Postępy Astronomii nr 2/1976

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

P O Ś W I Ę C O N E U P O W S Z E C H N I A N I U

W I E D Z Y A S T R O N O M I C Z N E ]

PTA

TOM XXIV — ZESZYT 2

1976

P O L S K I E T O W A R Z Y S T W O A S T R O N O M I C Z N E

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXIV — ZESZYT 2

1976

R e d a k t o r n a c z e l n y : S te f a n Pio trow ski, W a r s z a w a

C z ło n k o w ie : Jó zef W itk o w s k i, P o z n a ń S ta n isła w G r z ę d z ie l s k i , W a r s z a w a S e k r e t a r z R e d a k c ji : J e r z y S to d ó łk ie w ic z , W a r s z a w a A d re s R e d a k c j i : W a r s z a w a , Al. U j a z d o w s k i e 4 O b s e r w a t o r i u m A s tr o n o m ic z n e UW

W YDAW ANE Z ZASIŁKU PO LSK IEJ AKADEMII NAUK

P rin te d In P o lan d

P ań stw o w e W y d a w n ic t w o N au k o w e O d d ział u) Łodzi 1976

W y d a n ie I. N ak ła d 630 + 105 egz. A rk. w y d . 5,50. Ark. d ra k . 4 2/16. P a p ie r o ffse to w y kl. III, 80 g, 70 x 100. P o d p isa n o d o d ru k u w czerw cu 1976

D ruk u k o ń czo n o uj czerw cu 1976 r. Zam . 117/76. R-16. C e n a zł 10,—

Z akład G raficzny W y d a w n ic t w N a u k o w y c h Łódź, ul. Żuiirki 2

ARTYKUŁY

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIV (1976). Zeszyt 2

ASTROFIZYKA OBSERWACYJNA W ULTRAFIOLECIE

T A D E U S Z J A R Z Ę B O W S K I

Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego

A CTPOO M 3H qECK H E HARTI KJHEHHfl B yJlbTPA<DHOJIETE T. H 5 k c m 6 o b c k h

C o n e p x a H H e

B CTaTbe aaH o63op acipo(j>H3HHecKHX HccneflOBaHHH b yjibTpac})HOJieTe. E o n ee nonpoGHO onHcaHbi: 1. npo3pa»mocTb 3cm hoh aTMOCtJjepw, 2. nornomeHHe h s k c t h h k iw h b Me>K3Be3- HHOM npocTpaHCTBe, 3. HHCTpyMeHTbi, 3aMemeHHbie na HccKycTBeHHbix cnyTHHKax, O A O - 2 , O A O - 3 , T D - 1 A , A N S , 4 . HeKOTopwe^HanSojiee BajkHbie pe3ynbTaTbi HaGniofleHHH (Mone- KyJiapHbiH Boaopofl, pacripenejieHHe 3HeprHH b cneKxpax 3 B e3fl).

ULTRAVIOLET ASTROPHYSICS

A b s t r a c t

This article presents a review of astrophysical observations in the ultraviolet. In'more aetail

are described: 1. the transparency of the Earth atmosphere, 2. absorption and extinction in

interstellar space, 3. the instruments on boards of the satellites OAO-2, OAO-3, TD-1A and

ANS, 4. observational results on molecular hydrogen arid on ultraviolet energy distribution of

stars.

Pod pojęciem ultrafioletu (nadfioletu) rozumiemy fale elektromagnetyczne o energiach

między promieniami rentgenowskimi a którkofalowym końcem widma widzialnego. Umownie

przyjmuje się zwykle zakres od 100 do 4000 A (10-400 nanometrów). Czasami wyróżnia się

tu jeszcze „skrajny ultrafiolet” — 100 do 1000 A, „daleki ultrafiolet” — 1000 do 2000 A

i „bliski ultrafiolet” - 2000 do 4000

k.

Obserwacje fotom etryczne i spektroskopowe w zakresie ultrafioletu mają duże znaczenie dla astrofizyki. Wystarczy wspomnieć, że w dalekim ultrafiolecie emitowane jest gros promie­ niowania gwiazd wczesnych typów widmowych (por. rys. 16). Ta część widma elektrom a­ gnetycznego jest również znacznie bogatsza w linie rezonansowe szeregu pierwiastków. Linie te, jak wiadomo, są bardzo czułym wskaźnikiem warunków fizycznych ośrodka, w którym

powstają. Stąd też duża ranga badań spektralnych w tym zakresie widma.

Pierwsze obserwacje gwiazd w dziedzinie ultrafioletowej zostały wykonane 20 lat temu. W dniu 17 listopada 1955 r. rakieta „Aerobee 25” dokonała z wysokości 104 km pomiary natężenia promieniowania kilku źró d eł dyskretnych w długościach fali 1100—1340 A i 1 2 2 0 -1 3 4 0 X (B y r a m i in. 1957). Obserwacje o poważniejszym znaczeniu zrealizowano pięć lat później - w roku 1960 - za pomocą aparatury umieszczonej na rakietach „Aerobee 150” . Były to historyczne już dziś obserwacje fotom etryczne C h u b b a i B y r a m a (1963) oraz spektrofotom etryczne S t e c h e r a i M i l l i g a o a (1962)*. Za pomocą apa­ ratury umieszczonej na rakietach dokonywano w ciągu następnych lat wielu innych pomiarów promieniowania gwiazd w dziedzinie ultrafioletowej. Istotny postęp datuje się tu jednak dopiero od roku 1968, kiedy to rozpoczęto obserwacje ze sztucznych satelitów.

1. ABSORPCJA W ATMOSFERZE ZIEMSKIEJ

Otaczająca Ziemię atmosfera absorbuje selektywnie nadchodzące do nas z kosmosu pro­ mieniowanie elektromagnetyczne. Zagadnienie to zilustrowane jest ogólnie na rys. 1 '

(G i a c c o n i i in. 1968). Absorpcję w ultrafioletowej części widma przedstawia odrębny rys. 2 ( W i l s o n , B o k s e n b e r g 1969).

Promieniowanie ultrafioletowe o falach dłuższych niż 3000 A przechodzi przez atmosferę ziemską prawie nieabsorbowane (promieniowanie to podlega oczywiście silnemu rozpraszaniu rayleighowskiemu — zjawisko to nie jest jednak absorpcją, jest to nieselektywna ekstynkcja, stanowiąca z fizycznego punktu widzenia inny zupełnie problem). Ta część bliskiego ultra­ fioletu badana b y ła z powierzchni Ziemi już od dawna.

Jak zaznaczono na rys. 2, pozostała część bliskiego ultrafioletu, 3 0 0 0 -2 0 0 0 A, absorbo­ wana jest przez ozon. Maksimum koncentracji ozonu (zmienne zależnie od czasu i miejsca) przypada średnio na wysokości ok. 23 km ( F r a n k e 1969). Warstwa absorbująca znajduje się zatem względnie blisko powierzchni Ziemi i obserwacje w tym zakresie długości fal można wykonywać nawet z balonów.

Promieniowanie z zakresu poniżej 2000 A (daleki i skrajny ultrafiolet) absorbowane jest przez molekularny i atom owy tlen oraz azot. Te składniki atm osfery sięgają do znacznie większych wysokości. Koncentracja ich jest dostatecznie duża jeszcze na wysokościach rzędu stu kilkudziesięciu kilom etrów (rys. 2). Obserwacje w tym zakresie długości fal można pro­ wadzić jedynie za pomocą instrum entów umieszczanych na rakietach i sztucznych satelitach.

Ilustracją absorpcji w atmosferze ziemskiej mogą być dane przedstawione na rys. 3. Za­ mieszczone są tam - uzyskane tą samą aparaturą „Orion-2” — dwie rejestracje gwiazdy typu AO: jedna z powierzchni Ziemi, druga z przestrzeni kosmicznej ( G u r z a d i a r i 1975a).

*Wyniki tych obserwacji omawiane by ły na łam ach „Postępów Astronomii” ( G r z ę d z i e l s k i 1963, J a r z ę b o w s k i 1965).

* f * K - ° W * H f * W"® k t* /o -7 Kf6 -O '5 W * /O'3 W * i ;o w * icP w 5 101® t ł K 7 10• /(7s TO3 W* 10 1 f 1 (0 1 HJ2 103 104 - P R O M . O A M M A I V? 10 10 I 10 - PODCZERWIEŃ W ID ZIALN E <4— F A L E R A D I O W E M IK R O F A L E -*

Rys. 1. Absorpcja promieniowania elektromagnetycznego w atmosferze ziemskiej. Krzywe podają wysokość, do jakiej dociera z kosmosu od­ powiednio 1/2, 1/10 i 1/100 promieniowania o danej długości fali. Na osi rzędnych ciśnienie w ułam kach atmosfery i odpowiadająca jemu wysokość

w kilometrach. Na osi odciętych długość fali w różnych jednostkach („eV” oznacza elektronowolty = 1,24 • 10- 4 * *)

oo A st ro fi zy k a ob se rw a cy jn a w u ltr a fio le c ie

SKRAJNY ULTRAFI0LET| DALEKI U L T R A F IO L E T |

B L I S K I

U L T R A F I O L E T

j_______ I___

200

600 -

1000

KOO

1800

2200

2600

3000

3400

DŁUGOŚĆ FALI (A N G S T R E M Y )

Rys. 2. Absorpcja promieniowania ultrafioletowego w atmosferze ziemskiej. Krzywa określa wysokość, na jakiej padające promieniowanie zostaje zredukowane do e~ (= 0,37) wartości początkowej. Podane są składniki atmosfery, absorbujące najsilniej w danym zakresie długości fal

I

T. J a rz ę b o w sk i

Astrofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie

89

WIDMO GWIAZDY TYPU AO

DŁUGOŚĆ FA LI (A)

Rys. 3. Widmo gwiazdy typu AO, uzyskane aparaturą „ O rio n -2” z powierzchni Ziemi, a następnie z pokładu statku kosmicznego „ S o ju z -1 3 ” . Spadek do zera obu krzywych w rejonie 50 0 0 X jest efektem

instrumentalnym

2. ABSORPCJA W OŚRODKU MĘDZYGWIAZDOWYM

G łów nym składnikiem gazu mię dzygwiazdowego j e s t wodór, którego atom y absorbują kwanty promieniowania o długości fali poniżaj 912 A (granica serii Lymana). Jest to foto- jonizacja z poziom u podstawowego. Efektyw ność tego procesu maleje wraz ze wzrostem energii padających kwantów; jako granicę skuteczności mechanizmu można tu przyjąć długość fali rzędu 100 A.

