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 XIII - Z E S Z Y T 4
1965
WA R S Z A WA • P A Ź D Z I E R N I K - G R U D Z I E Ń 1965
KOLEGIUM RED AK CYJNE
Redaktor Naczelny Stefan Piotrowski, Warszawa
Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa
Sekretarz Redakcji: Ludosław Cichowicz, Warszawa
Adres Redakcji: Warszawa, ul. Koszykowa 75 Obserwatorium Astronomiczne Politechniki
WYDAWANE Z ZASIŁKU POLSKIEJ AKADEMII NAUK
Printed in Poland
Państwowe Wydawnictwo Naukowe O ddział w Łodzi 1965
W ydanie I. Nakład 428+ 122 egz. Ark. wyd. 3,00, ark. druk. 2 12/16 Papier offset, kl. III, 80 g. 70X 100. Oddano do druku 28. VII. 1965 roku.
D ruk ukończono w październiku 1965 r. Zam. 314 N-12. Cena zł 10,—
Zakład Graficzny PWN Łódź, ul. Gdańska 162
TELESKOPY
J Ó Z E F S M A KTEJIECKOriH
tO 3 e (J) C m a k
3Ta cTaTba ocHOBaHHaa aa pa6oTe
B a y a n aony6jiHKOBaHHofi b
A . J,TELESCOPES
This article is based on B o w e n ’ s paper published in A J .
Podstawowym narzędziem badań astronomicznych w dziedzinie optycznej jest i pozostanie teleskop. Mimo „konkurencji” ze strony radioteleskopów i róż nego typu badań prowadzonych poza atmosferą Ziem i, rola teleskopu na pewno nie ulegnie umniejszeniu. Właśnie na najbliższe dziesięciolecie planuje się budowę wielu nowych teleskopów — średnich i dużych, by nie wspominać o m niej szych. W wyniku zrealizowania tych planów astronomia światowa dysponować będzie około roku 1975 ponad czterdziestoma teleskopami o średnicach rzędu 200 cm (80 cali) lub większych. Nic też dziwnego, że zagadnieniom budowy i eksploatacji teleskopów poświęca się wszędzie wiele uwagi. Przykładem niezwykle wnikliwej — a dodajmy od razu: zaskakującej wnioskami — dyskusji tych problemów może być Wykład Russellowski wygłoszony na 116 Zjeździe Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego przez 15. B ow e n a , długolet niego dyrektora Obserwatoriów na Mt. Wilson i Palomar, jednego z twórców teleskopu 200-calowego i jego aparatury pomocniczej, wreszcie — jednego z czo łowych znawców tych zagadnień.
Zanim streścimy najważniejsze rozważania i konkluzje B o w e n a , przy pomnijmy dwa oczywiste chyba fakty. Pierwsze — „w ydajność” teleskopu zale ży od trzech czynników: a) jego średnicy, b) parametrów optycznych i(lub)
elek-234 / . Smak
tronicznych oraz jakości przyrządów pomocniczych, oraz c) klimatu w sensie astronomicznym, t j. ilości pogodnych godzin obserwacyjnych w roku i jakości obrazów, czy li tzw . seeingu. Drugie — budowanie dużych teleskopów jest przed sięwzięciem kosztownym. Koszt budowy i eksploatacji teleskopu zależy co najmniej — ja k zakłada B o w e n — od kwadratu średnicy teleskopu; bliższa rzeczywistości jest chyba nawet trzecia potęga. Z drugiej strony środki ma terialne, jakim i dysponują astronomowie, s ą i pozostaną ograniczone. W tej sytuacji całokształt problemów związanych z budową dużych teleskopów można sprowadzić do zagadnienia znalezienia rozwiązań najekonomiczniejszych i naj efektywniejszych. Ujmując to najbrutalniej — chodzić powinno o odpowiedź na pytanie, jaka kombinacja teleskop-spektrograf-klimat pozwala na ,,najtańsze” zaczernienie jednego ziarna em ulsji w spektrogramie o wysokiej dyspersji (dla gwiazdy o jasności m), lub na analogiczne pytania w innych dziedzinach astro nomii optycznej: fotometrii, spektroskopii w małej dyspersji itd.
B o w e n zajmuje się tylko samymi teleskopami i tymi spośród pozostałych parametrów (seeing, średnica lub św iatłosiła kamery spektrografu), które w bez pośredni sposób określają efektywność teleskopu. Zakłada z ł ’im, że budować będziemy teleskopy w możliwie najlepszym klimacie, że dysponować będziemy najwyższej jakości przyrządami pomocniczymi itd . Nie sposób w krótkim stresz czeniu podać in extenso wszystkich wywodów. Dla przykładu ograniczymy się więc tylko do kilku z nich.
