ne badania teleskopowe, badania prowadzone w czasie misji kosmicznych przy pomocy [ 233 ]
3. PRZEGLĄD METOD BADAWCZYCH
3.1. Badania składu chemicznego i struktury mineralogicznej
Pełne określenie struktury powierzchni planetarnej wymaga nie tylko zbadania składu chemicznego, ale również zidentyfikowania minerałów. Nie są to badania równoważne, gdyż substancje o identycznym składzie chemicznym, w zależności od wa
runków zewnętrznych, mogą krystalizować w różnych formach (np. węglan wapnia CaCO^
może krystalizować w układzie trygonalnym (kalcyt) lub w układzie rombowym (ara- gonit)). Możliwa jest również w jakimś sensie sytuacja odwrotna: pełna identyfi
kacja krystalograficzna nie jest równoważna z precyzyjnym określeniem składu che
micznego, gdyż w mineralogii zdarza się zjawisko podstawień. Sprowadza się ono do zamiany w trakcie krystalizacji jonu właściwego jonem o podobnych rozmiarach. Ma
my wtedy do czynienia z kryształami mieszanymi - np. plagioklazy (glino-krzemia- ny sodu i wapnia), gdy zawierają tylko sód noszą nazwę albitu, gdy tylko wapń - anokrytu. Możliwe są również liczne formy pośrednie. W dalszej części omówio
ne będą różne metody identyfikacyjne pierwiastków, związków chemicznych i mine
rałów występujących na powierzchni planet. Są one głównie odmianami szeroko rozu
mianej spektroskopii jądrowej ( A d l e r i T r o m b k a 1970).
238 J. Gałązka-Friedman
- Spektroskopia -f. Spektroskopia ^ polega na detekcji promieniowania fi emi
towanego spontanicznie lub pod wpływem naświetlania promieniowaniem kosmicznym.
Można w ten sposób określić zawartość naturalnie rozpadających się izotopów pota
su, uranu i toru. Pierwiastki te występują zwykle w skałach o najwyższej zawarto
ści krzemu - ich obecność jest więc miernikiem dyferencjacji planetarnej. Na pod
stawie promieniowania wtórnego jest możliwe określenie takich pierwiastków jak H, 0, Si, Mg, Fe, Ti, a z mniejszą dokładnością Ca, Na, Mn i pierwiastków ziem rzad
kich. W metodzie tej detektorem jest licznik scyntylacyjny. Należy przyznać, że interpretacja widma pochodzącego od tak wielu pierwiastków nie jest rzeczą łatwą.
Maksymalna grubość gruntu, o której otrzymujemy informację, wynosi 10-20 cm.
- Spektroskopia - neutronowa. W metodzie tej naświetlamy próbkę neutronami (źródłem może być łatwo rozszczepialny materiał - np.
?s?
Cf) i mierzymy promieniowanie emitowane z aktywowanego materiału.
- Detekcja promieniowania a . Promieniowanie cc, które można zarejestrować na powierzchni planet, pochodzi głównie z rozpadu radonu powstającego w czasie rozpadu uranu i toru. Radon jest gazem szlachetnym i dyfunduje na powierzchnie planet bez przeszkód, wskazując miejsca o wysokiej radioaktywności, a więc i po
tencjalnej możliwości wybuchów wulkanów. Metoda ta była użyta na powierzchni Księ
życa w czasie programu Apollo.
- Analiza wtórnie rozproszonego promieniowania ot. W metodzie tej umieszcza
my źródełko promieniowania a tuż nad powierzchnią planety, mierząc energię roz
proszonego promieniowania a lub energię protonów, jakie mogą powstać w reakcji (a, p). Energie ; izproszonych cząstek a są proporcjonalne do masy targetu - i to jest podstawą identyfikacji. Jest to metoda, która dość dobrze rozróżnia pier
wiastki lekkie (i tak np. żelazo, nikiel i kobalt nie mogą być dzięki tej meto
dzie rozróżnione). Jest ona natomiast czulsza na pierwiastki cięższe.