Koncentracja neutralnego w odoru w ośrodku m iędzy gwiazdowym została wyznaczona sto­ sunkowo najdokładniej przez radioastronom ów w oparciu o obserwacje linii 21 cm. Otrzymuje się tu dość łatw y do zapam iętania wynik: średnio jeden atom w odoru na jeden centym etr sześcienny ośrodka mię dzygwiazdowego ( K e r r 1968). Biorąc- pod uwagę dzielące nas od gwiazd odległości, nietrudno obliczyć, że emitowane przez gwiazdy kw anty promieniowania z zakresu 9 1 2 - 1 0 0 A zostaną „zużyte” na jonizację atom ów wodoru.

Wniosek stąd oczywisty: ośrodek m iędzy gwiazdo wy jest nieprzeźroczysty dla promienio­ wania elektromagnetycznego z zakresu 9 1 2 -1 0 0 A, tj. dla promieniowania, które określamy mianem skrajnego ultrafioletu.

To ostatnie zdanie nie dotyczy, oczywiście, naszego uk ład u słonecznego, gdzie absorpcja przez m iędzyplanetarny wodór jest nieznaczna z uwagi na m ałe rozmiary układ u słonecznego. Na przykład promieniowanie Słońca obserwujemy w całym zakresie ultrafioletu. OdcineK widma Słońca - od 300 do 1400 X - ilustruje rys. 4.

Z L IC Z E N IA /0 ,0 8 s (s ka la logarytmiczna)

Rys. 4. Fragment widma Słońca z rejonu dalekiego i skrajnego ultrafioletu ( G o l d b e r g 1969). W tym zakresie długości fal w widmie Słońca występują już tylko linie emisyjne (przejście z absorpcji w emisję następuje w rejonie ok. 1800 X). Widmo Słońca w ultrafiolecie omawiane już by ło

na łam ach „Postępów Astronomii” ( J a r z ę b o w s k i 1964) a s - m ^ xx<o x 5? > S n m > z ~ z z , (90 N - ł O _{< <} o : u j u j X in<M aa o toc**-H S O U j <►-DŁUGOŚĆ FALI (A N G S T R E M Y ) tO in (£> N U) *■“ o *"• S3 en —1 _{o : 2} *— UJ _{o UJ} 2 O Q M UJ UJ- O K - J £ £ * ►-s e r i a l y m a n ą'-;. T. J a rz ę b o w sk i

A strofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 91

Pewną rezerwę trzeba również zachować w odniesieniu do najbliższych gwiazd. Ostatnie badania rakietowe linii Lyman alfa wodoru wskazują, że w ośrodku m iędzy Słońcem a nie­ którym i najbliższymi gwiazdami gęstość wodoru jest znacznie niższa — rzędu 0,01 atom u na centym etr sześcienny ( B o h l i n 1975; M a r g o n , B o w y e r 1975). W ytłumaczenia tak znacznej różnicy można by szukać w tym , iż gaz międzygwiazdowy koncentruje się w obłokach, a Słońce m ogłoby znajdować się m iędzy obłokam i. Nie jest zatem wykluczone, że z tego zdaw ałoby się niedostępnego zakresu — 912 do 100 A — pewien procent pro­ mieniowania emitowanego przez bliższe gwiazdy jednak do nas dociera ( L a m p t o n i in. 1976).

Dodajmy tu jeszcze, że dla całego pozostałego zakresu widma elektromagnetycznego — z wyjątkiem bardzo długich fal radiowych - gaz międzygwiazdowy jest przeźroczysty.

3. EKSTYNKCJA MIĘDZYGWIAZDOWA

Ekstynkcja międzygwiazdowa w yw ołana jest przez ziarna py łu . W dziedzinie widzialnej zja­ wisko to znane jest już od 45 lat ( T r u m p l e r 1930). W spółczynnik ekstynkcji, jak wiemy, wzrasta dla fal krótszych. Zachodzi tu w przybliżeniu proporcjonalność do odwrotności d łu ­ gości fali. Stąd następstw em ekstynkcji jest zjawisko poczerwienienia międzygwiazdowego.

--- MA)

V\

( j j m * 1 )

Rys. 5. Zależność w spółczynnika ekstynkcji od długości fali, otrzymana z obserwacji gwiazdy a Scorpii. Nadwyżka barwy (color excess) tej gwiazdy, E(B - V) = 0,40. Punkty przedstawiają wyniki uzyskane z przestrzeni kosmicznej, linia przerywana - obserwacje naziemne. Drugie maksimum ok. X 1215 A jest wy­ nikiem niedokładności pomiarów w rejonie linii Lyman alla i nie ma związku z ekstynkcją międzygwiazdową

Jednym z pierwszych tem atów „w ziętych na warsztat” po rozpoczęciu badań w ultrafiolecie b y ło zbadanie ekstynkcji międzygwiazdowej w tym zakresie widma. Metoda pomiaru jest prosta. Należy znaleźć dwie gwiazdy o identycznym typie widmowym i tej samej klasie jasności, a różniące się wskaźnikiem 'barwy. (Będzje to oznaczało, że promieniowanie jednej z tych gwiazd jest bardziej poczerwienione, a zatem podlega silniejszej ekstynkcji). Z porów­ nania obserwowanych m onochrom atycznych strumieni promieniowania otrzym am y wartość w spółczynnika ekstynkcji w danej długości fali.

Prowadzone w ciągu ostatnich kilku lat badania w ultrafiolecie w ykazały, że zależność w spółczynnika ekstynkcji od długości fali przebiega w tym rejonie widma dość osobliwie i nie występuje tu już wspomniana proporcjonalność do 1/X. Najbardziej charakterystyczną cechą jest ostre maksimum pojawiające się ok. X2175 A, a następnie dość szerokie minimum w za­

kresie 1800—1350 A.

Przebieg zmian współczynnika ekstynkcji, uzyskany z obserwacji gwiazdy o Scorpii, podany jest na rys. 5 ( B l e s s , S a v a g e 1972).

— MAI

10000 5000

3330 2500

2000

1670

U25

1250

1100

1000

R^s. 6. Przebieg zm ian w sp ó łczy n n ik a ekstynkcji m iędzygw iazdow ej w zakresie od podczerw ieni d o da­ lekiego u ltrafio letu . Linia gruba ciągła przedstaw ia uśrednione dane, uzyskane z obserw acji 14 gwiazd

Astrofizyka obserwacyjna

w

ultrafiolecie

₉₃

Na rys. 6 przedstawiony jest przebieg przeciętnej krzywej współczynnika ekstynkcji (średnia, otrzym ana z obserwacji wielu gwiazd). Dla trzech przypadków, gdzie pomiary dość wyraźnie odbiegają od tej średniej, narysowano oddzielne krzywe. Odstępstwa od przeciętnych wartości współczynnika ekstynkcji wynikają niewątpliwie z niejednorodności składu che­ micznego ośrodka międzygwiazdowego. Znane są nawet przypadki, dla których ów charakte­ rystyczny „garb” nie występuje zupełnie.

2940

2380

2000

1720

X(A)

Uf —»

o

CL

OC.

O V) CD < < >-isl O — 1

o

cc ić UJ N CU CL Y \ ( » ™~ ] )

Rys. 7. Absorpcja w ultrafiolecie przez ziarna grafitu. Maksimum absorpcji przesuwa się w zależności od kształtu ziaren. Na rysunku podane są krzywe absorpcji dla dwóch skrajnych przypadków oraz położenie

obserwowanego maksimum dla O Sco (G i 1 r a 1972) O

Maksimum na krzywej ekstynkcji w rejonie X 2175 A b y ło przedm iotem intensywnych badań, zarówno obserwacyjnych jak i teoretycznych ( B l e s s , S a v a g e 1970); G i 1 r a 1972; S a v a g e 1975). Dotychczasowe wyniki wskazują, że najbardziej prawdopodobnym czynnikiem, odpowiedzialnym za tak znaczny wzrost ekstynkcji w tym rejonie, m ogłoby być ziarna grafitu. Z obliczeń wynika, że położenie teoretycznego maksimum ekstynkcji zależy od kształtu ziaren. Przy odpowiednio dobranym sferoidalnym kształcie ziaren grafitu maksimum ekstynkcji przypadałoby w rejonie X 2175 A — zgodnie z danym i obserwacyjnymi (rys. 7).

4. DRUGIE ORBITUJĄCE OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNE, OAO-2

Przełom ową datą w historii rozwoju astronomii ultrafioletowej b y ł 7 grudnia 1968 r. W dniu tym w ystartow ał satelita, na pokładzie którego znajduje się 11 teleskopów do

obser-Rys. 8. Drugie orbitujące obserwatorium astronomiczne, O A O -2 (Orbiting Astronomical Observatory-2). W prawej części widoczne 7 teleskopów Uniwersytetu Stanu Wisconsin. W przeciwnym kierunku celują 4

teleskopy Obserwatorium Fundacji Smithsona

wacji promieniowania ultrafioletowego gwiazd. Obiega on Ziemię na wysokości ok. 800 km, po orbicie prawie kołowej, nachylonej do równika pod kątem 35°.