OBSERW ACJE FO T O E L E K T R Y C ZN E
Wprowadźmy oznaczenia: D — średnica teleskopu, t — czas obserwacji (w sek.), (3 — średnica obrazu gwiazdy {seeing), n — ilość fotonów pochodzą cych od gwiazdy i padających w 1 sek. na 1 cm2 powierzchni zwierciadła, s — ilość fotonów pochodzących od 1 sek.2 tła nieba i padających w 1 sek. na 1 cm2 powierzchni zwierciadła. Całkowita ilość fotonów pochodzących od gwiazdy wynosi więc nD2t; od gwiazdy + tła mamy zaś nD2t + |32sD 2t. (Przytoczony tu za B o w e n e m wzór nie jest ścisły. Je ś li przyjąć, że pomiary wykonujemy z diafragmą o średnicy 6, przy czym jest to najmniejsza stosowalna przy danym seeingu diafragma, to słuszna będzie zależność 5 = xf>. Całkowita ilość fotonów
TT
pochodzących od tła będzie zaś dana przez — fi2x2sD2t. Różnice pomiędzy tym
wyrażeniem i wyrażeniem stosowanym przez B o we n a nie wpływają jednak na konkluzje jakościowe). „ B łą d ” pomiaru wynosi natomiast [(n + [32s ) D 2t] ^ , a błąd względny (dla samej gwiazdy)
g _ [(ra + ft2s) D 2t]l/> _ (n + płas)1/j
Teleskopy
235
Rozpatrzmy teraz dwa przypadki. Przypadek I — gwiazda jasna, dla którejn » przypadek II — gwiazda słaba, dla którój n « fi2s. Otrzymujemy dla tych dwu przypadków
B = l/n ^ i Dt% (I) oraz B = (3s^/nDt^t (II).
W obydwu przypadkach więc dokładność zależy od czynnika Z)i^, przy czym w przypadku II zależy również (co jest oczywiste) od
seeingu
i jasności tła nieba. Bo w en przedstawia otrzymane wyniki w nieco innej formie, dając od powiedź na pytanie ,,jaką najsłabszą gwiazdę (co określan)
możemy zmierzyć danym teleskopem w czasie i (i przy innych założonych parametrach) z zadaną dokładnością 6 ” . Odwracając powyższe wzory mamy:I /n = B2D2t (I) oraz l/ n =
SPEKTROSKOPIA - NAJW YŻSZA D YSPE RSJA
Ilość energii skupianej w ognisku coudi proporcjonalna jest do kwadratu średnicy teleskopu (zakładamy m = const.), tj. do D2. Jeśli ogniskowa teleskopu (w układzie coudi) wynosi /(tel.), a zatem światłosiła F = f(te\,)/D, oraz jeśli średnica obrazu gwiazdy (seeing) wynosi [3 (np. w sekundach łuku, lub radia- nach), to jasność powierzchniowa obrazu w ognisku coudź jest proporcjonalna do DVp2/1» czyli do 1/(3JFJ. Ponieważ przy najwyższej dyspersji widma uzyskuje się kamerą spektrografu o ogniskowej porównywalnej lub dłuższej od ognisko wej kolimatora, przeto nieposzerzane widmo gwiazdy (tj. poszerzone tylko przez
seeing) ma już wystarczającą dla spektrofotometrii szerokość i nie ma potrzeby
poszerzania widma przez prowadzenie gwiazdy wzdłuż szczeliny spektrografu. Przy szerokości szczeliny spektrografu W każdy element o powierzchni W2 będzie odwzorowywany na kliszy jako element p2. Będzie przy tym ^//kolim = p//kam » gdzie /koiim.i /kam. odpowiednio ogniskowymi kolimatora i kamery. Można wyeliminować je poprzez średnicę wiązki (tj. średnicę kolimatora i siatki dy frakcyjnej) — d, oraz światłosiły / ’’ k o l i m . F k a m • Z drugiej strony ogniskowa kamery wraz z dyspersją kątową dawaną przez siatkę (a) określa dyspersję liniową na kliszy (s). Mamy s = ct/kam., lub /kam = s/ a* Zależność między
W i p można więc przepisać jako W/Fd = pa/s, gdzie korzystamy z równości
^kolim. = Wzór ten określa szerokość szczeliny w funkcji parametrów spek trografu i żądanej dyspersji, oraz szerokości obrazu szczeliny na kliszy, którą przyjmujemy zwykle równą zdolności rozdzielczej emulsji, tj.o k . 20 mikronów. Ilość energii padającej na element kliszy o rozmiarach p1 będzie proporcjo nalna do elementu na szczelinie, tj. do W2 i do jasności powierzchniowej obrazu na szczelinie (patrz wyżej).
Wreszcie wprowadźmy czynnik czasu (t) i dla całkowitej ilości energii sku pionej na elemencie P2 otrzymamy
Wynik brzmi: przy zadanym parametrze s iatki (a) oraz zdolności rozdziel
czej kliszy (p) i żądanej dyspersji (s) „efektywność” kombinacji teleskop-
-spektrograf, tj. ilość fotonów padających na element kliszy, je s t proporcjo
nalna do czasu ekspozycji, do kwadratu średnicy kolimatora (co określa średnicę
siatki) i odwrotnie proporcjonalna do seeingu w kwadracie. Średnica teleskopu
w ogóle nie występuje!
