V. PRZEPŁYW GAZU W KORONIE GALAKTYKI
V.3. R OLA OBSZARÓW GWIAZDOTWÓRCZYCH
J e ż e li przyjąć model Korony proponowany przez P i c k e l n e r a i S z k ł o w- s k i e g o , to reżym koronalny musi siln ie za le że ć od tempa procesów gwiazdo- twórczych. To w łaśnie gw iazdy młode nadają duże prędkości obłokom materii między gwiazdowej (mechanizm Oorta-Spitzera), a zatem s ą rów nież odpowie dzialne za strumień fal hydromagnetycznych, których ciśnie nie ma podtrzymy wać Koronę.
Pow szechnie przypuszcza s ię , że tempo pow staw ania gw iazd zależy wy bitnie od gęstości materii m iędzygw iazdow ej. M ożna więc oczekiw ać, że w na szej Galaktyce będzie ono najszybsze w obszarze r = 4 — 8 kps, gdzie gęstość neutralnego wodoru je s t średnio n ajw ięk sza. Z tych więc obszarów powinien płynąć ku Koronie najintensyw niejszy strumień fal hydromagnetycznych i obsza ry koronalne nad tymi częściam i p łaszczy zny galaktycznej powinny posiadać nadw yżkę c iśn ie n ia nad rejonami Korony, które s ię zn a jd u ją nad centralnymi c zęściam i G alaktyki: jak wiadomo, w częściach centralnych procesy gwiazdo- twórcze w ogóle nie zachodzą.
J e ż e li teraz Korona nad częściam i centralnymi ulegnie gwałtownemu , , za p adnięciu (= puls), to nadwyżka c iśn ie n ia magnetycznego zewnętrznych c zęśc i Korony stanie s ię tak du ża , że obszary bezpośrednio otaczające obszar „ z a p a d n ię c ia ” (r = 4 — 5 kps) zostaną wtłoczone nad c zę śc i centralne, wnosząc żąda n ą przez mechanizm ekspansji ilo ś ć momentu pędu bezpośrednio nad c zęśc i centralne. Gdy po pewnym czasie nastąpi z kolei , .zapadnięcie s ię ” następnej porcji, moment pędu zostanie wniesiony wraz z m asą w obszar ekspansji, nad nim utworzy s ię kolejna „ d z iu r a ” w Koronie i cały cykl powtórzy s ię od nowa.
Aby powyższy hipotetyczny mechanizm mógł pracować przez czas dłu ższy (np. czas życia G alaktyki), m uszą być spełnione dwa podstawowe warunki: 1. korona nad częściam i wewnętrznymi powinna m ieć skłonność do „za p a d a n ia s ię ” ; 2. materia koronalna w zewnętrznych obszarach Korony musi być odna wiana.
Pierw szy z tych warunków dyskutowany będzie w paragrafie następnym. O dnośnie drugiego nasuw ają s ię dwie m ożliw ości — w chw ili obecnej trudne do liczbow ego oszacow ania. Po pierwsze, materia koronalna może s ię odnawiać przez utratę masy przez gwiazdy w Halo; poniew aż masa gwiazdowego Halo je s t nie w iększa od masy gw iazd w c zęśc i centralnej płaszczy zny galaktycznej — nie uzyska s ię raczej dostatecznego strum ienia masy (rzędu 1 m a s a Q / lr o k ). P o drugie, materia może przenikać do korony z p łaszczy zny galaktycznej na skutek intensywnych procesów towarzyszących narodzinom młodych gw iazd (ekspansja kompleksów H II, wybuchy supernowych itd.); mielibyśmy wtedy pełną cyrkulację południkow ą materii w G alaktyce, przy czym źródłem energii napędzającym ten ruch byłyby w ostatniej in sta n c ji procesy jądrowe we
wnę-46 S. Grzędzielski
trzach młodych gwiazd. Brak w tej chwili danych dla liczbowego oszacowania wydajności tego mechanizmu.
