RUCH PERICENTRÓW NATURALNYCH SATELITÓW PLANET

Dla obliczeń dotyczących satelitów planet wygodniej jest użyć wzoru na ruch peri- centrum, w którym masa centralna m jest masą planety Mp wyrażoną w jednostkach ma­ sy Słońca. W wyniku oczywistych przekształceń wzoru (2) otrzymuje się w sekundach łuka przesunięcie pericentrum orbity podczas jednego obiegu satelity wokół macierzy­ stej planety:

£it _ 57,''1720I> 10ł Mp (4) a ( l — e1) •

gdzie a oznacza teraz średnią odległość satelity od środka macierzystej planety wyra­ żoną w kilometrach.

Spośród naturalnych satelitów planet wybrano te, dla których mimośród większy jest od 0,002. Elementy orbit zaczerpnięte z ,,Connaissance des Temps pour l ’An 1967” oraz ruch pericentrum obliczony z wzoru (4) zawiera tab. 2. D la porównania w tabeli tej uwzględniono również K siężyc Ziemi. W obliczeniach n a masy planet przyjęto wartości wg N e w co m b a. T a b e l a 2 Planeta Satelita e a (w km) P (w dobach) przesunięcie pericentrum podczas je d ­ nego obiegu w okół planety w okresie 100 lat Ziemia K s if ły c 0,05490056 384400 27,321661 4*474 *10-3 0",06 Mars Fobos 0,0170 9384 0,31891 19,70 -10'5 22,56 it _{Deimos 0,0031 23479 1,26244 7,871-10** 2,28} Jow isz V I 0,15798 11480-10* 250,5595 48,767-10‘ 3 0,07 ii v n 0,20719 11740-103 259,6457 48,582-lO"5 0,07 i< _{V III* 0,4102 23500-10’ 743,7 27,929-10"3 0,01} n _{IX * 0,31687 23700-103 746,6 25,603-lO’ 5 0,01} u _{X 0,10739 11700-103 260,0 47,2 -10-3 0,07} u _{XI* 0,20678 22600-103 692,5 25,232-10'5 0,01} •i _{X II* 0,16870 21200-103 631,0 26,503-10'3 0,02} Saturn I Mimas 0,0201 185-103 0,94242 8,829-10-3 342,2 u _{II Enceladus 0,00444 238-103 1,37022 6,8 6 0 -10-3 182,9} ii V II Hiperion 0,08 293 1480-103 21,2766 111,085 -10"5 1,91 « IX Phoebe* 0,1659 13000-103 551,094 12,915-10‘ 5 0,01 N eptun II N ereida 0,749 5560-103 359,88 12.128-10"3 0,01

* Satelita o ruchu wstecznym.

Z tab. 2 widać, że trzy satelity, a mianowicie Fobos, Mimas i Enceladus wykazują duży ruch pericentrum, jednakże są to satelity, które poruszają się w niew ielkich odle­ głościach od macierzystych planet (Fobos znajduje się w odległości równej w przybli­ żeniu promieniowi Marsa, natomiast odległości od Saturna Mimas i Enceladus są rzędu trzech i czterech promieni Saturna). Z powodu niedużych odległości liniowych od

macie-rzys tych p la n e t s a t e li ty te z najdują s i ę z a w s z e w n iew ielk iej o d le g ł o ś c i ką to w ej od n ic h - s ą w ię c trudne do m ierz enia. Ponadto Mimas i E n c e la d u s p o r u s z a ją s i ę po orbi­ ta ch , których elementy zm ienia ją s ię w c z a s i e n ie tylko na sk utek normalnych perturba­ c ji , l e c z t a k i e z powodu s p ł a s z c z e n i a m a c ierzy s tej planety. Z e względu na n ie z n a n ą budowę i s p ł a s z c z e n i e wewnętrznych c z ę ś c i Saturna, e fek t s p ł a s z c z e n i a nie może być ś c i ś l e obli czony te o r e ty c z n i e , co umożliwiłoby w y sta r c z a ją c o do kładne w ydzie le nie re­ la t y w i s t y c z n e g o ruchu pericentrum. P o z a tym n a ruchy s atelitó w mogą mieć wpływ inne czynnik i, ja k np. opór atm osfery m a c ierzy s tej pla nety.

Otrzymane wyniki prow adzą do wniosku, i e zarówno w przypadku komet krótkookre­ so w y ch , j a k i n atu raln y ch satelitów p la n e t, obse r w a c y jn e stw ierdzenie ruchu ich peri-

centrów wydaje się nie m ożliwe, a co najm niej bardzo wątpliwe.