Przejdźmy teraz do podsumowania wyników, podając za B o w e n e m tab el
kę (tabela 1) zależności „efektywności” teleskopu dla pomiarów (fotometrycz-
nych lub spektroskopowych) obiektów względnie „jasn y c h ” , lub też ,,wykry
wania” (na tle nieba nocnego) obiektów najsłabszych, od czterech tylko para
metrów: średnicy teleskopu, c z asu obserwacji, średnicy kolimatora (dla spektro
skopii) i seeingu.
W
przypadku „wykrywalności” linii w widmach słabych
obiektów B o w e n rozróżnia dwa pod-przypadki: a) gdy linię (np. emisyjną)
chcemy „wykryć” na tle widma ciągłego obiektu i b) gdy „ tłem ” j e s t tło nieba
nocnego; tutaj zaniedbuje się jednak istnienie emisji nieba nocnego zakłada
j ą c , że w obszarach o silnej emisji sprawa j e s t — dla słabych obiektów — bez
nadziejna.
Liczby podane w tabeli 1, to wykładniki (g, h, i, j) w ogólnej zależności
„granicy za się g u ” teleskopu w mierzeniu jasnych lub „wykrywaniu” słabych
obiektów, która — jak widzieliśmy z przykładów — ma postać Dgt lid i^ . W róż
nych przypadkach wykładniki te s ą różne. S ą one różne nawet w obrębie tej
samej techniki (np. spektroskopia coudi) w zależności od innych jeszc ze para
metrów (patrz tabela), takich jak ogniskowa teleskopu, iloczyn 0 F kam śred
nicy teleskopu przez światłosiłę kamery spektrografu itd. Gdy chodzi o wykry
cie słabej linii (emisyjnej lub absorpcyjnej) na tle widma ciągłego obiektu lub
też widma nieba, to wynik oszacowań pokazuje też zależność od tego, czy przy
stałej średnicy kolimatora (i siatki) d zmieniamy ogniskową (i św iatłosiłę, F k #m)
k a m e r y ,
czy też postępujemy odwrotnie.
Przejdźmy teraz do wniosków, jakie B o w e n wyciąga z wyników zestawio
nych w tej tabeli.
1) Wzrost efektywności teleskopu, pochodzący od zwiększania jego śred
nicy, je s t we wszystkich przypadkach mniejszy dla dużych teleskopów niż dla
małych.
2) Nie ma zasadniczego ograniczenia zasięgu danego teleskopu. Zwięk
s z a ją c odpowiednio czas obserwacji możemy — w zasadzie — dokonywać obser
wacji dowolnie słabych obiektów.
W
niektórych wypadkach wiąże się to z ko
n ie c z n o śc ią dokonywania pewnych modyfikacji w aparaturze pomocniczej i tech
nice obserw acji.
T e l e s k opy 23 7
T a b e l a 1
Z a l e ż n o ś ć z a s i ę g u t e l e s k o p u od jego śr e d n ic y (D), c z a s u o b s e r w a c j i (t), śr e d n ic y ko- li m atora spektro grafu (d), o raz seeingu (|3)
f — d łu g o ś ć ogn isk o w a tele sk o p u
f k a m , = ś w i a t ł o s i ł a kamery s p e k tro g ra f u .
R o d z a j o b s e r w a c j i D d P
F o to m e tr ia foto e le k try c z n a :
j a s n y obie kt (pomiai dokładny) 2 1 • • • 0
sł a b y " ( „ w y k r y c i e ” ) 1 1 / 2 • • • - 1 Foto grafia :
/ m n i e js z e od 3 m 2 1 . . . 0
/ w ię k s z e od 3 m 1 1 / 2 . . . - 1
S pektr oskopia :
pomiar do kła dny, D Fk am . < 3 m 2 1 0 0
" " 3 m < D F±a m . < 40 m 1 1 1 - 1
. > 40 m 0 1 2 - 2
wyk ry cie s ł a b e j li n ii* , DF±am < 3 m 2 1 . . . 0 " * > 0 / r k a m > 3 m :
a) n a tle widma n ie b a , j e ś l i d = c o n s t 1 / 2 1 / 2 . . . - 3 / 2 j e ś l i F ^ am = c o n s t
b) n a tle widma c ią g ł e g o gwiazdy,
1 / 2 1 • . • - 3 / 2
j e ś l i d = c o n s t 1 / 2 1 /2 - 1 / 2 " ^ k a m . =
const