- Spektroskopia mossbauerowska. Podstawowe elementy spektrometru mbssbauerow- skiego to poruszające się źródełko, próbka i detektor. Pomiary można wykonywać w geometrii rozproszeniowej lub absorpcyjnej. Polegają one na detekcji promieniowa
nia -jf (rozproszonego lub po przejściu przez absorbent) w funkcji prędkości źró-dła. Niebywała zdolność rozdzielcza metody ( AT /T = 10 -12) pozwala na identyfika
cję związków chemicznych, w skład których wchodzi użyte jako źródełko jądro moss-bauerowskie. Najłatwiejszymi do zastosowania nuklidami mbssbauerowskimi są Fe57 i Sn 119. K o ć z a r o w i in. (1981) w swym przeglądzie metod jądrowych bada
nia Księżyca i planet uznali to za duże ograniczenie i nie dostrzegli możliwości zastosowania spektrometru móssbauerowskiego w eksperymentach kosmicznych. Autorka jest odmiennego zdania: zastosowanie spektrometru móssbauerowskiego do badania gruntu marsjańskiego uważa za niesłychanie obiecujące nie tylko w dziedzinie iden
tyfikacji związków żelaza, lecz również jako metodę określenia stosunku Fe'5+/Fe2 + Opinia ta spotkała się z aprobatą zarówno ze strony środowisk mdssbauerowskich,
Badanie powierzchni planet 239
jak i grup zajmujących się badaniem powierzchni planet. Powyższe metody identy
fikacyjne mają zastosowanie na lądownikach z wyjątkiem spektrometru "j , który mo
że pracować również na orbitorach.
- Spektroskopia rentgenowska. Rentgenowska część widma słonecznego wywołuje wtórne promieniowanie X emitowane przez pierwiastki zawarte w gruncie planetar
nym. Ze względu na stosunkowo niskie energie promieniowania słonecznego można w ten sposób identyfikować pierwiastki o liczbie atomowej nie przewyższającej 14.
Tą metodą określono rozkład Mg, Al i Si na powierzchni Księżyca ( A d l e r 1972).
W okresach większej aktywności słonecznej można również identyfikować pierwia
stki cięższe, takie jak: K, Ca, Ti i Fe. Metoda ta może być używana tylko do oświetlonej części planety. Spektroskopia rentgenowska była użyta również na lą
downikach Vikingdw w celu określenia składu gruntu marsjańskiego przy zastosowa
niu promieniowania wymuszającego pochodzącego ze źródełek 55Fe i 109Cd (T o u 1- n i n 1973).
- Skład atmosfery. Badania składu atmosfery w zakresie nadfioletu prowadzi się na ogół poprzez określenie linii absorpcyjnych w świetle odbitym pierwiastków i cząsteczek. Można w ten sposób identyfikować H, He, 0, C, Ne i CO ( B r o a d - f o o t 1974). Badania w podczerwieni informują nas o zawartości pary wodnej i dwutlenku węgla. Przy dostatecznie wysokich temperaturach w górnych warstwach at
mosfery istnieje również możliwość badania w podczerwieni widm emisyjnych (H a- n e 1 1970).
- Skład powierzchni. Ustalenie składu powierzchni następuje głównie w wyniku analizy światła odbitego. W zakresie widzialnym można obserwować granice pasm identyfikujących jony Fe^+ , Ti^+ i Ti4+. Możliwe jest również otrzymanie informa
cji o zawartości następujących związków, będących typowymi składnikami bazaltu:
1) szkła, 2) T ^ , FeO,
3) zawartość i skład przeciętnego minerału zasadowego, 4) zawartość ilmenitów i plagioklazów.
Analiza obszaru nadfioletowego służy do identyfikacji lodów składających się z wody, amoniaku lub metanu. Obszar podczerwieni służy diagnostyce zamrożonych faz lotnych. W emisyjnym widmie podczerwieni można zaobserwować granicę związaną ze stanem wibracyjnym 0-Si, co umożliwia określenie zawartości S ^ . Informacja ta może posłużyć do określenia typu skały, z jaką mamy do czynienia. Oprócz po
miarów spektrometrycznych podstawowym pomiarem w obszarze widzialnym i nadfioletu jest pomiar albedo. Duże znaczenie mają również pomiary polarymetryczne.
- Spektrometr masowy. Dodatkową metodą identyfikacjyną są pomiary przeprowa
dzane przy pomocy spektrometru masowego. Metoda ta ma zastosowanie do badania składu atmosfery w momencie przelotu lądownika przez jej kolejne warstwy. Spek
trometr masowy służył również do określenia zawartości organicznych składników gruntu marsjańskiego (B i e m a n n 1976).