I
V.4° K O LA PS KORONY
Istotnym warunkiem, jaki spełniać musi „zap ad n ięcie s i ę ” (kolaps) Korony na c z ę śc i centralne płaszczyzny Galaktyki je s t, by strumień masy był rzędu 1 masy O / r°k. Załóżmy, że Korona ma g ę s to ść jednorodną i że wysokość jej równa s ię z .
O
Załóżmy dalej, że prędkość wpływu materii koronalnej w płaszczyzn ę Galak tyki (vz ) określona je s t przez składową z-ową gradientu potencjału grawitacyj nego Galaktyki. Przyjmiemy, że każdy element Korony spada średnio z wyso kości z q
/
2,
przy czym w c z a sie spadku (nim osiągnie płaszczyznę Galaktyki) połowa energii kinetycznej idzie na ogrzanie (wpływ będzie niestacjonarny, a zatem od płaszczyzny Galaktyki biec będzie ciąg fal uderzeniowych, powodu jąc ogrzewanie s ię spadających elementów). Końcowa prędkość spadania bę dzie zatem1 2
Ogólna masa ekspandującego aktualnie w płaszczyźnie Galaktyki gazu wy nosi 3 • 5 * 1 0 7 mas Słońca. J e ż e l i przyjąć, że masa ta je s t wynikiem jednorazo wego kolapsu słupa wysokości zQ i o promieniu 3 kps, to otrzymuje s i ę stąd warunek
Pc z0 = 1»3 ’ 10"4 g /
crI,J-J e ż e l i dalej tempo wpływu ma wynosić 1 masa Słońca/rok, to otrzymuje się związek
•i> = p c - v z (z /2 ) = 1,25 * 1 0 '19 g/cm J/s e k . V 2
Równania powyższe można uważać za układ dwu równań na p c i zq. Rozwią zując je numerycznie, w założeniu, że rozkład potencjału grawitacyjnego je s t taki jak w modelu rozkładu mas w Galaktyce podanym przez S c h m i d t a (1956) otrzymuje s ię
Rozm ieszczenie i ruchy gazu mi ęd zy gwiazdowe g o . 47
G ęstość Korony nad częściam i centralnymi je s t więc przed pulsem w iększa od gęstości zewnętrznych obszarów, tak jak gdyby istotnie z a d z ia ła ł ja k iś mechanizm tło czący. N iew ielka wysokość zq oznacza, że „ z a p a d a ją s ię ” tylko dolne partie Korony.
J e ż e li Korona ma być podtrzymywana przez ciśnie nie magnetyczne, to musi s ię ono równoważyć z ciśnieniem grawitacyjnym. D la r = 5 kps ciśnie nie grawi tacyjne u podnóża Korony o gęstości 4-10'271 g/cm 3 wynosi 1.6 - 1 0 '“ g /c m /se k 2. C iś n ie n ie pola magnetycznego o B = 7 • 10'6 gaussów wynosi 2 -10'12 g /c m /se k 1, a zatem może podtrzymać Koronę.
Po przesunięciu elementów koronalnych rejonów nad r = 2 kps ciśnie nie grawitacyjne wzrośnie 10-krotnie (uw zględniając wzrost gęstości do wartości 2 • 10 26 g/cm 3); aby podtrzymać Koronę w obszarze r = 2 kps ciśnienie magne tyczne m usiałoby odpowiednio w zrosnąć. Można przypuszczać, że stoi temu na przeszkodzie dysypacja pola magnetycznego wywołana d y fuzją ambipolarną. Tempo tej dysypacji może być bardzo znaczne: za k ła d a jąc , że 10% wodoru wy stępuje w postaci neutralnej, otrzymuje s ię czas dysypacji pola o sk ali 100 ps (w ynikającej z przyjęcia, że rozmiar elementów turbulentnych w Koronie je st zw iązany z rozmiarem analogicznych elementów w p ła szc zy źn ie Galaktyki przez warunek zachow ania strum ienia magnetycznego) i natężeniu 10’5 gaussów — rzędu 3 - 107 lat. Je s t to czas porównywalny ze sk alą czasow ą procesu eks p a nsji.
