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