1 / 2 1 - 3 / 2 *W obydwu prz y p ad k ach podajemy tu wyniki dla l i n ii „ o s t r y c h ” , które na sp ektro - gramie s ą w ę ż s z e lub równe s z e r o k o ś c i rz utow anej s z c z e l i n y . B o w e n podaje ta k ż e z a l e ż n o ś c i d l a lin ii „ s z e r o k i c h ” (patrz ory g in aln a t a b e l a w om aw ia nej tu pracy).d l a w i ę k s z o ś c i przy p a d k ó w s p e k t r o s k o p i i w m a łe j d y s p e r s j i z a s i ę g t e l e s k o p u j e s t f u n k c j ą b ą d ź D2t , b ą d ź t e ż D t Z drugiej s tr o n y k o s z t budowy i e k s p l o a t a c j i t e l e s k o p u z a l e ż y od D 2t . S tąd w n i o s e k , że przy o b s e r w a c j a c h w y m ie n io n y c h p o w y ż e j ich k o s z t j e s t n i e z a l e ż n y od r o z m i a ru t e l e s k o p u . D la o b s e r w a c j i s p e k tr o s k o p o w y c h w w y s o k ie j d y s p e r s j i , o r a z — j a k p o k a z u j e B o w e n — d l a m a łe j d y s p e r s j i przy ś r e d n i c y te l e s k o p u 2 0 0 c a li lub w i ę k s z e j , z a s i ę g t e l e s k o p u z a le ż y w p r z y b l i ż e n i u od i l o c z y n u Dt , a w p e w n y c h s k r a j n y c h p r z y p a d k a c h w o g ó l e od D n ie z a l e ż y . W tym w ypadku t e l e s k o p y d u ż e s ą m n ie j e f e k ty w n e (t j . k o s z t o w n i e j s z e ) n i ż m a ł e . W d a l s z y m c i ą g u B o w e n r o z p a t r u j e problem : ,, j e d e n t e l e s k o p 4 0 0 - c a l o w y , c z y c z t e r y 2 0 0 - c a l o w e ” ; z a k ł a d a przy tym , że k o s z t k a ż d e j z dwu w e r s j i byłb y t a k i s a m , c o p ra w d o p o d o b n ie n ie j e s t ś c i s ł e — c z t e r y „ k o p i e ” t e l e s k o p u H a l e ’a k o s z t o w a ł y b y t a n i e j . W s z y s tk o z d a j e s i ę p r z e m a w ia ć z a w e r s j ą c z t e r o t e l e s k o - p o w ą: b u d o w a c z t e r e c h t e l e s k o p ó w 2 0 0 - c a lo w y c h b y ła b y z n a c z n i e s z y b s z a i t e c h n i c z n i e ł a t w i e j s z a , ich e f e k t y w n o ś ć t a k a s a m a d l a f o to g r a f ii, fo to m e trii f o t o e l e k t r y c z n e j i pew n y c h p rz y p a d k ó w s p e k t r o s k o p i i , n a t o m i a s t z n a c z n i e w y ż
-238
] . Sm aks z a d la spektroskopii w w ysokiej d y s p e r s ji. Tę efektywność można by z n a c z nie p o d n ieść,g d y b y z a m ia s t rozw iązyw ania problemów tech n iczn y ch przy budo wie) teleskopu 400-calowego zwrócono główną uwagę n a niew ykorzystane możli w ości jakie tk w ią w aparaturze pomocniczej, t j . gdyby poszukano lepszych rozw iązań w tej w łaśn ie d z ie d z in ie . Wydaje s i ę , że te wnioski zaważyły w sp o sób istotny na planach rozwojowych astronomii ob serw acy jn ej w USA ( patrz , ,Raport Komisji Whitforda” , którego omówienie ukaże s ię w jednym z n a jb liż sz y c h zeszy tó w „ P o s t ę p ó w A stronom ii” ). Już w tej chwili w dość z a a w a n s o wanym stadium s ą plany budowy kilku teleskopów o rozmiarach rzędu 150—200 c a li, m.in. 200-calowe reflektory d la południowych s t a c j i Obserwatoriów na Mt. Wilson i Paloniar (tzw. CARSO) i południowej s t a c j i U niw ersytetu Kalifornij
sk ieg o (Obserwatorium L ic k a ).
Na zakończenie warto może dodać kilka uwag, ja k ie n a s u w a ją s ię przy l e k turze artykułu B o w e n a . W artykule tylko marginesowo potraktowane s ą z a gadnienia zw iązane z czynnikami „ n ie z a le ż n y m i” od t e le s k o p u , takimi ja k n p . j a s n o ś ć tła n ie b a , ieeing, efektywność przyrządów pomocniczych itd . Z a c z nijmy d la przykładu od z a się g u w tech n ice fotograficznej. B o w e n pokazuje, źe z a s i ę g telesk o p u zw iększyć można pow ięk szając o g n isk o w ą teleskopu (a więc np. o g nisko C a s s e g r a in a za m ia st głównego) i w ydłużając odpowiednio e k s p o z y c ję . P o z o s t a j e jed n ak z a w s z e ja s n o ś ć tła n ie b a (w p ie rw sz e j p o tę d z e ). Ten oczy w isty fakt s p raw ia, że ta k wiele m ie js c a p o św ięca s i ę znajdowaniu miejsc o ciemnym niebie — z d a la od m ia s t, n a j c z ę ś c i e j w g ó ra c h .