W rezultacie mechanizm kolapsu przedstaw iałby s ię następująco: materia zepchnięta ku osi z-ów przez strumień fal hydromagnetycznych z obszaru r = 4 — 8 kps dostaje s ię nad c zęśc i centralne, zachow ując przy tym swój po czątkowy moment pędu. P onie w aż dopływ energii od c z ę ś c i centralnych je s t znikomy, stopień jo n iz a c ji gazu m aleje szybko. Faworyzuje to gwałtowną dysy- pację pola poprzez mechanizm dyfuzji ambipolarnej. O bniżenie się c iśnie nia magnetycznego przy równoczesnym wzroście c iś n ie n ia grawitacyjnego wywołuje , , zap ad nięcie” s ię wewnętrznych rejonów Korony na p łaszc zy zn ę Galaktyki, w yw ołując dyskutowane poprzednio fenomeny ekspansyjne.
W ten sposób d zia ła n ie „w spom agającego m echanizm u” daje s ię uzasadnić jakościow o nawet w najm niej korzystnej hipotezie h = const.
Brak je st niestety, danych obserwacyjnych mogących rzu cić św iatło na tę spekulację. Obserwuje s ię co prawda podw yższenie em isji na falach metrowych, w kierunkach odpowiadających tym rejonom Korony, które u le g a ją hipotetyczne mu w tłoczeniu ( H a n b u r y B r o w n , D a v i e s , H a z a r d , 1960) i kusząca się wydaje interpretacja tego, jako wzrost c iśn ie n ia (a zatem i em isji) cząstek relatywistycznych w centralnych rejonach Korony. Rów nie dobrze jednak może to być efekt lokalny (okołosłoneczny). Samo istnienie Korony je s t jeszcze w c iąż zbyt hipotetyczne, by mogły istn ie ć w chw ili obecnej poważne szanse zbadania realności proponowanego mechanizmu przepływów koronalnych.
48 S. Grzędzielski
LITERATURA
B a a d e W., 1958, Stellar Populations, pg.3, Ricerche Astronomiche, Specola Vaticana. B a b c o c k II. W., 1939, Lick Obs. Bull. 19, 41.
B i e r m a n n L ., Da vi s, L ., jr., 1960, Zs.f.Ap. 51, 19. Bok B.J., 1959, The Observatory 79, 58.
D a v i e s R.D., 1960, M.N. 120, 483.
D a v i e s R.D., S l a t e r C.H., Sh u t e r , W.L.H., Wi l d P.A.T., 1960, Nature 187, 1088. D e u t s c h A. J. 1956, Ap.J. 123, 210.
E l s S s s e r H., H a u g U., 1960, Zs.f.Ap. 50, 121. G r z ę d z i e l s k i S., 1959, Bull. A cad. Pol. Sci. 7, 627.
Gum C.S., Ke r r F .J., W e s t e r h o u t G., 1960, M.N. 121, 132. Gum C.S., 1959, A.J. 64, 333. H a n b u r y Br o wn R., D a v i e s R.D., H a z a r d C., 1960, Tlie Observatory, 80, 191. H o y l e F., I r e l a n d , J.G ., 1960a, M.N. 120, 173. H o y l e F., I r e l a n d J.G ., 1960b, M.N. 121, 19. H r u s k a A., 1962, B.A.C. 13, 78. v a n de H u l s t H.C., Mi i l l e r C.A., O o r t J.H., 1954, B.A.N. 12, 117. J o h n s o n H.L., 1957, Ap.J. 126, 121. Ke r r F .J., 1962, M.N. 123, 327. L a l l e m a n d A., D u c h e s n e M., Wa l k e r M.F., 1960, P.A.S.P. 72, 76. L i n d b l a d B., 1960, „Encyclopedia of Physics” , Vol. 53.