240
3
. Gałązka-Friedman3.2. Własności fizyczne atmosfery i powierzchni planetarnej
Pomiary temperatury i ciśnienia atmosfery planetarnej można wykonać bezpo
średnio w czasie misji kosmicznych na lądownikach. Warto jednak przytoczyć tu me
tody wyznaczania tych podstawowych wielkości przy pomocy technik zdalnych. I tak np.temperaturę atmosfery można wyznaczyć na podstawie emisji w podczerwieni i fal radiowych. Badając emisję dla różnych długości fali otrzymujemy informację o roz
kładzie temperatury w zależności od grubości warstwy atmosferycznej ( T a y l o r 1979). Zdjęcia całej planety w podczerwieni dają interesującą informację o glo
balnym rozkładzie temperatury. Dane o ciśnieniu atmosferycznym pochodzą z pomia
rów polaryzacji światła odbitego. W badaniach tych ważnym zagadnieniem jest od
dzielenie informacji pochodzącej od światła odbitego od powierzchni - od światła odbijanego i rozpraszanego przez atmosferę (D o 1 1 f u s 1961). Radiowa okulta- cja to zjawisko ugięcia sygnału radiowego przez atmosferę planetarną w czasie prze
latywania sondy przez obszar zasłonięty ciałem planetarnym z punktu widzenia od
biornika. Pomiary różnych parametrów fali ugiętej prowadzą do odtworzenia rozkła
du temperatury i ciśnienia (F j e 1 d b o 1977). Podstawową informacją, jaką chcemy zwykle uzyskać na temat własności fizycznych powierzchni planetarnej, jest rodzaj materiału, jaki ją pokrywa. Może być to stała skała, grunt lub lód. Jeśli powierzchnia pokryta jest substancją pofragmentowaną (regolit), ważną informacją jest rozmiar i kształt fragmentów, grubość warstwy, gęstość oraz spójność fragmen
tów. Badania takie były wykonywane metodami bezpośrednimi na powierzchni Księżyca przy pomocy lądownika Surveyora i na powierzchni Marsa w czasie misji Vikingów.
Radzieckie misje na Księżyc i Wenus używały do pomiaru gęstości gruntu densyme- tru radiacyjnego ( S u r k o v 1976). Przyrząd zawiera źródełko promieniowania Procent pochłoniętego promieniowania informował o gęstości materiału. Cały szereg innych, pośrednich metod służy do określenia chropowatości powierzchni, wielkości cząstek oraz bezwładności termicznej. Grubość warstwy powierzchni, z której otrzy
mujemy powyższe informacje, rośnie wraz ze wzrostem długości fali sygnału używa
nego do penetracji. Dla światła widzialnego i nadfioletu warstwa ta wynosi 1-2 cm, a dla radaru jest ona rzędu metrów.
A oto niektóre z tych metod.
Badania fotometryczne polegają na pomiarze zależności intensywności światła odbitego od kąta fazowego (kąta między kierunkiem światła padającego a kierun
kiem światła odbitego). Kształt zależności informuje o chropowatości powierzchni i jej własnościach optycznych (H a p k e 1975).
Analiza polaryzacji światła odbitego (zależność polaryzacji od kąta fazowego przy ustalonej długości fali) dostarcza informacji na temat przezroczystości, wielkości cząstek i struktury powierzchni ( P e l l i c o r i 1971). Pozwala
roz-Badanie powierzchni planet 241
różniać między skałami, pyłem, regolitem, zamarzniętą powierzchnią i lodem. Bada
nia w obszarze podczerwieni informują nas o termicznej bezwładności materiału, z jakiego zbudowana jest powierzchnia planety. Na ich podstawie można otrzymać in
formacje o przewodnictwie cieplnym i wielkości cząstek (K i e f f e r 1977). Du
ża bezwładność cieplna świadczy o istnieniu na powierzchni planet dużych bloków skalnych, mała - o tym, że powierzchnia pokryta jest rumoszem.
Badania w zakresie mikrofal polegają na analizie czasu i interferencji odbi
tych impulsów. Dane radarowe dostarczają informacji o chropowatości w szerokim za
kresie głębokości (od milimetrów do metrów). Wielkość odbitego sygnału zależy od nachylenia powierzchni, jej struktury (bloki skalne czy regolit) oraz innych włas
ności, np. stałej dielektrycznej. Jest to metoda szczególnie przydatna przy bada
niu planet o gęstej atmosferze - np. Wenus ( C a m p b e l l 1979). Badanie w za
kresie fal radiowych (analiza sygnału odbitego) dostarczają informacji o topogra
fii powierzchni planetarnej (F j e 1 d b o 1977; P h i l i p s 1973).