Inny przykład — to porównanie efektyw ności spektrografów na m ałą dysper- s j ę pracujących n a w ielkich te le sk o p a c h i spektrografu mgławicowego reflektora C r o s s l e y a (śre d n ic a 36 c a li), zbudowanego przez M a y a l l a w 1935 roku i w s p ó ł zaw odniczącego odtąd pomyślnie z teleskopam i 100-, 120- i 200-calowyin. B o w e n p o k azu je, że w przypadku C r o s s le y a mamy do c z y n ie n ia z optymalną kom b i n a c j ą ś w ia tło s iły kamery, s z e ro k o ś c i s z c z e lin y i średnicy te le sk o p u , w wyni ku c z e g o jeg o „ e f e k ty w n o ś ć ” w porównaniu z efe k ty w n o śc ią większych t e l e skopów z a le ż y tylko od p ie rw ia stk a średnicy te le s k o p u . Stosuje s i ę to jednak tylko d la obiektów rozciągłych (np. galaktyk), d la których z r e s z t ą C rossley N ebular Spectrograph z o s t a ł zaprojektowany. T ym czasem wiadomo, że wyż s z o ś ć teg o spektrografu p o z o s ta je i przy o b serw acjach gw iazd. P rzy k ład : n a j s ł a b s z ą gw iazdą, d la której udało s ię uzyskać spektrogram j e s t +4°4048 B o j a s n o ś c i m pg = 20.5; spektrogram z o s ta ł uzyskany przez H e r b i g a spektrogra fem mgławicowym C r o s s l e y a przy e k sp o zy cji zaledwie ok. 4 go d z. (d y sp e rsja 430 A/mm przy Hy)! Wydaje s i ę , że tajem nica tkwi w zredukowaniu do minimum s t r a t ś w ia tła w sp ek tro g rafie. J e s t on spektrografem pryzmatycznym, co wpraw d z ie uniemożliwia sto so w a n ie różnych d y s p e r s ji, ale pozw ala w ykorzystać przewagę tego ro z w ią z a n ia nad spektrografami siatkowymi, w których z a ta k w a ż n ą n a ogół „ e l a s t y c z n o ś ć ” p ła c ić trz e b a z m n ie jsz o n ą efe k ty w n o śc ią .
T e l e s k o p y 239
śre d n ic y te le s k o p u , rozpatrzm y pew ien fikcyjny p rzy k ład . Porównajmy efektyw ność dwu teleskopów w a sp e k c ie sp ek tro sk o p ii cou d e„ T e le sk o p A — śre d n ic a 200 c a li (500 cm) w yposażony w sp e k tro g raf z s ia tk ą o śre d n ic y 15 cm; j e s t to maksim um , jakiego w te c h n ic e w ykonyw ania s ia te k dyfrakcyjnych nie udało s ię dotąd pom yślnie przekroczyć (istn ie ją c y te le sk o p 200-calow y p racu je w u k ładzie
coudd z s ia tk ą o śred n ic y o k . 30 cm , b ę d ą c ą „m o z a ik ą ” z ło ż o n ą z c z te re ch
kaw ałków ). N iech te lesk o p ten pracu je w klim acie charak tery zu jący m się ś re d nim seein g ie m rzędu 2 sek u n d łuku i 50 nocami pogodnymi w ro k u . Odpowiada to — przy pewnym optymizmie — klim atow i półhocno-w schodniej c z ę ś c i USA, lub klim atow i P o ls k i. T e le sk o p B — ś re d n ic a 40 c a li (100 cm ), którego sp ek tro g raf
c o u i i udało s ię w yposażyć w d o b rą sia tk ę o śred n icy 30 cm . W łaśnie w tym
kierunku id ą obecnie w y siłk i konstruktorów w USA i Z SR R . N iech te le sk o p ten pracuje w bardzo dobrym klim acie: se e in g rzędu 1 s e k . łuku i 250 pogodnych nocy w ro k u . To odpow iada praw dopodobnie klimatowi n a s z c z y c ie T o lo lo , w C hi le ( s ta c ja południow a obserw atorium n a Kitt P e a k ). P o d s ta w ia ją c do wzorów B o w e n a otrzym ujem y, że w sp e k tro sk o p ii w śred n io w y so k iej d y sp e rsji (wid ma p o szerzan e) te le sk o p B b ę d z ie z b ie ra ł o bserw acje s z y b c ie j o czy n n ik 4. W n ajw y ższej d y sp e rsji z a ś (widma nie p oszerzane) przew aga te le sk o p u B bę dzie w yrażała się czynnikiem 8 0 . J e ś l i z a ś u w zględnić, że te le s k o p A (budowa i e k sp lo a ta c ja ) j e s t 5 J = 25 razy d ro ższy od te lesk o p u B , to u zy sk u jem y , że w przypadku pierw szym te le sk o p B będzie efek ty w n iejszy (ta ń sz y w o d n iesien iu do jednej obserw acji) od te lesk o p u A o czynnik 100, z a ś w przypadku drugim o czynnik 2 000.