C hcę p odzię kow ać Prof, dr Stefanowi W i e r z b i ń s k i e m u za propozycję przep ro­ w ad zen ia p rzed s taw io n y ch tu o b li c z e ń , a zarówno Jem u, ja k Doc. dr Maciejowi B i e ­ l i c k i e m u , Doc. dr Konradowi R u d n i c k i e m u oraz Doc. dr Andrzejowi Z i ę b i e za ce n n e rady i wskazówki.

L I T E R A T U R A

„ A s tro n o m ic z e s k ij J e ie g o d n ik SSSR na 1968 g o d ” . ,,C o n n a is s a n c e d e s T em p s pour 1’An 1967” .

J .G . P o r t e r , ,,C a ta lo q u e of C om etary O r b its ” equinox 1950, w yd. 1960.

Z L IT E R A T U R Y NAUKOWEJ

LINIE GALAKTYK

T. KW A ST

Przeglądając Palomarski Atlas Nieba można zauważyć, że pewne galaktyki usta­ w ia ją się w łańcuszki wzdłuż lin ii łagodnie wygiętych lub nawet prostych. Najokazal­ szym może takim łańcuszkiem jest lin ia należąca do galaktyki M87 w północnej części gromady Virgo. M87 jest galaktyką, eliptyczną czynną radiowo i po siad ającą dwa wyrzu­

ty (,,jety” ): jeden w kierunku N-W znany od 1918 r. i drugi, niedawno odkryty (A rp 1967), skierowany przeciwnie do pierwszego.

R ys. 1. Schematyczna mapka okolic Cen A i IC 4296. N aniesiono tylko galaktyki n a jja śn ie js z e . L in ie przerywane p o k azu ją kierunek lin ii radioźródeł na leżący ch do danej galaktyki. Strzałki w skazują położenie n a jsiln ie js z y c h (po Cen A) radioźródeł. Rozmiary galaktyk wyolbrzymione

f l a k o n A r p ( A r p 1968) z n a la z ł 14 ga la ktyk e li p ty c z n y c h j a ś n i e j s z y c h od mpg * 15, o mocy radiowej pow yżej 5 je d n o s t e k st rum ienia (1 je d n o s t k a “ 10"2® W/m’Hz prz y A = 21 cm), które uw aża z a „ g ł ó w n e ” w c z te r n a s t u liniach* gala ktyk. 11 sp o ś ró d nich n a le ż y do wyraźnych li n ii , jedna (1C 4296) leży n a linii radioźró deł, z a ś dwie p o z o s t a łe (NGC 1218 i 3C 317) l e ż ą w wydłużonych grom adach galaktyk. Z a m i e s z c z o n a ta b e l a za­ wie ra krótkie dane o li n ia c h gala ktyk o p is a n y c h p rz e z A r p a.

Galaktyka główna mPg ^{Radioźródło Moc w jedn.} _{s tr.}

D yspersja prędkości radialnych w km /sek. Uwagi NGC 5128 8.4 Cen A 1330 3300 rys. 1 NGC 4486 - M 87 10,3 Vir A 200 2600 rys. 2 NGC 4374 - M 84 10,8 3C 272.1 6,0 2600 rys. 2 NGC 4261 11,8 3C 270 17,9 1050;2100 dwie linie NGC 1275 13,1 3C 84 13,5 luźna linia 1C 310 15,0 1200 ry s. 3 NGC 5 4 5 -7 13,4; 13,7 3C 40 5,2 NGC 383 13,6 3C 31 5,0 NGC 7720 13,9 3C 465 7,7 NGC 3862 14,0 3C 264 5,5 dwie linie 15,0 3C 66 9,7 700 rys. 4

IC 4296 11,9 P k s 1333-33 7,0 rys. 1, linia radio­ źródeł

NGC 1218 14,0 3C 78 7,6 wydł. gromada

14,8 3C 317 5,5 wydł. gromada

O c z y w i ś c ie j e s t p ra k ty c z n ie nie m ożliw e, aby pie rwotnie nie upo rząd kow an e gala kty­ ki ustaw iły s i ę n a lin ii p ro s te j. A r p ro zp atru je zatem dwie h ip o te z y p o w s ta w a n ia linii

galaktyk.