Spośród wymienionych jedenastu teleskopów, siedem należy do Uniwersytetu Stanu Wisconsin, cztery do Obserwatorium Fundacji Smithsona. Są to dwa odrębne zestawy, umie­ szczone w przeciwstawnych częściach satelity i celujące w przeciwnych kierunkach (rys. 8).

Omówimy najpierw pierwszy z wymienionych zestawów.

Aparatura Uniwersytetu Stanu Wisconsin. Zestaw składa się z siedmiu teleskopów ( C o d e i in. 1969, 1970). Największym instrumentem jest reflektor o średnicy zwierciadła 40 cm. Umieszczony jest on centralnie względem sześciu pozostałych teleskopów — jak to widać na rys. 8. Służy do wykonywania obserwacji fotometrycznych w czterech rejonach ultrafioletu, których efektywne długości fali wynoszą odpowiednio: 2130, 2560, 2970 i 3330 X. Zakresy te, o szerokości rzędu 400 A, wydzielane są za pomocą filtrów interferencyjnych. Od­ biornikiem promieniowania jest fotopowielacz EMi 6256B o katodzie antymonowo-cezowej (por. rys. 12). Z uwagi na szerokie pole widzenia, 10-30’’, teleskop ten nazywany jest tele­ skopem nebularnym.

A strofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 95

5

?

469

UJ —i o < £ O' UJ U)

co

o

Rys. 9. Gwiazda zmienna ma­ gnetyczna a 2 Canum Venatico- rum ;okreszm ienności5,5 dnia. Zestawienie zmian blasku, ob­ serwowanych w dziedzinie wi­ dzialnej (P y p e r 1969) i w ultrafiolecie (M o 1 n a r 1973). Zwróćmy uwagę na za­ nik zmian w rejonie ok. X 3000 A i przeciwność faz zmienności dla fal odpowiednio

dłuższych i krótszych

nieosiowo lustrami o średnicach 20 cm. Każdy z nich pozwala wykonywać obserwacje foto- .elektryczne w trzech zajuesach (wydzielanych filtrami interferencyjnymi). Łącznie można więc tu realizować ultrafioletową fotom etrię w 12 barwach. Efektywne długości fali wynoszą odpo­ wiednio: 1330, 1430, 1550, 1680, 1910. 2 0 3 0 ,2 3 9 0 ,2 4 6 0 ,2 9 4 0 , 2980, 3320 i 4150 A. Tele­ skopy te, z uwagi na mniejsze pole widzenia (2 -1 0 ) nazywane są teleskopami gwiazdowymi. Przy­ kładem wielobarwnych obserwacji, wykonanych tym i teleskopami, mogą być zamieszczone na rys. 9 dziewięciobarwne obserwacje gwiazdy zmiennej magnetycznej a 2 Canum Venaticorum.

Ostatnie dwa instrum enty są spektrom etram i (na rys. 8 widać je w postaci prostokątów ). Jeden z nich pozwala uzyskiwać widma gwiazd w zakresie 1050—2000 A, drugi — w zakresie 1 8 0 0 -3 6 0 0 A. Są to instrum enty z siatkami obiektywowym i (objective grating instruments). Promieniowanie pada na płaską siatkę dyfrakcyjną o wymiarach 1 5 x 2 0 cm, następnie na zwierciadło paraboliczne, po czym skupiane jest na szczelinie. Szerokość jej może wynosić 10 albo 100 A dla pierwszego spektrom etru i 20 lub 200 A dla drugiego spektrom etru. Rejestracja kolejnych części widma (skanowanie) odbywa się w następstwie skręcania siatki dyfrakcyjnej dziesięcioangstremowymi skokami.

Opisanymi tu spektrom etram i wykonywano w szczególności pomiary ekstynkcji między- gwiazdowej w ultrafiolecie. Dane przedstawione na rys. 5 i 6 uzyskane zostały tą właśnie aparaturą.

Teleskopy Obserwatorium Fundacji Smithsona. Znajdujące się na OAO-2 cztery pozostałe teleskopy określone zostały mianem „Eksperym ent Celeskop” . Celem tego eksperym entu jest pomiar jasności kilku tysięcy gwiazd, innymi słow y - uzyskanie mapy nieba w czterech zakresach ultrafioletu ( W a t t s 1968).

Są to teleskopy typu Schwarzschilda. Wszystkie cztery są identyczne, celują w jednym kie­ runku i wykonują jednoczesne obserwacje tego samego rejonu nieba. Pierwszy rejestruje obrazy nieba wzakresie 1 0 5 0 -2 1 5 0

X,

a drugi w zakresie 1 3 5 0 -2 1 5 0 A, trzeci od 1550 do 3200 A, czw arty - od 2100 do 3200 A. Obrazy te ogniskowane są na uczuloną na ultrafiolet po­ wierzchnię kamery telewizyjnej, zwanej „Uvicon” i przekazywane następnie na Ziemię.

5. TRZECIE ORBITUJĄCE OBSERWATORIUM ASTRONOMICZNE, „KOPERNIK”

Satelita ten w ystartow ał w dniu 21 sierpnia 1972 r. Nazwany został imieniem Kopernika dla uczczenia 500-lecia urodzin naszego wielkiego astronoma. Obiega Ziemię w okresie 99,7 min. po orbicie nachylonej do równika (podobnie jak OAO-2) pod kątem 35°. Odległość w apogeum 751 km , w perigeum - 739 km.

Na pokładzie satelity znajdują się trzy m ałe teleskopy rentgenowskie, będące własnością Uniwersytetu Londyńskiego. Jednakże głów nym instrum entem , dla którego przeznaczone jest 90% czasu pracy satelity, jest teleskop do badań spektralnych w ultrafiolecie, zrealizowany przez zespół z Uniwersytetu w Princeton (USA). Teleskop ten, o średnicy zwierciadła 80 cm, jest największym z dotychczasowych instrum entów astronomicznych, umieszczanych na sztucznych satelitach ( R o g e r s o n 1963; W a t t s 1972b; R o g e r s o n i in. 1973).

Schemat teleskopu przedstawiony jest na tys. 10. J e s t to w zasadzie teleskop typu Cassegraina, ale bez otw oru w zw ierciadj; głów nym . Urządzenia spektrom etru znajdują się' wewnątrz teleskopu, przed lustrem głów i.ym , w związku z czym zasłaniają 42% padającego promieniowania.

Astrofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 97

SIATKA DYFRAKCYJNA

Rys. 10. Orbitujące obserwatorium astronomiczne „K opernik” (O A O -3). Schemat 80-cm teleskopu (spektrom etru) do badań w ultrafiolecie

Rys. 11. Zwierciadła teleskopu na satelicie „Koperilik” pokryte są aluminium, zabezpieczonym warstewką fluorku litu o grubości 130 A. Krzywa na rysunku przedstawia zależność w spółczynnika odbicia od długości fali (dla promieniowania padającego prostopadle do powierzchni zwierciadła). Druga krzywa odnosi się do przypadku zabezpieczenia powierzchni aluminiowej 250-angstremową warstwą fluorku magnezu. Podano też przebieg współczynnika odbicia dla zwierciadła pokrytego warstwą czystego aluminium, gdy od mom entu

W Y D A J N O Ś Ć -DŁUGOŚĆ FALI ( A )

Rys. 12. W ydajność kw antow a k atody brom ow o-potasow ej ( K -B r) i antym onow o-cezow cj (C s -S b ); k atody takie w ystępują w fotopow ielaczach na satelicie „K o p ern ik ” ( W i l s o n , B o k s e n b e r g 1969;

D u n k ę 1 m a n i in. 1963)

DŁUGOŚĆ FALI ( A )

Rys. 13. S p ek tro m etr na „ K o p ern ik u ". W ydajność a paratury w zależności od d ługości lali rejestrow anego prom ieniow ania. Liczby na osi rzęd n y ch wskazują, jaki procent padających fo to n ó w w y w o łu je obserw ow ane

A s tr o fiz y k a obserw acyjna w ultrafiolecie 99

80-cm zw ierciadło głów n e nie jest wykonane z litej b ryły szklanej; jest ono stopem kilkuset pustych wewnątrz segm entów, dzięki czem u jest stosunkowo lekkie waży tylko 43 kg. Powierzchnia lustra pokryta jest aluminium.

Dla fal d łu ższy c h niż 900 A w sp ó łczy n n ik odbicia alum inium je s t stosunkow o w ysoki. Świeże alum inium m usi b y ć jed n ak n atychm iast zabezpieczone odpow iednią warstw ą ochronną. W „K o­ p ern ik u ” poalum inizow ane pow ierzchnie zw ierciadła głów nego i pom ocniczego p o k ry te z o stały w arstew ką fluorku litu. W spółczynnik odbicia tego ty p u zw ierciadła przedstaw iony j e s tn a rys. 11. Jak w idać, dla fal d łu ższy ch od 1000 A w sp ó łc zy n n ik odbicia je s t rzędu 70%, natom iast dla fal krótszych od 1000 A w sp ó łc zy n n ik ten szybko maleje.

O d ległość ogniskowa zwierciadła głów n ego w ynosi 27 0 cm; efektyw na ogniskowa w u k ła­ dzie Cassegraina — 1589 cm. Spektrometr typu Paschena-Rungego posiada w k lęsłą siatkę dy­ frakcyjną o 2400 rysach/mm. Widmo ogniskuje się w od ległości 1 m od siatki, w zd łu ż tzw. łuku Rowlanda. Dyspersja w pierwszym rzędzie w ynosi 4 ,2 A /m m .

