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 promie­

niowanie 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-Friedman

3.2. 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.

W dokumencie POSTĘPY ASTRONOMII POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU WIEDZY ASTRONOMICZNEJ PTA TOM XXXVI - ZESZYT 4 PAŹD ZIERNIK-G RUD ZIEŃ 1988 (Stron 27-36)