Obliczyli oni, że głębokość optyczna materiału międzygalaktycznego w gromadzie wynosi 0,20 - 0.05 w barwie niebieskiej i 0.12 - 0.07 w barwie czerwonej. Autorzy wnioskują, że gęstość pyłu międzygalaktycznego w gromadach ma wartość 2*10 ~ cm-5. B o g a r t i W a g o n e r (1973) wykazali statystycznie, że od­

ległe gromady Abella są w antykorelacji z bliższymi. Przedyskutowali różne możli­

we przyczyny tej antykorelacji i stwierdzili, że z gromadami galaktyk związane są duże masy absorbującego pyłu. Do podobnych wniosków doszedł również W e s s o n (1978).

Prace, oparte na badaniach zliczeń galaktyk, nie dowodzą jednoznacznie istnie­

nia materii ekstyngującej w ośrodku międzygalaktycznym. Wynik zliczeń zależy bo­

wiem nie tylko od ekstynkcji, ale także od tzw. efektów psychologicznych, związa­

nych z niejednorodnością tła ( R u d n i c k i 1964; A b a d i i E d m u n d s 1978). A b a d i i E d m u n d s (1978) sugerowali, że gromady galaktyk mogą zawierać obłoki pyłu. Takie obłoki wg nich mogą mieć rozmiary ok. 200 kpc i wy­

stępować w ilości ok. 6 na gromadę.

Badania wskaźnika barwy dla galaktyk w zależności od szerokości supergalak- tycznej wskazują na pewną ekstynkcję w płaszczyźnie równika supergalaktyki (T a- k a s e 1972; de V a u c o u l e u r s i C o r w i n 1972). G u ł a , R u d n i c k i i T a r r a r o (1975) zauważyli jednak, że te wyniki trzeba traktować z pewną rezerwą, gdyż wskaźnik barwy galaktyk wzrasta z szerokością ga­

laktyczną, co sugeruje, iż wartość ekstynkcji w naszej Galaktyce została przez wcześniejszych autorów przeceniona.

250 B. Wszołek

Argumentów za istnieniem ekstynkcji międzygalaktycznej dostarczyły też bada­

nia T a r r a r o (1977), przeprowadzone dla dużej próbki galaktyk, oraz bada­

nia S c h m i d t a (1974) i N a n d y ’ e g o , M o r g a n a i R e d ­ d i s h a (1974) dokonane dla kwazarów, a polegające na badaniu zależności wskaź­

nika barwy obiektów od odległości.

Antykorelacje w rozkładach galaktyk i kwazarów ( P h i l l i p s 1986) oraz właściwości rozkładu kwazarów na sferze niebieskiej (S o ł t a n 1979), również mogą byó tłumaczone istnieniem niejednorodnie rozłożonej pyłowej materii między­

galaktycznej.

Innym podejściem do problemu pyłowej materii ekstyngującej jest wyszukiwanie pojedynczych jej obłoków. W roku 1962 H o f f m e i s t e r stwierdził niedo­

bór galaktyk wszystkich klas jasności na obszarze o wielkości ok. 19 stopni kwa­

dratowych w pobliżu l Microscopii. Zliczenia gwiazd typu RR Lyrae w tym obsza­

rze były podobne jak w obszarach sąsiednich. H o f f m e i s t e r uznał, że ob­

serwowany deficyt galaktyk spowodowany jest obecnością międzygalaktycznego obło­

ku ekstyngującego, który przysłania dalekie galaktyki, a słabsze z nich czyni niewidzialnymi. Zauważył również, że galaktyki w polu obłoku są czerwieósze niż w polach nie zajmowowanych przez obłok. H o f f m e i s t e r sugerował, że eks­

tynkcja w odkrytym przez niego obłoku wynosi 0.5 - 1.2 mag dla barwy niebieskiej.

Uznał, że obłok ten znajduje się w najbliższym sąsiedztwie naszej Galaktyki.

Dowody fotograficzne na istnienie obłoków satelitarnych w sąsiedztwie niektó­

rych galaktyk spiralnych ( K o w a l 1964) umacniają słuszność interpretacji H o f f m e i s t e r a . Opierając się na dokładniejszych danych, M e i n u n- g e r (1976) i M u r a w s k i (1979) opracowali szczegółowo obłok H o f f ­ m e i s t e r a i potwierdzili zgodnie jego istnienie. M u r a w s ki stwier­

dził, że ocena ekstynkcji w obłoku dokonana przez H o f f m e i s t e r a była zawyżona i zaproponował wyliczoną przez siebie wartość 0.13 mag dla barwy nie­

bieskiej .