Prom ianiow anie rejestrow ane je s t za p o m o cą czterech fotopow ielaczy typu EMK. Dwa z nich, o sym bolu FU V , rejestrują w idm o (drugiego rzęd u ) w zakresie od 1000 do 1500 X. Dwa n astęp n e, o sym bolu N 0 9 , rejestrują w idm o pierw szego rzęd u w zakresie 1 6 0 0 - 3 2 0 0 A. F o topow ielacze FU V mają k ato d y brom ow o-potasow e, w N 0 9 są k ato d y antym onow o-cezow e. C z u ło ść spektralna (w y­ d a jn o ś ć ' kw antow a) tych katod przedstaw iona jest na rys. 12.

Fotopow ielacze rejestrujące promieniowanie z zakresu 1 0 0 0 -1 5 0 0 A oznaczone są sym bolem „U” , dwa następne - rejestrujące zakres od 1600 do 3 2 0 0 A - symbolem „V ” . Umieszczone, są one parami na dwóch poruszających się w zd łu ż widma karetkach. Na karetce pierwszej znajduje się jeden fotopow ielacz „U ” i jeden „V ” , podobnie jest na drugiej

ANGSTREMY ANGSTREMY

Rys. 14. S p e k tro m e tr na satelicie „ K o p ern ik ” . A paratura U l. W ycinki zarejestrow anych w idm dwóch gwiazd z ostrym i liniam i m iędzygw iazdow ym i argonu i w ęgla. Z w róćm y uwagę na’ niezw ykle wysoką zd o ln o ść rozdzielczą. ’K olejne p u n k ty zapisu odpow iadają przesunięciu k aretk i o 0 ,0 2 A. Każdy p u n k t reprezentuje zliczenia kum ulow ane w ciągu 14 sek. (zapis przedstaw ionych w ycinków widm a trw a w ięc po

ok. 6 m in.)

karetce. Stąd pochodzą symbole „ U l” , „V I” i„ U 2 ” , „V2” ; użyte są one na rys. 13, przedsta­

wiającym wydajność spektrometru w zależności od długości fali.

Spektrometr na ,<Koperniku” pozwala na uzyskiwanie widm z bardzo wysoką zdolnością

rozdzielczą. Przed fotopowielaczami Ul i VI umieszczone są szczeliny szerokości 0,024 mm,

przed U2 i V2 — 0,096 mm. Biorąc pod uwagę dyspersję, łatwo obliczymy, że np. na po­

wierzchnię katody fotopowielacza Ul pada wycinek widma wynoszący zaledwie 0,05

X.

Przykłady rejestracji (skanowania) widm gwiazd tą aparaturą przedstawione s4 na rys. 14.

Kończąc omawianie aparatury na „Koperniku” , dodajmy jeszcze, że czujniki na tym satelicie

pozwalają na utrzymanie teleskopu w kierunku obserwowanej gwiazdy z dokładnością do

0,02 . Jest to rekord na razie nie prześcigniony; w przypadku OAO-2 dokładność ta była

rzędu 1 .

6. MOLEKULARNY WODÓR W PRZESTRZENI

MIĘDZYGWIAZDOWEJ

Zakres czułości aparatury Ul i U2 na „Koperniku” dobrany został specjalnie dla stworzenia

możliwości obserwacji linii międzygwiazdowych molekuł wodoru.

W niskich temperaturach molekularny wodór może być stabilną formą występowania tego

pierwiastka. Warunki fizyczne, panujące w przestrzeni międzygwiazdowej, wskazują na

możliwość znacznej obfitości wodoru w tej postaci ( F i e l d i in. 1966; V a r s a v s k y

1966; C a r r u t h e r s 1970a). Wykrycie molekularnego wodoru stało się jednak możliwe

dopiero wraz z rozwojem badań rakietowych i satelitarnych, gdyż linie widma elektronowego

molekuły wodoru przypadają daleko w ultrafiolecie*.

Najsilniejszymi liniami powinny być linie przejść rezonansowych- dwóch serii: Wernera

i Lymana. Linie serii Wernera przypadają w zakresie 1008-800 A. Długości fali linii serii

Lymana molekularnego wodoru wynoszą kolejno: 1108, 1092, 1077, 1063, 1049, 1037, 1024,

1013, 1002,991, 981, 972,... A; granica serii przypada przy 850

X.

,

Linie serii Lymana międzygwiazdowych molekuł wodoru zostały po raz pierwszy odkryte

w roku 1970 ( C a r r u t h e r s 1970b). Aparatura na rakiecie typu „Aerobee 150” zare­

jestrowała osiem linii tej serii, od 1108 do 1013 X, w widmie silnie poczerwienionej —

E(B - V) = 0,33 - gwiazdy % Persei.

Na rys. 15 przedstawione są wyniki obserwacji tej samej gwiazdy, otrzymane aparaturą U2

satelity „Kopernik” ( S p i t z e r i in. 1973). Mamy tam 12-angstremowy odcinek widma

gwiazdy, pośrodku którego przypada linia rezonansowa serii Lymana molekularnego wodoru

1092 A. Jak widzimy, obserwowany profil linii zgadza się dobrze z danymi teoretycznymi.

Autorzy omawianej tu pracy otrzymali za pośrednictwem spektrometru na „Koperniku”

rejestracje widm ponad 20 gwiazd z zakresu, w którym powinny występować linie mole­

kularnego wodoru. Obecność tych linii stwierdzono w 10 przypadkach. Zgodnie z tym, czego

należało oczekiwać, były to gwiazdy o najsilniejszym poczerwienieniu, dla których

E(B - (/)>0,10. U gwiazd nieznacznie poczerwienionych linii międzygwiazdowych mole­

kularnego wodoru nie zaobserwowano.

•M olekuły wodoru emitują również promieniowanie w podczerw ieni Są to pasma rotacyjne i oscyla- cyjno-rotacyjne; główne linie ok. 28 ym i 2,4 (jm. Linie te są bardzo słabe, niemniej odkrycie ich w dosta­ tecznie gęstych obłokach materii międzygwiazdowej leży w granicach dzisiejszych możliwości technicznych ( B u s s o l e t t i , S t a s i ń s k a 1975).

A strofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 101

DŁUGOŚĆ FALI

(A)

Rys. 15. Wycinek widma gwiazdy £ Persci, zarejestowany spektrometrem na „Koperniku” . Punkty przedstawiają dane obserwacyjne. Krzyżyki i kółka określają teoretyczne profile R(0) i R (l) dwóch skła­ dowych linii rezonansowej 1092 A m olekuły wodoru. Zaznaczono również pozycje kilku innych linii

molekuły H j, wyraźnie obserwowanych na tym odcinku widma

‘ O

Rozszczepienie przedstawionej na ilustracji linii 1092 A serii Lymana wynika z taktu, że m olekuły H

2

powinny w ystępować w przestrzeni między gwiazdowej głównie w dwóch najniższych poziomach rota­ cyjnych, dla których kwantowa liczba rotacji wynosi J = 0 („parawodór” ) lu b y = 1 („ortow odór” ). Litery P i R odpowiadają dwom możliwym gałęziom przy przejściach oscylacyjno-rotacyjnych w molekule dwu- atomowej. Przejścia, przy których kwantowa liczba rotacji J zmniejsza się o 1, tworzą gałąź P. Przejścia, przy których J zwiększa się o 1, tworzą grupę składowych zwaną gałęzią R. (Bliższe dane znaleźć można np. w

podręczniku K ę c k i 1972)

W oparciu o uzyskane szerokości równoważne linii można obliczyć ilość molekuł H2 na trasie gwiazda-obserwator. Ponieważ koncentracja wodoru atomowego znana już była wcześniej, można b yło obliczyć, jaki procent gazu wodorowego znajduje się pod postacią molekuł, jaki pod postacią atomów. Otóż dla obserwowanych dziesięciu przypadków obliczone wartości stosunku ilości molekuł do ilości atomów wynosiły odpowiednio: 0,67; 0,59; 0,46; 0,37; 0,30; 0,24; 0,21; 0,13; 0,11; 0,08. Średnia dla tej próbki wynosi 0,32. W badanych obszarach przeciętnie dwie trzecie gazu wodorowego występowałoby zatem w postaci ato­ mowej, jedna trzecia w postaci molekularnej.

7. EUROPEJSKI SATEUTA TD-1A

Realizatorem tego eksperymentu jest ESRO (European Space Research Organization); uczestniczy w nim siedem państw zachodnioeuropejskich. Start satelity nastąpił w dniu 12

marca 1972 r. z poligonu NASA (National Aeronautics and Space Adm inistration) w Western Test Range w Kalifornii. Półtonow ego satelitę wzniosła na orbitę rakieta typu Thor-Delta.

Satelita obiega Ziemię po orbicie prawie kołow ej na wysokości 550 km w okresie 95,5 min. Kąt nachylenia płaszczyzny orbity do płaszczyzny równika ziemskiego wynosi 97,5° (nachy­ lenie przekraczające 9 0 ° oznacza ruch wsteczny). Płaszczyzna orbity satelity wykonuje ruch precesyjny o 360° w ciągu roku, czyli ok. 4 na każdy obieg satelity w okół Ziemi.

Odmiennie niż OAO-2 i OAO-3 (które to satelity m ogły być orientowane w dowolnym kierunku), pozycja TD -lA jest ustalona według trzech osi. Jedna z osi skierowana jest stale, z dokładnością do kilku sekund, na środek tarczy Słońca. Druga oś, prostopadła do linii Ziemia-Słońce, skierowana jest stale ku środkowi Ziemi; oś ta wykonuje zatem obrót o kąt pełny w okresie 95,5 min.

Na pokładzie satelity znajduje się siedem różnych instrum entów ( W a t t s 1972a). Są to: 1) spektrom etr gwiazdowy do obserwacji w ultrafiolecie - S59,

2) teleskop do badań spektralnych w ultrafiolecie — S2/68,

3) aparatura do obserwacji galaktycznych źró d eł promieniowania rentgenowskiego,

4) aparatura do obserwacji promieniowania rentgenowskiego Słońca (instrum ent ten i następny mogą pracować perm anentnie, gdyż jedna z osi satelity -skierowana jest stale ku Słońcu),

5) detektor promieniowania gamma Słońca,

6) detektor pozasłonecznych źró d eł promieniowania gamma, 7) aparatura do badania promieniowania kosmicznego. Omówimy pierwsze dwa z wymienionych instrum entów.