Mu n c h G. 1960, Ap.J. 131, 250.
Mi i nc h G., Mi i nch L>, 1960, Ap.J. 131, 253. MUnc h G., Z i r i n H., 1961, Ap.J. 133, 11.
O o r t J.H., Ke r r F .J., W e s t e r h o u t G., 1958, M.N. 118, 379. P a r i j s k i J.P ., 1961, Astr.Zum. 38, 377.
P i eke In er S.B., S z k ł o w s k i I. S. 1959, Ann.d Ap. 22, 503. P i s m i s P., 1961, Bol.Obs.Tonantz.y Tacub.No. 21.
P r e n d e r g a s t K.H, B u r b i d g e G.R., 1960, Ap.J. 131, 243. R o u g o o r G.W., O o r t J.H ., 1959, Paris Symp.Rad.io Astr. Stanford. R o u g o o r G.W., O o r t J.R., 1960, Proc.Nat.Acad.Sci. 46, 1. S c h m i d t M., 1956, B.A.N. 13, 15.
S c h w a r z s c h i l d M., Struct. & Evolut. of the Stars, Princeton 1958. S e a t o n J., 1955, Ann.d Ap. 18, 135.
S p i t z e r L ., 1956a, Physics of fully ionized gases, London. S p i t z e r L., 1956b, Ap.J. 124, 20.
Su -Shu H u a n g , P i s m i s P., 1960, Bol.Obs.Tonantz.y Tacub., No 19. W e s t e r h o u t G., 1957, B.A.N. 13, 201.
Rozmieszczenie i ruchy gazu między gwiazdowego. 49
SPIS TREŚCI CZĘŚCI 1 I 2
I. W S T I f P ...318 Część I *
II. DANE OBSERWACYJNE ODNOŚNIE RO ZM IESZCZENIA I RUCHÓW CAZU . 319 II. 1. Rozmieszczenie i ruchy neutralnego w o d o r u ... 319 II. 2. Rozkład wodoru z jo n iz o w a n e g o ...324 II. 3. Pole m a g n e t y c z n e ...325
C zęść II
III. OGÓLN E WARUNKI E K S P A N S J I ... 21 III. 1. Bilans masy ...21 III. 2. Bilans momentu p ę d u ...22 III. 3. Dotychczasowe próby interpretacji t e o r e t y c z n e j... 24 IV. MECHANIZM EKSPANSJI GAZU Z CENTRALNYCH CZĘŚCI GALAKTYKI . 26
IV. 1. Ogólne z a ł o ż e n i a ...26 IV. 2. Mechanizm , , sprężyny” m a g n e ty c z n e j... 28 IV. 3. Układ równań p o d s ta w o w y c h ... 29 IV. 4. Stacjonarna rotacja r ó ż n ic z k o w a ...31 IV. 5. Intensywny wypływ masy z g w i a z d ... 34 IV. 6. Wpływ z K o r o n y ...- 35 IV. 7. Konkluzje odnośnie mechanizmu ekspansji i modelu ruchu w płaszczyź
nie G a l a k t y k i ... 40 V. PR ZEP ŁY W GAZU W KORONIE G A L A K T Y K I ...42
V. 1. Dane obserwacyjne odnośnie gazowej Korony G a l a k t y k i ... 42 V. 2. Przepływ pod wpływem gradientu ciśnienia magnetycznego . . . . 43
V. 3. Rola obszarów g w ia z d o tw ó r c z y c h ... 45 V. 4. Kolaps K o r o n y ... 46
---'
■
N IE K T Ó R E M ETODY W Y Z N A C Z A N IA W S P Ó Ł R Z Ę D N Y C H G E O G R A F IC Z N Y C H Z O B S E R W A C JI S Z T U C Z N Y C H SA T ELIT Ó W
L E O P O L D P I E C Z Y Ń S K I
HEKOTOPblE METO/Jbl OnPE/JEJIEHMfl
rEOrPA^M IECKM X KOOPflMHAT nPM nOMOlUM HABJUO/JEHMM HCKyCCTBEHHbIX OTYTHHKOB
Jl.nemiHbCKM
C o a e p > K a H M e