Inny, bardzo duży obłok został odkryty w 1965 r. przez 0 k r o y a, Obłok ten zauważono jako rozległy obszar pomiędzy gromadami galaktyk Virgo i Coma, cha­

rakteryzujący się wyraźnym deficytem galaktyk. Rozmiary obłoku wynoszą ok. 150 stopni kwadratowych. M u r a w s k i (1983b), opierając się na danych z kata­

logu uppsalskiego oraz z katalogu galaktyk i gromad galaktyk Z w i c k y ’ e g o , opracował szczegółowo obłok 0 k r o y a. Stwierdził, że w rozważanym obszarze istnieje niedobór galaktyk we wszystkich klasach jasności. M u r a w s k i zba­

dał zachowanie się tzw. „polowego wskaźnika barwy" ACI zdefiniowanego jako:

Pył międzygalaktyczny 251

gdzie A, B oznaczają długości średnic galaktyk, a wskaźniki b, r - barwę nie­

bieską i czerwoną. Wartość wskaźnika w obłoku wynosiła średnio 1.04, a w jego oto­

czeniu 1.25. Fakt ten przemawia za występowaniem znacznej ekstynkcji w badanym ob­

szarze. Nadto M u r a w s k i zbadał rozkład przestrzenny gwiazd typu RR Lyrae w przesłoniętym polu i w jego otoczeniu, co pozwoliło stwierdzić, że obłok 0 k r o y a leży poza naszą Galaktyką. Jako górną granicę odległości te­

go obłoku przyjął M u r a w s k i wartość 100 Mpc, a gęstość ekstyngują- cego pyłu w obłoku ocenił na l O ^ - l O -"51 g/cm-'5. Ekstynkcja w obłoku 0 k r o y a, zgodnie z opracowaniem M u r a w s k i e g o , wynosi 0.57 - 0.06 mag w barwie niebieskiej.

R u d n i c k i i B a r a n o w s k a (1966), badając rozkład galaktyk w gromadach Z w i c k y ’ e g o 156-5 i 156-14, zauważyli pola o niskiej gę­

stości galaktyk. Stwierdzili oni, że ten niedobór galaktyk może być spowodowany obecnością obłoku pyłu międzygalaktycznego. Ta możliwość została dokładnie zbada­

na przez K w a s t e (1974). Stwierdził on, że:

- poczerwienienie zdefiniowane jako iloraz liczby galaktyk widzianych na żółtych kliszach przez liczbę galaktyk na kliszach niebieskich wzrasta ze wzrostem gra­

nicznej wielkości gwiazdowej dla kliszy,

- efekt ten jest silniejszy w polu obłoku niż w jego otoczeniu,

- korelacja między poczerwienieniem i zliczeniami galaktyk sugeruje, że bliższe galaktyki powodują poczerwienienie dalszych. Ten efekt jest silniejszy dla po­

la obłoku.

Na tej podstawie K w a s t przyjął, że obserwowany deficyt galaktyk z bardzo dużym prawdopodobieństwem jest spowodowany pyłem międzygalaktycznym. Sugeruje on, że ekstynkcja w tym obłoku dla barwy niebieskiej wynosi 1.2 mag, a w barwie żół­

tej 0.9 mag.

A b a d i i E d m u n d s (1977) stwierdzili, że odkryty wcześniej w pobliżu NGC 300 obłok wodorowy posiada własności ekstyngujące. Rozmiar obłoku jest nieduży i wynosi ok. 0.75 stopnia kwadratowego. Pyłowy charakter obłoku zo­

stał ustalony na podstawie zliczeń galaktyk oraz gwiazd w polu zajmowanym przez obłok i w polu porównawczym o tej samej wielkości. Obszar zajmowany przez obłok charakteryzuje się wyraźnym deficytem galaktyk w stosunku do obszaru porównawcze­

go. Jednocześnie liczba gwiazd w polu obłoku jest nieco większa niż w polu porów­

nawczym, co pozwala stwierdzić pozagalaktyczną naturę ekstynkcji. Odległość obło­

ku oceniono na ok. 3 Mpc ( M a t h e w s o n i in. 1975), a gęstość pyłu eks- tyngującego wg A b a d i e g o i E d m u n d s a wynosi 9.55*10 g/cm-’5.

Zliczenia galaktyk w Polu Jagiellońskim również wskazują na istnienie obsza­

rów o wyraźnym deficycie galaktyk. Te pola o zaniżonej gęstości obserwowanych ga­

laktyk próbowano tłumaczyć występowaniem obłoków pyłu międzygalaktycznego (R u d- n i c k i i in. 1973; G r a b i ń s k a i Z a b i e r o w s k i 1984;

252

I

B. Wszołek

R u d n i c k i i in. 1985; G r a b i ń s k a 1985; Z a b i e r o w s k i 1985). Ostatnie badania wykazały jednak, że obserwowane niejednorodności rozkła­

du galaktyk w Polu Jagiellońskim mogą być tłumaczone obłokami pyłu międzygwiazdo-

W dokumencie POSTĘPY ASTRONOMII POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU WIEDZY ASTRONOMICZNEJ PTA TOM XXXVI - ZESZYT 4 PAŹD ZIERNIK-G RUD ZIEŃ 1988 (Stron 37-42)