S59. Jest to eksperym ent holenderski, zrealizowany przez zespół z Instytutu A strono­ micznego w Utrechcie (D e J a g e r i in. 1974; K a m p e r m a n i in. 1973). Lustro główne teleskopu ma średnicę 26 cm. Aparatura skonstruowana jest tak, aby można b y ło uzyskiwać widma gwiazd w trzech wybranych zakresach, każdy o długości 100 A. Są to zakresy: 2060 2160 X, 2 4 9 5 -2 5 9 5 A i 2 7 7 5 -2 8 7 5 A (ten ostatni zakres wybrano głównie z uwagi na rezonansowy dublet zjonizowanego magnezu — 2795,52

A

i 2802,70 A). Zdolność rozdzielcza tego spektrom etru wynosi 1,7

A;

ustępuje zatem znacznie aparaturze na Koperniku.

S2/68. Jest to eksperym ent belgijsko-brytyjski ( B o k s e n b e r g i in. 1973). .Teleskop o średnicy zwierciadła 27,5 cm ustawiony jest na satelicie w zdłuż osi prostopadłej do osi Ziemia-Słońce i skierowany stale w kierunku przeciwnym do' kierunku na środek Ziemi. Oś optyczna teleskopu opisuje zatem okręgi prostopadłe do płaszczyzny ekliptyki. Po upływ ie sześciu miesięcy teleskop dokonuje przeglądu całego nieba.

G łów nym celem tego eksperym entu jest badanie rozkładu energii w widmach gwiazd. Pro­ mieniowanie rozszczepiane jest przez ustawioną nieosiowo płaską siatkę dyfrakcyjną i reje­ strowane za pomocą trzech fotopowielaczy. D ługość rejestrowanego jednocześnie wycinka widma wynosi 40

A.

W całym badanym zakresie, 1350—2550

A,

aparatura rejestruje natężenie 60 razy. Uzyskuje się zatem 60 punktów na krzywej rozkładu promieniowania obserwowanej gwiazdy.

Niezależnie od rejestracji widma we wspomnianym zakresie 1350—2550

A,

aparatura S2/68 wyposażona jest w fotom etr mierzący natężenie promieniowania w szerszym paśmie, którego

środek przypada w rejonie 2750

A.

Wyniki wszystkich pomiarów otrzym ywane są

A str o fiz y k a obserw acyjna tv ultrafiolecie 103

8. ROZKŁAD ENERGII W WIDMACH GWIAZD

Na rys. 16 przedstawiony jest - uzyskany na satelicie TD-1A za pomocą teleskopu S 2 /6 8 - rozkład energii w widmach czterech gwiazd ( H u m p h r i e s i in. 1975). Są to gwiazdy

---,--- ,---1---

,---1---20

-<N 'E U Ol a> oo 'O 1 O 2 UJ O cc a . UJ 2 3 O' h -U) 15 o 10

i — i— i— i— |— i— r

+ ♦ • HD 149438 8 0 V ( t S c o ) ♦ HD 36512 BO V U O r i ) o HD 75821 BO III « HD 37128 BO I a ( ć O r i ) • + • o o * * o o * * °

~

00 V

-.

°°oo0o o V + ^

° ° <b° * ° *

o ° 2 V £ *

...

DŁUGOŚĆ f a l i ( A ) _L J____L _L J___ L J___ L _L J___ L JL 1500 2000 2500

Rys. 16. S atelita T D - 1 A , teleskop S 2/68. O bserw ow any ro z k ła d energii w w id m ach czterech gwiazd w zakresie 1 3 5 0 - 2 5 5 0

X

oraz w dłu g o ści fali 2750

A.

Na rysu n k u po d an o znorm alizow ane w artości stru ­ m ienia, przyjm ując dla w szystkich czterech gwiazd w artość zerow ą przy d ługości fali 5 5 0 0 X. D ane obser­

w acyjne popraw ione o w p ły w ekstynkcji m iędzy gwiazdowej

W szystkie cztery gwiazdy są typu w idm ow ego BO, ale o ró żn y ch klasach jasności: dwie ciągu głów nego (V ), jed en olbrzym (III) i jed en jasny n adolbrzym (la). Z w róćm y uwagę na w y stępującą w dalekim u ltra ­

ty p u w idm ow ego BO, w tym dwie ciągu głów nego (t Sc o i u O ri), je d en o lbrzym i jed en nad-

olbrzym ( £ Ori). Spojrzenie na przedstaw ione na tym rysunku dane obserw acyjne w skazuje na bardzo ważki wniosek: w k rótkofalow ej części u ltra fio letu nadolbrzym y em itują mniej energii niż gwiazdy ciągu g łów nego. S tosunek strum ieni prom ieniow ania w rejonie długości, fali 1400 X je st rzędu jednej wielkości gwiazdow ej. Ten now y fakt obserw acyjny w skazuje na ko­ nieczność rewizji te o re ty c z n y c h m odeli gwiazd w czesnych ty p ó w w idm ow ych. W szczególności w ynika stąd, że przy ty m sam ym typie w idm ow ym n adolbrzym om n ależ ało b y przypisyw ać niższą te m p e ra tu rę niż gw iazdom ciągu głów nego. Na p rz y k ła d przedstaw ionem u na rys. 16 nadolbrzym ow i e Ori przypisuje się te m p e ra tu rę 18 0 0 0 ° , a gw ieździe ciągu g łó w n eg o v Ori - 24 0 0 0 ° , jakk o lw iek obydw ie są ty p u w idm ow ego BO. (R ó żn e te m p eratu ry zależne od klas jasności, p rzy p isy w a ło się doty ch czas ty lk o dla gw iazd o ty p ach w idm ow ych późniejszych niż F).

O m aw iane tu dane obserw acyjne stw o rz y ły podstaw y do udzielenia odpow iedzi na aktualny w swoim czasie p roblem „d e ficy tu w u ltrafiolecie” . Sprawa om aw iana b y ła przed dziesięciom a laty na ła m ac h „P o stę p ó w A stro n o m ii” ( J a r z ę b o w s k i 1965). Isto ta problem u tk w iła w tym , że w dalekim ultrafiolecie obserw ow ane w artości strum ieni prom ieniow ania b y ły mniejsze od w artości te o re ty cz n y ch . A ktuale w yjaśnienie tego zagadnienia jest n astępujące: a) w dalekim ultrafiolecie nado lb rzy m y rzeczyw iście em itują mniej energii, ja k to w idać np. z rys. 16, b ) dane teo re ty cz n e i obserw acyjne m ożna je d n ak uzgodnić przez przypisanie w łaściw ej te m p eratu ry i uw zględnienie w p ły w u linii w idm ow ych. Dla gwiazd obserw ow anych przez satelitę T D -lA uzyskano w ten sposób zadow alającą zgodność teorety czn eg o ro zk ła d u energii w w idm ie z ro z k ła d e m obserw ow anym (N a n d y, S c h m i d t 1975).

9. H O LEN D ERSK I SA TELITA ANS

O znaczenie ANS pochodzi od słów : A stronom ical N etherlands S atellite. S atelita ten wy: sta rto w a ł z Western Test Range w K alifornii dn ia 30 sierpnia 1974 i . P odobnie ja k T D -IA . obiega on Ziem ię po orbicie nachylonej do rów nika pod kątem 9 7 °. K sz ta łt o rb ity różni się je d n a k znacznie od zaplanow anego; o d le g ło ść od pow ierzchni Ziem i w perigeum 25 0 km, w apogeum — 1100 km (zam iast p rojektow anej w artości 6 5 0 km).

Na p o k ła d z ie satelity znajdują się dw a in stru m e n ty do pom iarów prom ieniow ania rentge­ now skiego, w ykonane przez z e sp ó ł z In sty tu tu A stronom icznego w U trechcie, oraz teleskop do badań w ultrafiolecie, zrealizow any w In sty tu c ie A stronom icznym im. K apteyna w G ro ­ ningen.

Jest to klasyczny teleskop cassegrainow ski z 22 cm zw ierciadłem g łó w n y m . P rom ieniow anie rozszczepiane je st za pom ocą siatki dyfrakcyjnej i m ierzone w p ięciu zakresach w idm a. C en­ tralne długości fali tych zakresów w ynoszą o d p ow iednio: 1550, 1 8 0 0 ,2 2 0 0 , 2 5 0 0 i 33 0 0 A. Przedstaw ione je st to na rys. 17 ( V a n D u i n e n i in. 1975). Z a'p o m o c ą tej aparatury w y­ konuje się zatem p ięciobarw ną fo to m e trię w ultrafiolecie.

Astrofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 105

DŁUGOŚĆ FALI (A )

Rys. 17. T eleskop do obserw acji sp e k tro fo to m etry czn y ch na satelicie ANS. Ilustracja przedstaw ia p ięć zakresów w idm a, w jakich w ykonyw ane są pom iary. (S zerokość pasm a w rejonie 1550 A m oże w ynosić albo

50, albo 150 X)

10. UWAGI KOŃCOWE

Omawiając obserwacje, wykonywane z przestrzeni kosmicznej, dodajmy na marginesie parę słów o ograniczeniach możliwości obserwacyjnych, wynikających z dużej wartości tła na nie­ których odcinkach orbity satelity. Wiąże się to z obecnością w sąsiedztwie powierzchni Ziemi rejonów o silnej koncentracji wysokoenergetycznych cząstek - elektronów i protonów . Ma to miejsce tam , gdzie pasy Van Allena zbliżają się najbardziej do powierzchni Ziemi, a zatem w swego rodzaju pierścieniach w okół ziemskich biegunów magnetycznych. Koncentracja tego promieniowania jest ponadto bardzo znaczna w rejonie tzw. południow oatlantyckiej anomalii magnetycznej. Lokalizacja stref o najsilniejszej koncentracji wysokoenergetycznych cząstek przedstawiona jest na rys. 18.