3.3. Badanie własności geofizycznych
Określenie przepływu ciepła
Badanie przepływu ciepła jest jedną z podstawowych informacji geograficznych o planecie. Uzyskuje się je na podstawie pomiaru emisji promieniowania podczerwo
nego - odczytujemy stąd informację o temperaturze powierzchniowej planety. Nato
miast emisja promieniowania mikrofalowego niesie informację o temperaturze z róż
nych głębokości warstwy powierzchniowej (w zależności od emitowanej długości fali - aż do głębokości kilku metrów ( M a y e r 1961). Gradient temperatury i warto
ści przewodnictwa cieplnego (znana lub oszacowana) są wystarczającymi informacja
mi do określania przepływu ciepła.
Własności sejsmiczne
Próby wykrycia własności sejsmicznych były podejmowane na Księżycu i na Mar
sie przy użyciu typowych sejsmometrów ziemskich. Na Księżycu nie stwierdzono dzia
łalności sejsmicznej, co potwierdziło hipotezę o tym, że Księżyc z geologicznego punktu widzenia jest całkiem martwy. Na Marsie awaria jednego z urządzeń uniemoż
liwiła pomiary.
Zdjęcia fotograficzne i radarowe
Bogatym źródłem informacji o procesach geofizycznych zachodzących na danej planecie są po prostu zdjęcia fotograficzne lub radarowe. Przy ich pomocy można stwierdzić istnienie wulkanizmu lub procesów tektonicznych zachodzących na pla
necie. Wielkość deformacji tektonicznych świadczy o grubości i wytrzymałości
sko-242 J. Gałązka-Friedman
3.4. Struktura skorupy
Zmiany w ruchu satelity nad powierzchnią planety, spowodowane lokalnymi zmia
nami pola grawitacyjnego, informują nas o rozkładzie masy w skorupie planetarnej.
W ten sposób zostały wykryte koncentracje masy na Księżycu (tzw. maskony). Pełna interpretacja danych grawimetrycznych wymaga znajomości topografii powierzchni.
Umożliwiają ją badania radarowe oraz laserowe pomiary wysokościowe. Połączenie da
nych o zmianach pola grawitacyjnego wraz z danymi dotyczącymi reliefu powierzchni niesie informację o wewnętrznej izostazji (tj. stanie mechanicznej równowagi mię
dzy poszczególnymi częściami skorupy).
W drugiej części artykułu Czytelnik znajdzie konkretne wyniki poszczególnych metod zastosowanych do badania powierzchni Marsa. Powierzchnia Marsa stanowi obiekt szczególnego zainteresowania ze względu na zbliżające się misje marsjań- skie i będącą w trakcie realizacji misję do jednego z jego księżyców - Fobosa.
LITERATURA
A d l e r J., G e r a r d J., T r o m b k a J., S c h m a d e b e k R., L o w- m a n P . , B l o d g e t t H., Y i n L., E l l e r E . , L a m o t h e R., G o r e n s t e i n P., B j o r k h o 1 e n P., H a r r i s B., G u r - s k y H., 1972, Geochimica et Cosmochimica Acta, Supplement 3, 2> 2157.
A d l e r T r o m b k a J. I., 1970, „Geochemical Exploration of the Moon and Planets", Springer-Verlag New York, Heidelberg, Berlin.
B a n c r o f t G. M., 1973, „Mossbauer spectroscopy", Me Graw-Hill Book Company, Maidenhead, Berkshire, England.
B i e m a n n K., O r o J . , T o u l m i n P.Ill i in., 1976, Science, 194, 76.
B o l e w s k i A., Ż a b i ń s k i W., 1979, „Metody badań materiałów i skał", Wydawnictwa Geologiczne, Warszawa.
B r o a d f o o t A. L., K u m a r S., B e 1 t o n M. J., Mc E l r o y M. B., 1974, Science, 183, 1315.
C a m p b e l l D. B . , B u r n s B, A., 8 o r i a k o f f V., 1979, Science, 204, 1424.
D e r m o t t S. F., 1979, „The origin of the Solar System", John Wiley and Sons, Chister, New York, Brisbane, Toronto.
D o l l f u s A., 1961, „Polarization studies of planets in Planets and Satel
lites", wyd. G. Kuiper, University of Chicago Press, Chicago.
F j e l d b o G . , S w e e t n a m D., B r e n k 1 e J., C h r i s t e n s e n E., F a r b e s s D., M e h t a J., S e i d e l B., M i c h a e l W. Jr., W a l i o A . , G r o s s i M., 1977, Journ.of Geophys Res., J7ID, 1941.
Badanie powierzchni planet 243
G l a s s B. P ., 1982, „ In tro d u ctio n to p lan e tary ge o lo gy ", Cambridge U n iv e rsity P re ss, Cambridge.
