obie teorie doprowadzały do różnych g ę sto śc i i temperatur. I tak S z k ł o w s k i i P i c k e l n e r otrzym ali p = 0 , l c m '1, T = 104 K*\ O c z y w iś c ie , tak gęsta materia m usiałaby produkować za u w a ża ln e w odle gły ch gw iazdach lin ie absorpcyjne. P o n iew a ż nie zaobser wowano ic h , w ięc h ipo te za ta m usi być odrzucona. S p i t z er n ato m iast otrzymał p = 5 .1 0 '4 c m '3 i T = 106 K. W ta k ie j temperaturze mogłyby w y stąpić tylko lin ie em isy jne , a l e —niestety — z powodu n is k ie j g ę sto śc i nie będą one za u w a ża ln e . H ipo te za S p i t z e r a nie s to i w ięc w s przec zn o śc i z (aktami obserw acyjnym i i autorzy ją przyjm ują.
O błok, który b ędzie zn a jdo w a ł s ię w ta k ie j koronie b ędzie o c zy w iśc ie przez n ią ogrzewany d z ię k i przechodzeniu do niego szy b kic h elektronów z korony. Można o sza c o wać im pu ls energii dostarczany przez elektron atomowi H I z n a jd u jąc e m u s ię w obłoku. W yniesie on:
Ge ff = 4 .1 0 '” N[{2 ergcm" J sek" 1
P o n ie w a ż tempo utraty energii przez rad iac ję je st rzędu 10*23 ergcm"3 sek"1, więc obłok będzie się ogrzew ał aż do c h w ili, gdy u s ta li s ię równowaga; w tym c za sie z jo n iz u je się. W w arunkach H II zysk energii b ę d zie :
G ep = 10‘ ” T T^TSJv^ ergcm*1 s e k '1
Z pracy S a v e d o f f a i S p i t z e r a [6] w iadom o, że obszar H II traci energię w tempie:
L g i = 8.10"” W//1 ergcm"3 s e k '1
W idać, że równowaga b ędzie za c h o d ziła dla /V^ = 0,1 cm"5 (w ów czas rozmiary będą rzędu 10 kp s). Obłok o grzew ając s ię b ę d zie e kspandow ał, a le m ożna o szaco w ać po w iększe n ie s ię go w c z a s ie 4.1 07 la t i okaże s ię , że to po w ięk sze n ie je s t n ie zn a c zn e . T ak w ięc obłoki mogą is tn ie ć w rów nowadze z koroną, m ając sensow ne rozm iary.
P o zo s ta je je s z c z e problem, skąd się bio rą te o bło k i i co je p rzy śp ie sza . Być może mechanizmem tworzącym obłoki je st e k spa n sja centralnych c z ę ś c i G a la k ty k i.