B CTaTbe paCCMOTpeHbl B03M0>KH0CTH MCn0Jlb30BaHMH HCKyCCTBBH-
Hbix cnyTHMKOB 3eM JW fljia onpeflejieHH H r e o rp a ^ w q e c K H X KoopflHHaT Me-
CTa HaSjiiofleHHM. ripuB efleH bi oTJiimMTejibHbie qepTW HecKOJibKHX MeTO-
flOB, 3aBHCHmne o t xapaKTepa flaHHbix, n o jiy q a e M b ix b pe 3y jib T aT e Ha-
SjiiofleHMM, / Ijih K a m o r o c J iy ^ a s npHBeaeH x o a paccyacA eH uii a Taiotce
OCHOBHbie ({)OpMyjlbU PaCCM OTpeHa B 03M 0*H 0C T b npMMeHeHMH HCKyCCTBeH- HblX CnyTHHKOB flJIH MeJKflyKOHTHHeHTaJIbHOH TpH3HryJ1HUHM.
SOME METHODS OF GEOGRAPHICAL COORDINATES DETERMINATION FOLLOWING THE OBSERVATIONS OF SATELLITES
Summ ary
The article deals with p o ssibilities of using artificial satellite observations for the purpose of determining geographical coordinates of observation stand. Several methods are discriminated according to kind of data resulting from obser- vation. For every case the line of argument and basic formulae are given. The possibility of applying artificial sate llite s for purposes of intercontinental trian gulation is discussed.
Zakres problemów, w których znajdują, zastosowanie sztuczne satelity, jest bardzo obszerny. Również zastosowanie sztucznych satelitów dla celów badania
52
L . P i e c z y ń s k ifigury Ziem i p o sia d a k ilk a aspektów . W pracy tej z o sta n ie om ówiona m ożliw ość w y k o rzy stan ia obserw acji sztucznych s a te litó w dla w yznaczenia w spółrzędnych sta n o w isk a o b serw acyjnego. Z ag a d n ie n ie to w iąże s ię niem al b ezpośrednio z zagadnieniem p rz e lic z a n ia w spółrzędnych zaobserw ow anych, c z y li to p o cen -^ trycznych, na w spółrzędne o d n iesio n e do środka Z iem i, czy li g eo cen tiy czn e.
B
Rys. 1
N iech na ry s. 1 będzie: punkt 0 — środek Z iem i, punkt — sta n o w isk o ob se rw a cy jn e na pow ierzchni Ziem i, p u n k t S — p o ło żen ie sz tu c z n e g o s a te lity w momencie o b se rw a cji, R — prom ień w odzący sta n o w isk a obserw acyjnego,
t — o d le g ło ść g e o cen try czn a sz tu c z n e g o s a te lity , / — o d leg ło ść topocentryczna sz tu czn e g o s a te lity . Wektorowo możemy n a p isa ć
R =
O7- 7'. (1)
Przyjm iem y n a stę p u ją c y u k ład w spółrzędnych: środek układu z n a jd u je się w środku Z iem i, o ś z pokryw a się z o s ią obrotu Ziem i i j e s t skierow ana n a p ó ł' noc, p ła s z c z y z n a xOy pokrywa s ię z p ła sz c z y z n ą ziem skiego rów nika, przy czym o ś x leży w p ła s z c z y ź n ie południka G reenw ich. W ówczas składow e trzech wekto rów równania (1) będą:
N ie k t ó r e m etody wy zn a c z e n ia w s p ó łr z ę d n y c h g e o g r a f i c z n y c h .