H a n e l R. A . , C o n r a t h B. H o v i s W. A . , K u n d e V., L o w - m a n P. D. , P r a b h a k a r a C . , S c h l a c h m a n B. , L e v i n G. V., 1970, Ic a ru s , 12^, 48.
H a p k e B . , D e n i e l s o n G . E . J r . , K 1 a a s e n K ., W i l s o n L ., 1975, Journ. of Geophys. Res., 80, 2431.
K i e f f e r H. H., M a r t i n T . Z . , P e t e r f r e u n d A. R., J a k o s - k y B. M . , M i n e r E. D., P a 1 1 u c o n i F. D., 1977, Journ. of ' Geophys. Res., 82, 4249.
K o c z a r o w G. E. , W i k t o r o b S. W., C z e s n o k o w W. I . , 1981, njadierno f iz ic z e s k ij e isslie d o w a n ia Łuny i p ła n ie t ", E n ie rg o iz d a t, Moskwa.
M a y e r C. H., 1961, „Radio em ission of the moon and p la n e ts ", w: „Planets and S a t e l l i t e s " , wyd. G. Kuiper, U n iv e rsity of Chicago P re ss, Chicago.
P e l l i c o r i S. F., 1971, Applied O ptics, JJL 270.
P h i l i p s R. 3., 1973, NASA SP-330, Washington.
S u r k o v Yu. A . , K i r o z o v F. F . , I v a n o v V. F ., 1976, Cosmic Re
search, 14_, 612.
T a y l o r F. W., D i n e r D. J. , E 1 s o n L. S. , M c C l e e s e D. J. ,
V
M a r t u n c h i k J. V. , D e l d e r f i e l d J. , B r a d l e y S. P.,S c h o f i e l d J. T., G i 1 1 e J. C . , C o f f e y M. T., 1979, Science, 20 5 , 65.
T o u l m i n P. I I I , B a i r d A. K. , C l a r k B. C., K e i 1 K ., R o- s e H. J. D r., 1973, Ic a ru s , 20, 153.
V a v e r k a J ., 1985, P lan e tary geology in the 1980’s, NASA SP-467.
*
---■
Postępy Astronomii
Tom XXXVI (1988). Zeszyt 4
PYL MIĘDZYGALAKTYCZNY
B O G D A N W S Z O Ł E K
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego (Kraków\
MEJKTAJIAKTM^ECKAfl IIRJIb
B . B m o ji 3 K
C o f l e p s c a H H e
CxaTbH flaeT oÓ3op M eio^a iiohckob MeacrajiaKTimecKoii nuJiH. YKa3aHO n o m u Bce 3KcnepnMeHTajibHue paóoThi, Tanace HOBaTopcKHe, KOTopue Ka- caioTCH npoóJieMW MescrajiaKTH'iecKofl nujin. IlpeACTaBjieHO HacTonmee nojio- aceHHe b eTofi ofijiacTH 3HaHHH yica3HBaH HanpaBJieHHH ^ajibHeftmnx HCCJieflo-
B a H H f l .
THE INTERGALACTIC DUST
S u m m a r y
The paper presents a review of research methods relating to intergalactic dust. Almost all historical experimental works dealing with intergalactic dust are mentioned. Prevailing state of knowledge about this form of intergalactic matter and directions for future research are also presented.
1. WSTĘP
Jednym z podstawowych problemów współczesnej astronomii jest tzw. ciemna ma-
^ teria we Wszechświecie. Natura tej materii nie jest jeszcze znana, co w połącze-[245]
I
246 B. Wszołek
niu z przewidywaniami olbrzymiej jej ilości powoduje duże zainteresowa
nie problemem. Pył kosmiczny jest prawdopodobnie jednym ze składników ciemnej materii. Jego ziarna stanowią mniej lub bardziej uporządkowane zlepki dużych ilo
ści atomów albo cząsteczek. Z występowaniem pyłu kosmicznego wiąże się pojęcie ekstynkcji światła powodowanej jego obecnością. Zjawisko ekstynkcji zmniejsza moż
liwości obserwacji obiektów astronomicznych. Stwierdzono, że obecność pyłu w na
szej Galaktyce powoduje znaczne różnice pomiędzy rzeczywistym a obserwowanym op
tycznie rozkładem obiektów na sferze niebieskiej. Pył w rozległych obszarach prze
strzeni międzygalaktycznej jest znacznie trudniejszy do wykrycia niż w Galaktyce, ale w tej mierze, w jakiej jest obecny, może mieć również wpływ na obserwowany rozkład odległych obiektów pozagalaktycznych.