Co do m echanizm ów p rzy ś p ie sza jąc y c h o b ło k i, to autorzy d ysk utu ją tu dwa w arian ty. P ierw szy z n ich proponowany je s t przez O o r t a i S p i t z e r a [7]. W ygląda on n a stę p u jąc o : gdy w p o b liżu obłoku m aterii pow stanie gw iazda typu 0, to z jo n iz u je ona jego c z ę ś ć . M ateria zjo nizo w a na o puśc i obłok po ruszając s ię głów nie w kierunku gw iazdy. Na za s a d zie odrzutu m ateria neutralna b ędzie się p o ruszać w kierunku prze ciw nym . J e ż e li masa początkow a obłoku w y no siła Ma , to ilo ś ć m aterii M(v),która o siągn ie prędkość v będzie:
( v-v0)
M (v) = Ma e---, ° v
gdzie t>0 — prędkość początkow a obłoku, V — s ta ła , którą przyjm uje s ię rów ną 2 0 k m /s e k . I tak np. dla v = 100 km /se k i r o = 0 , M(v)/Mn = 0 ,0 0 7 . Jednak K a h n [8] dokładniej b a d a jąc ten m echanizm s tw ie rd z ił, że rozum ow anie O o r t a i S p i t z e r a było zbyt
• ^ P i c k e l n e r i S z k ł o w s k i w swojej nowszej pracy [3] w sk a zują, że do mechanizmu dynamicznego wystarczy zało żyć p = 2.10 3 cm 3, co oczyw iście czy n i nieuzasadnionym zarzut
248 Z literatury naukowej
uproszczone. Materia zjonizowana będzie produkować fale ciśnieniowe przechodzące do części neutralnej, co spowoduje zmianę V. Poza tym materia zjonizowana ma niezni- kający współczynnik absorpcji, co spowoduje osłabienie oddziaływania promieniowania gwiazdy na obłok. Ostatecznie K a h n dochodzi do wniosku, że osiągnięcie prędkości dużo większej od prędkości dźwięku jest bardzo mało prawdopodobne. Poza tymi za rzutami K a h n a mechanizm O o r t a - S p i t z e r a nie daje prawidłowego stosunku masy zjonizowanej do niezjonizowanej. Oczywiście je że li M(v) ma prędkość v, to M0~M(t>) musi być zjonizowane. Je że li rozkład prędkości obłoków i[/ (y) jest znany, to można wyznaczyć F = 1 -M(v)/M0 z równania:
00 -v/V F = l - 2 f l f / ( v ) e dv
o
w założeniu, że średnio vQ = 0.
Przyjmując rozkład gaussowski można otrzymać na F wartość 0,28. Wprawdzie obserwacyjnie trudno jest wyznaczyć stosunek masy wodoru zjonizowanego do nie- zjonizowanego, ale oszacowania przeprowadzone przez W e s t e r h o u t a [9] wskazują na wartość nie w iększą niż 0,05. Wydaje się więc, że musi istnieć jeszcze inny mecha nizm przyspieszający. Może nim być np. mechanizm zaproponowany przez S c h l i i t e r a [10] w warunkach solarnych i uogólniony przez P a r k e r a [ l l j na warunki przestrzeni międzygwiazdowej. Działanie jego jest następujące: gdy obłok gazu znajdzie się między liniam i sił pola magnetycznego, wówczas zacznie s ię poruszać w kierunku malejącego pola. Końcowa prędkość zależeć będzie od geometrii pola i wewnętrznych właściwości magnetycznych obłoku. Gdy obłok nie ma pola wewnętrznego a pole zewnętrzne jest w pewnym sensie jednorodne, górna granica prędkości dana jest przez:
27
3 ( y - i)
gdzie UQ jest prędkością dźwięku, a y jest wykładnikiem politropowym. Gdy obłok ma bardzo silne pole wewnętrzne, to wówczas górna granica jest prędkością fali Alfvena.
Tak więc można sobie wyobrazić następujący schemat życia obłoku: wskutek dzia łania mechanizmu O o r t a - S p i t z e r a obłok zostaje wyrzucony, po czym znajdując się między liniam i sił ogólnego pola galaktycznego porusza się w kierunku z znajdując się w równowadze z koroną galaktyczną. Warto zauważyć, że dla obłoku początkowo zjon i zowanego UQ będzie duże, a przy ekspansji będzie on zachowywał się izoterm icznić (y = 1) i V może osiągnąć duże wartości.
L I T E R A T U R A
[1] G. Mi i n c h , H. Z i r i n , 1961, Ap. J. 133, 11. [2] W.S. A d a m s , 1949, Ap. J. 109 , 354.
[3] S. B. P i ck e 1 n e r, I. S. S z k ł o w s k i, 1959, Ann. d’ Ast. 22, 503. [4] L . S p i t zer , 1956, Ap. J . 124, 20.