R ys. 2. Schem atyczna mapka okolic M 87 i NGC 4374. N aniesione są tylko n a jja ś n ie js z e galaktyki n a le ż ą c e do Unii. Rozmiary galaktyk wyolbrzymione

Z literatury naukowej 159

Hipoteza pierwsza: galaktyki powstają wzdłuż lin ii prostej z kondensacji ustawio­ nych ju ż w ten sposób pod wpływem pola magnetycznego. Przeciw temu tłumaczeniu is tn ie ją jednak następujące argumenty. Po pierwsze, jak widzieliśmy obserwuje się nie­ mal idealnie proste linie galaktyk, podczas gdy taka konfiguracja jest oczywiście bar­ dzo nietrwała. Po drugie, w większości przypadków galaktyka najw iększa w lin ii jest w je j środku. Tymczasem z pewnych rozważań F i e l d a, F a r t r i d g e ’ a i P e e b l e s a na temat powstawania galaktyk wynika, że nie powinno tak być. Wreszcie nie ma żad­ nych obserwacyjnych dowodo'w istnienia tak silnych pól magnetycznych. W dodatku pole to musiałoby zachowywać ten sam kierunek od czasów powstania galaktyk do dziś, gdyż np. wyrzuty z M 87, trwające jak widać obecnie, m ają ten sam kierunek co cala lin ia galaktyk, powstała oczywiście dużo wcześniej.

;, .

* • ♦ V > ••• :'

. ■ *

♦ *

m,

Bya. 3. O k o lic a IC d iu In a jw ifk s z a w dolnym prawym rogu). Z d ję cie 5-metrowym teleakopem

x Mount Palom ar

Wobec tego A rp rozpatruje drugą hipotezę: galaktyki lub „zaro dk i” galaktyk s ą wyrzucane z dużej galaktyki macierzystej. Za tą hipotezą przemawiałyby z kolei nastę­ pujące fakty. Galaktyki centralne są w ogóle niespokojne - wszystkie są radioźródłami, a ponadto obserwuje się w nich różne eksplozje. P oza tym lin ia galaktyk pokrywa się na ogół z l in ią radioźródeł, czyli wzdłuż jednej lin ii wyrzucana byłaby materia zarówno

c z y n n a radiowo j a k i ta , z której p o w s ta n ą g ala ktyki. Na ko n ie c potw ierdzeniem drugiej h ip o t e z y byłby w ła ś n i e fakt, że galak ty k a , , głó w na” - m a c i e rz y s ta j e s t n a ogół w środ­ ku linii i w śr odku pary t o w a rz y s z ą c y c h je j radioźró deł. Wyrzut m aterii mógłby zatem

z a c h o d z ic w obie stro ny, np. j a k to j e s t u M 87.

T e r a z ju ż nietru dno wyobrazić s o b i e układy galaktyk p o w sta łe p r z e z e k s p l o z je wie­ lokrotn e. I ta k np. A.rp uw a ż a , że być może z ek s p l o z ji Cen A p o w s ta ł a między innymi g ala ktyka IC 4296, a potem z kole i ona eksp lo d o w ała w yrzucają c radioźródła. A nalo gic z­

nie z e k s p l o z ji M 87 p o w s ta ł a między innymi g a la k t y k a NGC 4374, a z e k s p l o z ji te j o s t a t n i e j wtórny wygięty ł a ń c u s z e k galaktyk. Być może bywały t e ż wielo krotn e ek s p l o ­ z j e w tej samej ga la k ty c e , gdyż np. galak ty k i NGC 4261 i NCC 3862 n a l e ż ą do dwóch ła ń c u s z k ó w każda. W wydłużonych gromadach d aje s i ę ponadto z a u w a ż y ć zjaw is ko gru­ po w an ia s i ę gala ktyk sł a b y c h dale j od dużej o s i gromady w p rz e c i w i e ń s t w i e do ja s n y c h g a la k ty k eli p ty c z n y c h . Z achodzi to być może dla te g o , że gala ktyki s ła b e s ą produktami wtórnych ek s p l o z ji z galaktyk s t a n o w ią c y c h pie rw otnie l i n i ę —o ś gromady. Według A rp a być może w s z y s t k ie gala ktyki pow stały p r z e z k o le jn e eksp lo zje.

R y a . 4. O k o l i c a 3C 66 ( o z n a c z o n a j a k o A). Z d j ę c i e 5-metrowym t e l e s k o p e m z Mount P a l o i r a r

Można tu dodać, że o z ja w is k u e k s p l o z ji g ala ktyk móvii s i ę od d o s y ć dawna. L in i e em isyjne w widmach g ala ktyk odkrywano w p o c z ą t k a c h n a s z e g o wieku. P ó ź n ie j doszło do p o w s ta n i a p o ję c i a gala ktyk Seyferta. O b e c n ie uw aża s i ę , ż e np. z a n i e s t a b i l n o ś ć pew nych gromad galaktyk j e s t przynajmniej c z ę ś c i o w o odpow ie dzia ln y p r o c e s w yrz uca­ n i a materii z gala ktyk lub ic h podzia ł (Am b a r c u m i a n 1961). H ip o te z a t a z d a je s ię z dobyw ać coraz w ię k s z ą p o p u larn o ść (np. o s t a tn i o S a r g e n t 1968).