Satelity TD-1A i ANS, których orbity są prawie prostopadłe do równika ziemskiego, przebiegają przez dolne partie zew nętrznych pasów Van Allena, jak również przecinają okresowo rejon anomalii południow oatlantyckiej. Najsilniejsze tło obserwuje się w rejonie anomalii. Na przykład, gdy satelita ANS przechodzi przez ten rejon, impulsy tła są porównywalne z impulsami otrzym yw anym i od gwiazdy 7 wielkości ( V a n D u i n e n i in. 1975). Satelita „K opernik” obiega Ziemię pod kątem 3 5 ° do równika i okresowo przecina rejon anomalii południow oatlantyckiej; w pływ tła jest tam tak znaczny, że obserwacje z tego rejonu trzeba odrzucać ( S n o w 1973).

Rys. 18. Rejony k oncentracji w ysokoenergetycznych cząstek. Dane dla w ysokości 6 0 0 km nad p o ­ w ierzchnią Ziemi. Pasy w strefach o k o ło b ieg u n o w y ch p ochodzą od dolnych partii z ew n ętrzn y ch pierścieni Van Allena. M iędzy A m eryką P o łu d n io w ą a A fryką rozciąga się rejon tzw . anom alii p o łu d n io w o atlan ty ck iej

( W i l s o n , B o k s e n b e r g 1969)

* •

* ' *

Na rok 1976 zaplanowany został kolejny eksperym ent do badań spektralnych w ultra­ fiolecie: „International Ultraviolet Explorer” — 1UE, będący wspólnym projektem NASA i ESRO. Podstawowym instrum entem będzie tu teleskop o średnicy zw ierciadła 45 cm, za pomocą którego otrzymywane będą widma ze zdolnością rozdzielczą rzędu 0,1 A w zakresie 1150—3200 A. Będzie to zatem aparatura zbliżona do aparatury na „K operniku” . Oryginalność projektu polega na tym , że aparatura ta zainstalowana będzie na satelicie stacjonarnym na wysokości 42 000 km. Obiegając Ziemię w okresie jednej doby, będzie on stale „zawieszony” nad rejonem północnego A tlantyku, tak, aby dane obserwacyjne b y ły bezpośrednio odbieralne zarówno w Stanach Zjednoczonych jak i w Europie ( U n d e r h i l l 1973).

A strofizyka obserwacyjna w ultrafiolecie 107

*

* *

W artykule tym omawialiśmy aparaturę do obserwacji w ultrafiolecie, instalowaną na bez- załogow ych sztucznych satelitach Ziemi. Obserwacje w dziedzinie ultrafioletu w ykonyw ano również w trakcie niektórych lotów załogow ych. Istotna różnica w technice obserwacji polega na tym , iż w pierwszym przypadku dane obserwacyjne trzeba przekazać na Ziemię drogą radiową, w drugim przypadku materiał obserwacyjny (np. klisze) wraca na Ziem ię, gdzie jest opracowywany.

Z poważniejszych eksperym entów należy tu w ym ienić aparaturę „Orion-2” , pracującą na pokładzie satelity załogow ego „Sojuz-13” . W roku 1973 uzyskano za pomocą tej aparatury widma obiektyw ow e ok. 10 0 0 0 gwiazd w zakresie 2 0 0 0 - 5 0 0 0 A ( G u r z a d i a n 1975b). Widma obiektyw ow e kilku tysięcy gwiazd w zakresie 1300—5000 A uzyskano również z po­ kładu satelity „Skylab” (H e i n z e i in. 1975).* Wspomnijmy wreszcie, że próby obserwacji w dziedzinie skrajnego ultrafioletu wykonyw ane b y ły w trakcie lotu „Apollo-Sojuz” ( M a r g o n , B o w y e r 1 9 7 5 ; L a m p t o n i in. 1976).

L I T E R A T U R A

B I c s s, R. C., S a v a g e, B. D., 1970, U ltraviolet Stellar Spectra and Related Ground-Based Observations (IAU Symposium No. 36), Reidel, Dordrecht-Holland, s. 28.

B 1 e s s, R. C., S a v a g e, B. D., 1972, Ap. J., 171, 293. B o h 1 i n, R. C-, 1975, Ap. J., 200, 402.

B o k s e n b e r g , A., E v a n s , R. G., F o w l e r , R. G., G a r d n e r , I. S. K., H o u z i a u x, L., H u m p h r i e s, C. M., J a m a r, C., M a c a u , D., M a l a i s e , D., M o n f i 1 s, A., N a n d y, K-, T h o m p s o n ,| G. I., W i l s o n , R., W r o e, H., 1973, Mon. Not. R. Astr. Soc., 163, 291.

B u s s o 1 e 11 i, E., S t a s i ń s k a , G., 1975, Astron. and Astrophys., 39, 177.

B y r a m , E. T., C h u b b , T. A., F r i e d m a n , H., K u p p e r i a n, J. E., 1957, Astr. J., 62, 9. C a r r u t h e r s, G. R., 1970a, Space Sci. Rev., 10, 459

C a r r u t h e r s, G. R., 1970b, Ap. J. (Letters), 161, L81. C h u b b , T. A., B y r a m , E. T., 1963, Ap. J., 138, 617. C o d e , A. D., H o u c k , T . E . , M c N a 11, J. F., B l e s s , R. C., L i l l i e , C. F., 1969, Sky Telesc., 38, 290. C o d e , A. D., H o u c k , X E „ M c N a 11, J. F „ B l e s s , R. C., L i l l i e , C. F., 1970, Ap. J., 161, 377. D e J a g e r , C., H o e k s t r a, R., V a n D e r H u c h t, K. A., K a m p e r m a n, T. M., L a m e r s , H. J., H a m m e r s c h 1 a g, A., W e r n e r , W., E m m i n g, J. G., 1974, Astrophys. and Space Sci., 26, 207.

D u n k e 1 m a n, L., H e n n e s, J. P., F o w l e r , W. B., 1963, Space Research, 3, 1174. F i e l d , G. B., S o m e r v i l l e , W. B., D r e s s i e r , K., 1966, A. Rev. Astr. Astrophys., 4, 207. F r a n k e , H., 1969, Lexikon der Physik, Keller, Stuttgart, tom 2, s. 1200.

G i a c c o n i, R., G u r s k y, H., V a n S p r e y b r o e c k, L. P., 1968, A. Rev. Astr. Astrophys., 6, 373. G i l r a , D. P., 1972, The Scientific Results from the Orbiting Astronomical Observatory (OAO-2)J Code,

NASA, Washington, s. 295.

G o l d b e r g , L , 1969, Frontiers in Astronomy, Freem an, San Francisco, s. 274. G r z ę d z i e l s k i , S., 1963, Post. Astr., 11, 179.

G u r z a d i a n , G. A., 1975a, Zemlia i Wselennaia, nr 3, s. 2. G u r z a d i a n , G. A., 1975b, Space Sci. Rev., 18, 95.

H e i n z e, K. G., W i a y , J.D ., P a r s o n s , S.B., B e n e i i c t , G. F., B r u h w e i l e r , F. C., R y b s k i, P. M., O’ C a 11 a g h a n F. G., 1975, Ap. J. (Letters), 199, L I 19.

H u m p h r i e s , C. M., N an d y, K., K o n t i z as, li., 1975, Ap. J., 195,111. J a r z ę b o w s k i , T., 1964, Post. Astr., 12, 225.

J a r z ę b o w s k i , T., 1965,Post. Astr., 13, 155.

K a m p e r m a n , T. M., V a n D e r H u c h t, K. A., L a m e r s , H. J., H o c k s t r a, R., 1973, Sky Telesc., 45, 85.

K e r r, F. J., 1968, Stars and Stellar Systems, University o f Chicago Press, tom 7, s. 575. K ę c k i, Z., 1972, Podstawy spektroskopii molekularnej, PWN Warszawa, s. 120.

L a m p t o n, M., M a r g o n . B . , P a r e s c e , F „ S t e r n, R., B o w y e r, S., 1976, Ap. J. (Letters), 203, L71. M a r g o n . B . , B o w y e r, S., 1975, Sky Telesc., 50, 4. M o I n a r, M. R., 1973, Ap. J., 179, 527. N a n d y, K., S c h m i d t , E. G., 1975, Ap. J., 198, 119. P y p e r , D. M., 1969, Ap. J. Suppl., 18, 347.

R o g c r s o n, J, B., 1963, Space Sci. Rev., 2, 621.

R o g e r s o n , J. B., S p i t z e r, L., D r a k e , J. F., D r e s s i e r , K., J e n k i n s , E. B., M o r t o n , D. C., Y o r k, D. G., 1973, Ap. J. (Letters), 181, L97.

S a v a g e, B. D. 1975, Ap. J., 199, 92.

S n o w , P., 1973, Guide for Guest Investigators Using the Princeton Telescope on the Satellite Copernicus, Princeton, New Jersey.

S p i t z e r, L., D r a k e , J. F., J e n k i n s , E. B., M o r t o n , D. C., R o g e r s o n , J. B., Y o r k , D. G., 1973, Ap. J. (Letters), 181, LI 16.

S t e c h c r, T. P., M i l l i g a n , J. E., 1962, Ap. J., 136, 1. T r u r a p l c r , R. J., 1930, Lick Obs. Bull., 14, 154. U n d e r h i l l , A. B., 1973, Sky Telesc., 46, 377.

V a n D u i n e n , R. J., A a 1 d e r *, J. W. G., W c s s c 1 i u s, P. R., W i 1 d e m a n, K. J., W u, C. C., Lu i n g e, W., S n e 1, D., 1975, Astron. and Astrophys., 39, 159.