[5] S. B. P i ck e In e r, 1. S. S z k ł o w s k i, Rev. Mod. Phys. 30 , 93 5. [ć] M. P. S a v e d o f f , Gas Dynamics of Cosmic Clouds, chap. 11. [7] J. H. O o r t , L . S p i t ze r, 1955, Ap. J. 121, 6.
[8] F. D. K a h n , 1954, B.A.N. 12, 187. [9] G. W e s t e r h o u t , 1958, B.A.N . 14, 261.
[10] A. S c h l i i t e r , 1954, Solar Research Memorandum, High Altitude Observatory. [11] E. N. P a r k e r , 1957, Ap. J. Suppl. 3, 51.
KRONIKA
Drugie Międzynarodowe Sympozjum C O S P A fi we F lorencji, kwiecień 1961
W. ZONN
Ponieważ skrót COSPAR pojawia się po raz pierwszy na łamach „Postępów Astro nom ii” , wyjaśniam, że oznacza on Komitet Badań nad Przestrzenią (Committee on Space Research). COSPAR jest organizacją powstałą przed dwoma laty, m ającą na celu koordynację i współpracę wielu nauk, które nazwalibyśmy naukami o przestrzeni kos micznej. Chodzi tu oczywiście o fizykę promieni kosmicznych, fizykę górnych warstw atmosfery, fizykę Słońca, o mechanikę nieba z aeronautyką, radionamierzaniem i tele- techniką, fizykę materii międzyplanetarnej, meteorytykę i wiele jeszcze innych nauk pośrednio wiążących się z badaniami najbliższego nam otoczenia kosmicznego; nawet 0 biologię — w tym oczywiście stopniu, w jakim ona zainteresowana jest zagadnieniem życia w całkiem odmiennych niż ziemskie warunkach.
Nic też dziwnego, że COSPAR utrzymuje ścisłą łączność z uczonymi i organiza cjami o różnych specjalnościach i kierunkach. Wymienię dla przykładu tylko kilka n aj bliższych naszym naukom, jak Międzynarodowa Unia Astronomiczna, Międzynarodowa Unia Geofizyczno-Geodezyjna, Międzynarodowa Unia Telekomunikacji, Międzynarodowa Unia Geomagnetyzmu i Aeronomii. COSPAR utrzymuje także łączn ość z organizacjami mającymi tylko napół naukowy charakter, np. z UNESCO a nawet z ONZ, jakkolwiek łączn ość ta jest dość luźna.
ONZ nie jest wprawdzie organizacją naukową, jednak wiele zadań politycznych w tej chw ili wkracza w dziedziny nauki. Do niedawna tą dziedzin^ była tylko energia jądrowa. Obecnie aktualne stało s ię zagadnienie pokojowego wykorzystania przestrzeni, w iążące się z wieloma problemami prawnymi dotyczącymi tej przestrzeni. Trzeba w koń cu istnienie prawa międzynarodowego przenieść z dwóch wymiarów w przestrzeń trójwy miarową, w której obecnie ścierają się już interesy różnych narodów. 1 trzeba ustalić tam ja k iś porządek, który służyłby celom pokojowym ludzkości. Otóż ONZ od dawna za mierza pośw ięcić tej sprawie oddzielną sesję, która z różnych powodów ulega raz po raz odłożeniu. Zadanie COSPAR w tej chw ili ogranicza się, niestety, jedynie do przy pominania mężom stanu o czekających na nich trudnych problemach. Ta sprawa, po dobnie jak fakt, że niektóre nauki o przestrzeni są obecnie w pewnym stopniu instru mentem działania politycznego, nadają COSPAR pewne zabarwienie polityczne. Żyjemy w epoce coraz to większego udziału nauk w życiu politycznym, nikogo więc nie powinno to dziw ić. Komplikuje się jedynie strona organizacyjna COSPAR, lecz dzięki wielkiemu talentowi — również i w tej dziedzinie — jego przewodniczącego prof. H.C. v a n de H u 1 s t a trudności te, jak dotąd, szczęśliw ie omijano.