i fj . .v ,
-Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW
EKOSFERY GWIAZD PODWÓJNYCH
(ST RESZCZENIE) J . G A D O M S K I
3KOC$EPbI flBOfiHMX 3BE3fl (KoHcneKT)
f l . T a B O M C K H
ECOSPHERES O F DOUBLE STARS
(Summary)
W tomach V I (141-149), VII (272-277), IX (37-42) i XI (61-64) „Postępów Astro nom ii” autor streścił poszczególne etapy opracowania przez siebie geometrii ekosfer gwiazdowych. N iniejszy artykuł je st końcowym z te j serii.
W Galaktyce co najm niej połowa gwiazd to systemy podwójne i wielokrotne; stąd problem ekosfer tego typu układów posiada kapitalne znaczenie z punktu widzenia bio lo g ii kosm icznej. Ekosfery tych systemów m ają na ogół skomplikowany kształt, zmie n iający się w rytmie wzajemnego obiegu składników dokoła wspólnego ich środka ma sy. Stosunkowo prosto przedstawia się to zagadnienie w odniesieniu do ciasnych ukła dów podwójnych. Spróbujemy je u jąć w fonnuły matematyczne.
Na powierzchni ewentualnych planet energie promieniste (£ * ) nadbiegające z po szczególnych słońc (A, B) sum ują się . Według prawa Stefana-Boltzmanna mamy dla gwiazd traktowanych jako c ia ła doskonale czarne:
E , - o x 7’{ > (1)
gdzie: CT = 1,374 X 10’ “ ca l/cm 1 sec.
Cała powierzchnia gwiazdy emituje ilo ś ć energii:
2 E » x 4 K* it,
z której planeta krążąca w średniej odległości d otrzymuje:
E * x 4 R 1 ir _ £ ( * • ) • .
242 Z pracowni i obserwatoriów
W ciasnych systemach gwiazd podwójnych, w których planety okrążają niewątpliwie wspólny środek masy słotc A, B, otrzymują one od nich według (2) następującą ilość energii promienistej:
e a , b = E a { j ~ ) + - T 1 [E a r2a + eb r%b) •
Po zastosowaniu wzorów (1) i (2), mamy ze wzoru (3):
E A . B = f Ą T * R X + T * B R h ). (Z)
Po osiągnięciu równowagi termicznej planeta (P), traktowana jako ciało doskonale czarne wypromieniowuje według (1):
E p = <j T p . (4)
Wówczas mamy równość:
E A , B = + Tś * h ) = o * * ? , (5)
stąd:
t p (6)
Gdy planeta wiruje dostatecznie szybko dokoła osi, to według [l]:
r ' • W
Dla planet krążących w centrum termicznym ekosfery (A), gdzie osiągają one tem peraturę Tp = 278°K, mamy ze wzoru (7^:
4
=
y/TX * \ ' Th*i-
<»>
D la planet krążących w centrum termicznym ekosfery znajduję na okres ich obie- g“ (P A>:
P = 2^\ l .. A' — (9)
gdzie Mą, Mg— oznaczają masy słońc składowych.
Z 97 gwiazd zaćmieniowych „rozwiązanych” w katalogu Z . K o p a ł a [2] autor wy brał 73 obiektów, dla których podano oddzielnie typy widmowe składników, co pozwoliło
Z pracowni i obserwatoriów 243
wyinterpolować temperatury powierzchniowe składników [3]. Obliczono dla tych gwiazd A oraz P&, otrzymując średnio: A = 17A0, P& - 31 ?2 oraz największą elongację skład
ników 2d = 51',6 oglądanych z A. Opierając się na rozeznania 0 . St r u v e go [4], ii gwiazdy o widmach F5 posiadają planety, okazuje się, że 50 spośród badanych systemów jest otoczone planetami.
R y s . 1. Przekrój ekosfery gwiazdy zaćmieniowej S C n i. Indywidualne ekosfery słońc składowych
A, B sumują się w pewien specyficzny sposób, dając e ko aferę wspólną dla układu (wykres). War
tości liczbowe poszczególnych parametrów dla tego układu są: A^j — 11,90. A®, Ag = 5,99 A©, A/l+fl = 13,32 Ag), Ta = 10 700°, Tb = 5100°, R a = 3,4 R©, R g = 7,6 R©, U A ~ 6,8 M@, « B = 2,4A%,,
A (połowa osi wielkiej orbity) = 39,5 R©> 2ot (największa elongacja słońc składowych, obserwo wanych z planet krążących w odleglbSci A 96l7, P A ,B = 9*48, P& = 47?0) W luźnych systemach podwójnych oraz w układach wielokrotnych, w których nie wszystkie planety okrążają wspólny środek masy układu, lecz obiegają bezpośrednio swe słońca macierzyste, ekosfery mają kształt skomplikowany i zmieniają się w rytmie obiegu wzajemnego słońc składowych. Wymagają każdorazowo osobnych obliczeń. Dają duże bogactwo i różnorodność zjawisk.