V a r sa v s k y, C. M., 1966, Space Sci. Rev., 5, 419. W a t t s , R. N., 1968, Sky Telesc., 36, 228.

W a t t s , R. N., 1972a, Sky Telesc., 43, 299. W a t t s , R. N., 1972b, Sky Telesc., 44, 231.

POSTĘPY ASTRONOM II Tom XX IV (1976). Zeszyt 2

DEFINICJE I KLASYFIKACJE GROMAD GALAKTYK P I O T R F L I N

O bserw atorium A stronom iczne U niw ersytetu Jagiellońskiego (K raków )

flEOMHHUHM H KJIACCHcDHKAUHH CKOflJIEHMM TAJIAKTHK

n . <d j i h h

C o f l e p * a H H e

B c T a i b e n p e flC T a B n e H b i aetjjHHHUHH C K o n jie H H ń ra jia K T H K , K 0 T 0 p b ie n p e fl/io > K H ;in A b e 11

h Z w i c k y a TaiOKe pa3Hbie KJiaccmJwKauHH c k o i u i c h h h r a n a K T H K .

THE DEFINITIONS AND CLASSIFICATIONS OF CLUSTERS OF GALAXIES

A b s t r a c t

This article gives the definitions o f clusters o f galaxies according to A b e l l and Z w i c k y as well as the classifications o f clusters.

W początkowym okresie rozwoju astronom ii pozagalaktycznej przew ażała opinia

H u b b 1 e’ a (1936), że galaktyki występują w zasadzie jako obiekty pojedyncze bądź wielo­

krotne i tylko nieduża ich część tw orzy skupiska galaktyk zwane gromadami: Pogląd ten został zrewidowany przez Z w i c k y ’e g o (1938) i obecnie przyjmuje się, że wszystkie galaktyki należą do gromad. Istotne jednak jest, jak wielkie zgrupowania, co do zajmowanego obszaru, i jak liczne należy uważać za gromady. Ilość galaktyk, które są zgrupowane razem jest jednym z param etrów wchodzących w skład definicji gromady galaktyk.

Obecnie stosuje się powszechnie dwie definicje gromad galaktyk. Są to definicje zapro­ ponowane przez Z w i c k y ’ e g o (1961) (tzw . nowa definicja Zwicky’ego) i A b e l l a

(1958). Na ich bazie utworzone zo stały dwa katalogi gromad galaktyk: „Katalog galaktyk i gromad galaktyk” ( Z w i c k y et al. 1 9 6 1 -1 9 6 8 ) i „Katalog bogatych gromad galaktyk” ( A b e l l 1958). Obie definicje opierają się tylko na zliczeniach obrazów galaktyk na kli­ szach fotograficznych.

Te obszary nieba, gdzie gęstość powierzchniowa galaktyk b y ła odpowiednio duża

krotnie większa w danym zakresie wielkości gwiazdowych od tła ) Z w i c k y uw ażał za gromady galaktyk, rysując ich kontury tak, aby obszary o dużej gęstości powierzchniowej znajdow ały się wewnątrz nakreślonego przez niego konturu. Wewnątrz konturu m ogły znajdować się obszary o dość różnej gęstości powierzchniowej, a więc za jedną gromadę uważa on obszar zawierający przynajmniej 50 obiektów ponad liczbę obiektów tła , który może składać się z kilku w yraźnych kondensacji. W zależności od rozkładu gęstości wewnątrz konturu Zwicky rozróżnia trzy typy gromad galaktyk, a mianowicie: gromady zwarte, średnio zwarte i otwarte. Gromady zwarte charakteryzują się pojedynczą, bardzo w yraźną kondensacją jasnych członków gromady, które wydają się być ze sobą w kontakcie, a w ięc stanowią liczną (bo ponad dziesięcioosobniczą) grupę galaktyk oddziaływ ających. Gromady średnio zwarte charakteryzują się występowaniem bądź to pojedynczej kondensacji, w której najjaśniejsze galaktyki są od siebie oddalone, bądź też kilku wyróżniającymi się kondensacjami, z których niektóre mogą być zupełnie zwarte. Gromady otw arte nie mają żadnych w yraźnych kon­ densacji, ale liczba galaktyk na stopień kwadratowy wewnątrz części obszaru uważanego za gromadę jest przynajmniej pięciokrotnie większa od tejże liczby dla galaktyk na zewnątrz konturu.

Wadą tej definicji, jak też wszystkich innych opartych na zliczeniach galaktyk, jest zależność od odległości, która powoduje, że łatwiej jest rozróżnić gromady galaktyk w bliższej odległości niż w dalszej. Z w i c k y nie precyzuje także, w jak dużym obszarze otaczającym gromadę należy liczyć tzw. galaktyki tła , które odgrywają bardzo istotną rolę w jego definicji.

A b e 11 (1958) za gromadę uważa zgrupowanie galaktyk, które spełnia tzw. kryteria gro­ mady; najważniejszymi z nich są kryterium liczebności i kryterium zwartości. Za gromadę uważa on grupę galaktyk jeżeli zawiera ona przynajmniej 50 obiektów słabszych o nie więcej niż dwie wielkości gwiazdowe od trzeciej co do jasności galaktyki, które znajdują się wewnątrz pierścienia o promieniu r = 4,6 . 105/cdX/X mm, umieszczonego w środku gromady. A b e 1 1 przyjm ow ał taką samą wartość promienia dla wszystkich gromad. Promień ten został określony jako iloczyn stałej odległości od centrum gromady na kliszy wyrażonej w mili­ m etrach i czynnika zawierającego odległość gromady od obserwatora. Pozostałe dwa kryteria są kryteriam i selekcyjnymi. A b b e 1 rozważa grupy galaktyk położone w obszarach o sze­ rokościach galaktycznych nie mniejszych niż b n = 125° 1 i galaktyki te powinny mieć prze­ sunięcie ku czerwieni zawarte w przedziale 0 ,0 2 -0 ,2 . Metoda Abella pozwala tylko na znajdywanie obszarów nieba o podwyższonej liczbie galaktyk, nie pozwala jednak na stwier­ dzenie, czy dwa sąsiednie zgrupowania tworzą jedną grom adę, czy nie. Przyjęcie a priori okręgu jako konturu gromady utrudnia prowadzenie dokładnej klasyfikacji tych zgrupowań. Dlatego też A b e 11 rozróżnia dwa typy gromad. Gromady regularne mają w yraźną kondensację centralną i wykazują symetrię sferyczną. Są tó gromady zawierające dużą liczbę galaktyk, jaśniejsze galaktyki są głównie eliptyczne i soczewkowate. Przykładow ym i obiektam i tego typu są gromady galaktyk w Warkoczu Bereniki i Koronie Północnej. Gromady nieregularne nie wykazują symetrii sferycznej, ich wygląd jest am orficzny, zawierają od ponad tysiąca do kilku obiektów, wśród których najjaśniejsze są wszystkich typów morfologicznych. Swoim wyglądem gromady regularne przypominają gromady kuliste gwiazd, a gromady nieregularne — gromady otwarte. Jako p rzykład gromad nieregularnych podaje ( A b e l l (1965) gromady w Pannie i w Herkulesie, a także Lokalną Grupę Galaktyk zawierającą kilkanaście obiektów. Wynika więc z tego, że nie stosuje konsekwentnie wybranych przez siebie kryteriów.

gro-D efinicje i klasyfikacje grom ad galaktyk 111

m ada zgodnie klasyfikow ane b ęd z ie regularne, zw arte zgrupow anie galaktyk. N atom iast średnio zw arte grom ady Z w i c k y ’ e g o o kilku kondensacjach b ęd ą w myśl definicji A b e I I a uw ażane za kilka oddzielnych grom ad. Ten problem zw iązany z różnym definiow aniem grom a­ dy m a swoje odbicie rów nież n a innej p ła szc zy ź n ie, a m ianow icie w dyskusji tzw . grupow ania się grom ad galaktyk (A b e 1 1 1968, K a r p o w i c z 1971).

C harak tery sty czn e w łasności grom ad galaktyk p o d a ł R u d n i c k i (1 9 6 7 ) po przebadaniu sześciu ró żn y c h grom ad, k tó re wg Z w i c k y ’ e g o n ależ ały do ty p u średnio zw artego, obejm ującego najw iększą ilość różnorakich przypadków . W łasnościam i ty m i b y ły : ogólna stru k tu ra grom ady, w ystępow anie b ąd ź też n ie w ystępow anie efe k tu segregacji w jasnościach i k olorach, istnienie (lub n ieistnienie) pierścienia unikania, korelacja m iędzy gęstością galaktyk w ró żn y c h p rz e d zia łac h wielkości g w iaz d o w y ch oraz p o ło ż e n ie g łów nego c ia ła grom ady w sto su n k u do jej ce n tru m . W o parciu o te cechy R u d n i c k i rozw aża dw a ty p y grom ady. Pierwszy z nich, któ reg o p rz y k ła d e m m oże b y ć grom ada H ydra I, charak tery zu je się regu­ larnym k sz tałtem ,-w y k a zu ją c przy ty m p rostą stru k tu rę i silny e fe k t segregacji w jasnościach. C h a ra k te ry sty cz n y m przedstaw icielem drugiego ty p u grom ad je st grom ada Zw icky 9 7 —8 w ykazująca b ard z o bogatą i z ło ż o n ą stru k tu rę zarów no części centralnej, ja k i p o bocznych kondensacji. Nie obserw uje się w ty m typie efe k tó w segregacji w jasnościach, w ystępuje n ato m ia st pierścień unikania.

Z arów no ta klasyfikacja grom ad galak ty k , ja k też klasyfikacja grom ad Z w i c k y ’ e g o i A b e 11 a opierają się n a zliczeniach g alak ty k , starając się u w zględnić cechy fizyczne ja k np. o d d ziały w an ie galaktyk ze sobą, czy też ty p m orfologiczny g alak ty k i-c zło n k a grom ady.