Tegoroczne Sympozjum było drugim z kolei. Pierwsze odbyło się w styczniu 1960 r. w Nicei. W tym okresie zainteresowania grona uczonych przesunęły się wyraźnie od problemów astronautyki i techniki lotów kosmicznych, które dominowały na poprzednim sympozjum, ku sprawie należytego wykorzystania dość obfitego materiału obserwacyj nego, zebranego w ciągu lat ostatnich przy pomocy sztucznych satelitów i rakiet. Po nieważ materiał ten dotyczy najczęściej zjaw isk elektromagnetycznych, Sympozjum w dużej mierze było tym, co byśmy w skrócie nazw ali m agnetohydrodyn^iką atmosfery 1 przestrzeni międzyplanetarnej.
2 5 0 K ronika
Prz e d e w szystkim upew niliśm y s i ę j e s z c z e raz co do te go, ż e za w s z y s t k i e praw ie z ja w is k a elektrom agnetyczne, nie tylko w jo n o s fe rz e , l e c z ró w nie ż n a powierzchni Ziemi, o d p o w ied zia ln e j e s t Słońce. Je d y n i e zmiany wiekow e magnetyzmu zie m skiego można j e s z c z e j a k o ś tł um aczyć czym ś, co s i ę d z ie j e wewnątrz Ziemi; r e s z t a z ja w is k powodowana j e s t wpływami bezpośrednim i lub pośrednimi Słońca.
J e d n ą z n a jc i e k a w s z y c h była,m oim zdaniem, h ip o t e z a G o l d a w y j a ś n i a j ą c a niem al w s z y s t k ie z a k łó c e n ia w n a tę ż e n iu obserwow anego promieniowania kosm ic znego przy pomocy sz ybkozm ie nnych lokalnych pól m agnetycznych Słońca, które m ają k s z t a ł t p ę tl ic s i ę g a j ą c y c h daleko j e s z c z e poza Ziem ię. Otóż ruch c z ą s t e k ele m enta rnych odbyw a s ię zgodnie z kierunkiem linii tego pola; c z ą s t k i te p o r u s z a ją s i ę zatem po pewnych krz y wych asym etryc znych ze względu na i s tn i e n ie ruchu obrotowego Słońca. Tym tłumaczy G o l d różny c z a s opóźnień wzro stu n a tę ż e n i a promieniowan ia kosm icznego wzg lędem chwili pojaw ienia s i ę na Słońcu rozbłysków, w a h ający ch s i ę , ja k wiemy, od 0,5 do 1,5 dnia, ja k te ż pew ne asy m etrie w ruchu c z ą s t e k w y latu jący ch ze w schodnie j i zach o d n iej półkuli Słońca. W bardzo in t e r e s u j ą c y spo6Ób tłumaczy te ż G o l d tzw. z ja w is k a F o rb u s h ’a, w których p oja w ie nie s i ę rozbłysku w ią że s i ę z wyraźnym spadkiem n a t ę ż en ia prom ieniowan ia k osm icznego, n a s t ę p u ją c y m po pierwotnym w z ro śc ie .