L I T E R A T U R A [ 1 ] ,,Postępy Astronomii’', VI, pg. 141, wzór (3).
[2D Z. K o p a l , Catalogue of Elements of Eclipsing Systems (1956). C33P. K u l i k o w s k i , Poradnik mdoSnika astronomii, pg. 84 (1956). C 4]0. S t r u v e , Stellar Evolution (1956).
Z L IT E R A T U R Y NAUKOWEJ
WYZNACZENIE WSPÓŁRZĘDNYCH BIEGUNA CHWILOWEGO Z WYNIKÓW MIĘDZYNARODOWYCH OBSERWACJI CZASU
M. D U K W I C Z - L A T K A
Do wyznaczeń współrzędnych chwilowego bieguna Ziem i wykorzystywano do nie dawna dane obserwacyjne sta c ji biorących u d z ia ł w Międzynarodowej Służbie Szero kości (1LS). S ą to stacje położone na równoleżniku +39cb8/ i wyposażone w klasyczne teleskopy zenitalne. W zw iązku z włączeniem się do Służby Szerokości licznych nowych s ta c ji, leżących w różnych szerokościach, ILS zostaje obecnie przekształcona w Mię dzynarodową Służbę Ruchów Bieguna (IPMS). Nowowłączone stacje rozporządzają często kroć nowoczesnymi instrumentami pozwalającymi na jednoczesne wyznaczanie szeroko ś c i i poprawek zegara. W iąże się to z m ożliw ością wyznaczenia współrzędnych bieguna chwilowego z danych obserwacyjnych Służby Czasu i porównania ich z wynikami uzyska nymi na podstawie obserwacji szeiokości.
Ja k wiadomo, ruchy bieguna powodują zmiany dhigości i szerokości geograficz n ej, które można przedstawić w następującej postaci:
A<j> = rcos(A-/)
(1)
AA = rsin(A-Z) tgif,
przy czym długość bieguna chwilowego l w iąże się ze współrzędnymi tego bieguna
x, y przy pomocy zależności:
x = rcosZ
(2)
y = rsinZ.
D la tgy bliskiego jedności, zmiany długości i szerokości geograficznej mają podob ny charakter i przesunięte s ą względem siebie w fazie o 90°.
Istotna różnica przy stosowaniu wyników obserwacji szerokości i czasu polega na tym, że w wypadku obserwacji szerokości wykorzystuje się bezpośrednio zmiany szero kości stacji obserwacyjnych, podczas gdy przy wykorzystaniu obserwacji czasu wpro wadza się do wyznaczeń różnice zm ian dla dwóch lub w ięcej s ta c ji.
Opracowana przez I i j i m a i O k a z a k i [l] metoda badania ruchów bieguna przy pomocy danych obserwacyjnych Służby Czasu, może być w przyszłości wykorzystana do stałych wyznaczeń.
Oznaczamy przez ©,- bezbłędny moment obserwacji i-tej stacji, L i — bezbłędną war tość długości geograficznej, 6 Ti oraz 5A; — różnice pomiędzy wielkościam i obserwowa nymi i bezbłędnymi, tj.
246 Z literatury naukowej
T i = Q i * S T t (3)
\ =
L i *5\.
Uzyskiwany z obserwacji czas uniwersalny TUO{ = Ti - Q q + Aj + 12*1 można teraz przedstawić w postaci sumy bezbłędnego czasu TUI, jednakowego dla wszystkich stacji (TUI otrzymuje się z TU0 po uwzględnieniu zmian długości, spowodowanych ruchami bieguna — AA), oraz 52J , 6A£ i AAf. Różnica TUO dla dwóch stacji będzie wynosiła:
TUOi - TUOj = (6Ti - 67}) + (6A*- 6Ay) - (AAf - AA/). (4)
Pierwszy wyraz po prawej stronie równania (4) zawiera składowe zmienne: niere gularną. i okresową, a drugi — tylko stałą.
1956 1957 195i 1959 1960
Rys. 1. Wahania rńinic TUO - TUOi dla jedenastu stacji w okresie 1956-1960
Wykorzystując dane obserwacyjne wielu stacji wprowadza się różnice każdej z nich od średniej. W ten sposób - o ile przyjmiemy, źe ST jest bliskie zera - otrzymamy dla i-tej stacji zależność w postaci:
Z lite ratu ry n a u k o w e j 247
W rów naniu tym p ie rw sz y wyTaz po lew ej stro n ie uzyskam y z d anych o b serw acy j n y ch , 6 A - 6A; = — j e s t d la i-te j s t a c ji s t a łą popraw ką, k tó rą n a le ż y w prow adzić w c e lu u z y s k a n ia w sp ó ln eg o układu o d n ie s ie n ia , n a to m ia s t w a rto ś ć AA; m ożna pow ią z a ć z szu k an y m i w sp ó łrzęd n y m i b ie g u n a chw ilow ego x , y p rz y pom ocy z a le ż n o ś c i:
A l 1 0 0 0 / • ,
AA; - -j-g - (xsinA; - ycosA j) tg<p; .