Istnieją je d n ak ż e inne klasyfikacje grom ad galak ty k , o p arte g łó w n ie o fizyczne w łasności galaktyk w chodzących w sk ła d grom ady. Pierw szą z nich b y ła klasyfikacja M o r g a n a (1 9 6 2 ). R ozw aża on najjaśniejsze galaktyki w chodzące w sk ła d grom ady i klasy fikuje je sto ­ sując klasyfikację galaktyk Y e r k e s a, k tó ra je st ściśle skorelow ana ze sk ła d em po p u ­ lacyjnym gwiazd tw o rzący ch galaktykę. (O pis tej klasyfikacji np. F I i n 1970). W oparciu 0 obserw ow ane w łasności najjaśniejszych galaktyk M o r g a n stw ie rd z ił, że grom ady m ożna p o dzielić na dw a zasadnicze ty p y , a m ianow icie grom ady galaktyk ty p u grom ady w Pannie 1 grom ady galaktyk ty p u grom ady w W arkoczu. Pierw szy z tych ty p ó w ch arak tery zu je się tym , że najjaśniejsze g alaktyki tw orzące grom adę są galaktykam i o dużej k o n cen tracji i sym etrii sferycznej i m niej skoncen tro w an e spirale są o o k o ło p ó ł w ielkości gwiazdow ej słabsze od najjaśniejszych c z ło n k ó w grom ady. Drugi ty p grom ady charakteryzuje się dużą koncen tracją w szystkich najjaśniejszych galaktyk w przedziale dw óch w ielkości gw iazdow ych. Mimo, że dwa zasadnicze ty p y klasyfikacji M o r g a n a są rów nież p rz y k ła d o w y m i ob iek tam i dw óch różnych ty p ó w A b e 11 a, jed n ak że jego klasyfikacja nie je st zw iązana z liczebnością, k tó ra je st je d n y m z pod staw o w y ch k ry terió w grom ady A b e 11 a. K lasyfikacja grom ad M o r g a n a m oże b y ć stosow ana ty lk o dla najbliższych grom ad, w k tó ry ch m ożna d o k ła d n ie b ad ać naj­ jaśniejsze o b iekty.

Z klasyfikacją grom ad podaną przez M o r g a n a zw iązana je s t klasyfikacja O e m 1 e r a (1 9 7 4 ). Na podstaw ie b adań fo to m e try c z n y c h galaktyk w 15 grom adach A b e 11 a rozró żn ia on trzy ty p y grom ad g alaktyk. G rom ady b ogate w galaktyki spiralne ch arak tery zu ją się nie­ regularnym ro z k ła d e m m asy, niską gęstością i b rakiem centralnej kondensacji. S tosunek liczby galaktyk różn y ch ty p ó w m orfologicznych dla tego ty p u grom ady je st E:SO:S = 1:2:3. G rom ady ty p u cD zaw ierają je d n ą (lub dw ie) dom inującą g alak ty k ę . G rom ady te, posiadające centralną kon d en sację, są b ogate w galak ty k i elip ty czn e, m ają sym etrię sferyczną i dużą g ęsto ść oraz

brak galaktyk spiralnych w jądrze. Stosunek liczby galaktyk różnych typów morfologicznych jest dla tego typu gromad dany przez E:SO:S = 3:4:2. Trzeci typ gromady — to gromady ubogie w galaktyki spiralne. Zawierają one dużo galaktyk soczewkowych, ale nie są tak gęste i centralnie skondensowane jak gromady typu cD. Dla tych gromad stosunek liczby galaktyk różnych typów morfologicznych jest E:SO:S = 1:2:1.

Interesującą klasyfikację gromad opartą o względny kontrast m iędzy najjaśniejszą galaktyką należącą do gromady, a innymi galaktykami do niej należącymi podali B a u t z i M o r g a n (1970). Rozróżniają oni trzy zasadnicze typy gromad, oznaczane jako gromady typu I (gro­ mada zawiera centralnie położoną nadolbrzymią galaktykę typu cD), typu II (najjaśniejsza galaktyka, lub galaktyki, jest pośrednia m iędzy galaktyką typu cD a olbrzymimi galaktykami eliptycznym i) i typu III (gromada nie zawiera dominujących galaktyk). Podają oni katalog 76 gromad Abbella i stwierdzają brak korelacji m iędzy liczebnością gromady a jej typem wg pro­ ponowanej przez siebie klasyfikacji.

R o o d i S a s t r y (1971) klasyfikują gromady w oparciu o widomy rozkład dziesięciu najjaśniejszych galaktyk, wchodzących w skład gromady. Rozróżniają oni sześć typów gromad i ustawiają klasyfikację w postaci kam ertonu, podobnie do hubblowskiej klasyfikacji galaktyk. Schematycznie klasyfikacja przedstawia się następująco:

Gromady typu cD zawierają jako swoje głów ne ciało galaktykę cD. Typ B charakteryzuje się dwoma blisko siebie położonym i galaktykami nadolbrzymimi. W gromadzie typu L przy­ najmniej trzy najjaśniejsze galaktyki są ułożone w linię, a liczne słabsze obiekty są zgrupowane w okół nich, podczas gdy w typie C kilka (więcej niż cztery) najjaśniejszych galaktyk jest położonych w pobliżu centrum , zaś liczne słabsze obiekty są rozlokowane w okół nich. Typ F charakteryzuje się tym , że kilka najjaśniejszych galaktyk i większość słabych tworzy spłaszczoną konfigurację, a w typie I galaktyki są położone nieregularnie, nie występuje dobrze zdefiniowane centrum gromady.

R o o d i S a s t r y podają 111 gromad galaktyk Abella przeklasyfikowanych wg ich schematu klasyfikacyjnego, jak też histogram występowania poszczególnych typów gromad. Najwięcej jest typu I (32 gromady), następnie cD (23) i F (20) oraz C (15), a najmniej B oraz L (po 10).

Tabela 1 przedstawia klasyfikację tych samych obiektów wg różnych autorów.

Trudno jest przeprowadzić korelację m iędzy przyporządkowaniam i gromady do różnych klasyfikacji. Z porównania kryteriów klasyfikacji widać jednak, że gromady zawierające ga­ laktykę cD będą zaliczane do gromady typu l w g B a u t z a i M o r g a n a oraz do gromad typu c D w g R o o d a i S a s t r y ’ e g o , jak też O e m 1 e r a. Gromady zawierające nad­ olbrzymią galaktykę podwójną lub dwie nadolbrzymie galaktyki będą klasyfikowane jako typ B w g R o o d a i S a s t r y ’ e g o, a jako cD przez O e m 1 e r a i mogą być zaliczone do typu II przez B a u t z a i M o r g a n a. Gromady bez centralnej kondensacji i bez symetrii sfe­ rycznej będą zaliczone do typu III gromad B a u t z a i M o r g a n a, do typu I R o o d a

D efinicje i klasyfikacja grom ad g a la ktyk 1 1 3

T a b e l a 1

Porów nanie klasyfikacji grom ad galaktyk

G rom ada galaktyk

K lasyfikacja grom ad

Bautz Morgan R ood Sastry O em ler

A 154 I - I I B A 194 II L sp.ub. A 262 III I A 397 III F A 400 II—111 I s p .u k A 401 1 cD A 426 I l - l l l L A 539 III F sp.ub. A 1228 III I sp.bo. A 1367 I I - I I I F sp.bo. A 1656 II B cD A 1904 II B cD A 2065 111 C A 2151 III F sp.bo A 2152 III I A 2197 II L sp.bo. A 2199 1 cD cD A 2670 I cD

sp. ub. - grom ady ubogie w galaktyki spiralne sp. bo. - grom ady bogate w galaktyki spiralne.

Omówione sposoby klasyfikacji gromad galaktyk polegały na znajdowaniu odizolowanych od tła skupisk galaktyk i badaniu ich własności. Badano albo fizyczne własności obiektów wchodzących w skład skupiska i wzajemne położenie, albo tylko położenia. Wydaje się, że uwzględnienie fizycznych własności galaktyk w powiązaniu z ich rozkładem przestrzennym pozwoli na wyjaśnienie problemów związanych z powstawaniem i ewolucją gromad.

L I T E R A T U R A A b e 11, G. O., 1958, A stroph. J. Suppl. Ser. 3,N o. 31.

A b e 11, G. O ., 1965, A nn. R ev. A str. A stro p h . 3 ,1 . A b e 1 1, G. O., 1968, Post. A str., X V I, z.3 , 249.

B a u t z, L. P., M o r g a n , W. W., 1970, A stroph. J., 162, L 149. F 1 i n, P., 1970, Post. A str., X V III, z. 4 , 355.

H u b b I e, E., 1936, The realm o f nebulae, Yale U niversity Press. K a r p o w i c z , M., 1971, Post. A str., XIX , z. 4 , 313.

M o r g a n , W. W., 1962, A stroph. J „ 135, 1. O e m 1 e r, A., 1974, A stroph. J., 194, 1.

R o o d , H. J., S a s t r y , G. N., 1971, Pub. A stron. Soc. Pacific, 83, 313. R u d n i c k i , K., 1967, A str. Ż u rn ., 44, 77.

Z w i c k y , F ., 1938, Publ. A stron. Soc. Pacific, 50, 218.

Z w i c k y, F., 196 1 , The Catalogue o f G alaxies and C luster o f G alaxies, Vol. I, IX.

Z w i c k y , F ., H e r z o g , E., K a r p o w i c z , M. , K o w a l , C. , W i l d , P., 1 9 6 1 -1 9 6 8 , T he Catalogue o f G alaxies an d C luster o f G alaxies, V ol.t I—V I, C alifornia In stitu te o f T echnology, Pasadena.