Bardzo in t e re s u j ą c y c h danych d o s t a rc z y ł y o s t a tn i e loty ra k i e to w e w d z ie d z in ie zew nętrznych warstw atm osfery. N a s z a p la n e t a ma na du ży ch w y s o k o śc ia c h w yraźbie a sym etryczne pole m agnetyczne, z tym, ż e jego k s z t a ł t z a le ż y głównie od p o ło ż e n ia Słońca wzg lędem Ziemi. Mamy w ię c w iele powodów do p rz y p u s z c z e ń , ż e w tak zwanej geocem ie ( n a j d a ls z e o bszary poło żone w o d le g ł o ś c i od 5 do 10 promieni Ziemi od jej środka) mamy wyraźne w yb rz u sz e n ie li nii m agnetycznych w kierunku przeciwnym niż Słońce. C o ś w rodzaj u warkocza komety, którego is tn i e n ie su gerował przed wielu la ty F i e s i e n k o w n a podstaw ie innych zu p e łn ie p rz e s ła n e k . F i e s i e n k o w d o sz e d ł do tego in terp re tu jąc w ystępujący w św ie tle zodiakalnym słynny „ p r z e c i w b l a s k ” (Gegen- sc h e in ), którego sp rawa d o ty c h c z a s j e s t n ie w y ja ś n io n a . Nie ch cę prz e z to p o w ied zie ć, ż e b a d a n ia pola m agnetycznego potw ie rdziły w nio sk i F i e s i e n k o w a, ponie w aż cho dzi tu o zupełn ie co innego, niż o zwykłe z a g ę s z c z e n i e m aterii pyłowej gazów n e u tr a l nych, na które pole m agnetyczne nie ma wpływu. Mogą być tu taj jednak j a k i e ś p ow iąza nia i to j e s t s p r a w ą nie zm ie rnie intrygującą.
Osobnym rozdziałem Sympozjum było zebranie i uporządkow an ie w s z y s t k i c h p o siad an y ch informacji o n a s z e j a tm o sferze od *00 km wzw yż. Chodzi w tej chwili o j a k i ś n a j b l i ż s z y prawdy w zo rzec, względem którego można by było porównywać otrzy mywane wyniki i s z a c o w a ć w s z e lk i e chwilowe o d s t ę p s t w a od te go w zorca, nazw anego “ In tern atio nal Reference Atm osfere” (M iędzynarodowa Atmosfera O d n ie s i e n ia ) . W c z a s i e Sympozjum opublikowano pro w izoryczne opra cow anie tego w zorca z tym, ż e n a do kła dne wyniki tr z e b a będzie p o c z e k a ć co najmpiej k il k a l a t . Dane, które tu s i ę wyko rz y s tu je poc hodzą bowiem nie tylko z różnych "ki%jów, l e c z t a k ż e o s i ą g n ię t e s ą różnymi metodami obse rwacyjnym i. Do około 200 km uzy skujem y dane przy pomocy ra k i e t, których l i c z b a j e s t zn aczn a i które s ą w yp o sażo n e w różnego rodzaju instrumenty pomiarowe. W od n ies ien iu do tego obszar u mamy w ię c d o ś ć dokła dne i bardzo w s z e c h s t ro n n e dane, a w ięc d o ty c z ą c e prz eróżnych w ł a ś c i w o ś c i atm osfery. Wyżej n a to m ia s t s i ę g a j ą tylko s z t u c z n e s a t e l i t y i s z t u c z n e pla nety ( s t a c j e m i ę d zy p lan etarn e), których li c z b a j e s t m n i e js z a i których w y p o sa ż e n ie instrum entalne nie j e s t i n ie może być zbyt różnorodne. O n a jw y ż s z y c h w arstw ach n a s z e j atmosfer y wnioskujem y głównie na p o d s t a w i e dokła d n y ch o b se r w a c ji r u c h u ty ch c ia ł , tłu m a c z ą c w s z e lk i e o d c h y le n ia od ruchu uwarunko w anego is tn ien iem pola g raw itacyjnego wokół Ziemi n ie r e g u la r a o ś c ia m i g ę s t o ś c i górnych w ars tw n a s z e j atm osfery. Z d a je s i ę , ż e n ie r e g u la r n o ś c i te s ą ta k zn a c z n e (w każdym b ąd ź ra z i e w ię k s z e , niż myśmy s i ę s p o d z ie w a li) , że m as kuje to w dużym stopniu asy m etrię i e w en tu aln e n ie r e g u la r n o ś c i pola gra w itacyjn ego Ziemi. Może d la tego to drugie z a g a d n ie n ie chwilowo s t a ł o s i ę mniej a k tu a l n e i stanow i e ta p n a stę p n y , do którego będziemy mogli p r z e j ś ć po za ła tw ie n iu sp raw n ń sz e j atmosfery.
Kronika 251
Aby te sprawy załatw ić, należy podw yższyć dokładność obserw acji sztucznych s a telitów i rakiet i to głównie w dziedzinie re je stra c ji czasu obserw acji (co Anglicy n a zyw ają krótko „tim in g” ). Na to w łaśnie zwracano dużą uwagę w obradach grupy ro boczej zajm ującej s ię zagadnieniam i w izualnych, fotograficznych i radiowych obserw acji położeń sztucznych satelitów . Wydaje s i ę , ż e wśród pierw szych znacznie do k ład n iejszą i rokującą le p sz e n ad zieje na p rz y sz ło ść je s t niew ątpliw ie metoda fotograficzna. Wska zuje na to sz e re g prac, których — rzecz ja s n a — nie będę tutaj szczegółow o omawiał. T rzecia grupa w reszcie obradowała nad spraw ą naw iązyw ania i utrzymania jak n a jś c iś le js z e g o kontaktu między w szystkim i placówkami na św iecie zainteresowanym i w obserw acji i wynikami badań sztucznych satelitów i rakiet. Sprawa ta, aczkolw iek ma pierw szorzędne zn aczen ie organizacyjne, z tego też powodu może mniej interesuje czy telników; dlatego informujemy o niej tym w łaśn ie „te le graficzn y m ” sposobem .
W tego rodzaju spraw ozdaniach przyjęto informować czytelników o o siąg n ięciach polskich uczonych. Wydaje mi się to n iew łaściw e, albowiem praca uczonych pewnej na rodowości od dawna ju ż nie je s t ja k ą ś c a ło ś c ią , je s t tylko mniejszym lub większym fragmentem, nie dającym s i ę wyodrębnić z obrazu c a ło ś c i ja k ie g o ś zagadn ienia lub dyscypliny naukowej. Niew ątpliw ie dodatnią p o zy cją w n aszych pracach s ą liczn e i stosunkowo dokładne obserw acje pozycji sztucznych satelitów prowadzone od sam ego początku tych eksperymentów. Obecnie przeprowadza s ię u n a s obserw acje sztucznych satelitów Ziemi metodami wizualnymi, fotograficznym i i radiowymi w wielu obserw a toriach i sta c ja c h : Uniwersytetach Warszawskim, Krakowskim, Wrocławskim i Po znańskim , w P olitech n ice W arszaw skiej, w O lsztyn ie, Chorzowie, Gdańsku, Borowcu i w Zegrzu. Zdobyte uznanie znalazło wyraz w wyborze jednego z inicjatorów tych obserw acji, dr. L . C i c h o w i c z a na członka grupy 1 COSPAR, przy czym inicjatorem tego wyboru była przew odnicząca tej grupy dr A.G. M a s i e w i c z z Moskwy.
Sprawozdanie n in ie jsz e w żadnym przypadku nie pretenduje do ś c is ło ś c i, ponieważ je s t zbiorem wrażeń pisanych „ n a gorąco” . Niech tu uspraw iedliw i autora przed ewen tualnymi zarzutami czytelników , że to i owo pominął lub przeinaczył. Opracowania c ie kaw szych referatów znajdzie czytelnik w odpowiednim rozdziale „P o stę p ó w Astronomii” . W rękach autora tej notatki znajduje się obszerne opracow anie danych do „Internation al Reference Atm osphere” , które może być ew entualnie pożyczone osobom zainteresowanym oraz w iele je s z c z e materiałów, które wyjdą niedługo w formie tomu zaw ierającego to w szystko, co sk ład ało s ię na treść Drugiego Międzynarodowego Sympozjum COSPAR w 1961 r.
--- ---
—.
. •* • - V. .■ ■ ; ■ ' . - - - ... - , : . ,