P o c z ą te k u k ład u ( x , y ) u m ieszczo n y je s t w b ieg n n ie średnim d la dan eg o o k re su . R o zw iązu jąc układ rów na i (5) m etodą n a jm n ie jsz y c h kw adratów , m ożna u z y sk a ć po szu k iw an e w sp ó łrz ę d n e bieguna * i y .
P o n a d to ro z w ią z a n ie d a je d la u w zględnionych s t a c ji o d ch y łk i 62J . W od ch y łk ach ty ch m ożna w y d zielić sk ła d o w ą o k reso w ą, o o k re s ie rocznym i półrocznym , w y w o łan ą błęd am i katalogow ym i gw iazd typu A a * oraz wpływem warunków m eteo ro lo g iczn y ch a ta k ż e sk ła d o w ą n ie re g u la rn ą , spow odow aną b łęd am i osobo w o -in stru m en taln y m i i pew ny mi b łęd am i przypadkow ym i.
Do o b lic z e ń au to rzy w y k o rzy stali w yniki o b se rw a c ji je d e n a s tu s t a c ji w o k re s ie la t 1956—1960. R y su n ek 1 p rz e d s ta w ia w ah an ia ró ż n ic TUO — TU0; w okół poziom u /C; d la k a ż d e j z ty c h s t a c j i .
R y s. 2 . Porównanie wyników ILS, BBU i autorów R y s . 3 . Wartości nieregularnej składowej wyra-
248 Z literatury naukowej
Uzyskane zmiany współrzędnych bieguna zostały porównane z wynikumi otrzyma nymi przez ILS i BIII (rysunek 2). Systematyczna różnica między wielkościami x i y otrzymanymi przez autorów oraz ILS powstała wskutek przyjęcia różnych początków układu współrzędnych. Dla obserwacji ILS umieszcza się początek układu w biegunie średnim z okresu 1900—1905, natomiast autorzy przyjęli za początek biegun średni w okresie 1956—1960. Aby sprowadzić ich wyniki do rezultatów uzyskanych przez ILS, należy uwzględnić systematyczne poprawki: dla x - +0’,’042, dla y - +0’,’ 192.
Wartości nieregularnej składowej wyrazu 5Ti (wykres 3) s ą miarą niestabilności obserwacji czasu i mogą służyć do obliczenia współczynników wagowych poszczegól nych stacji.
W wypadku dalszego używ ania przedstawionej metody do badania ruchów bieguna, należałoby przyjęty układ długości geograficznych stacji sprowadzić do układu wprowa dzonego przez IL S .
L I T E R A T U R A
PERSPEKTYWY ROZWOJU ASTRONOMII OBSERWACYJNEJ W USA*
B. P A C Z Y Ń S K IW końcu 1962 roku powołany z o s ta ł przez Akademię Nauk Stanów Zjednoczonych z e s p ó ł astronomów am erykańskich, w celu opracow ania d z ie się c io le tn ie g o planu inwe sty c ji w dziedzinie astronom ii optycznej i radioastronom ii. Kierownikiem zesp o łu z o stał Albert E . W h i t f o r d , dyrektor Obserwatorium L ic k a Uniwersytetu K alifo rn ijsk iego . Ponadto w sk ład zespo łu w eszło siedm io innych wybitnych astronomów i rad io astro nomów, m 'ędzy innymi W.W. M o r g a n i A .R . S a n d a g e . Program rozwoju instrumen talnego astronom ii am erykańskiej opracowany przez ten z e sp ó ł opublikowany z o stał w 1964 roku w p o sta c i k sią ż k i zatytułow anej Astronomia naziem na — program d z ie s ię cioletn i. Ja k wynika z tytułu, plan ten nie obejm uje p rac, które b ęd ą prowadzone ze sztucznych sate litó w . Z e sp ó ł astronomów zajmował s ię jedynie problemami związanym i z prowadzeniem o b serw acji z powierzchni ziemi i sta r a ł s ię opracow ać program, który umożliw iałby możliwie racjonaln e w ykorzystanie funduszy, przeznaczonych przez rząd na rozwój tej dziedziny bad ań . P o n iżej podane s ą w skrócie za sa d n ic z e punkty tego programu.
W stan ach Zjednoczonych, podobnie z re sz tą ja k i na całym św ie c ie , odczuw a się poważny brak n arzędzi astronom icznych, w sz c z e g ó ln o śc i dużych teleskopów u m ieszczo nych w dobrym klim acie. Rozw ój astronom ii obserw acyjnej je s t przez to bardzo pow aż nie hamowany. W iększość teleskopów , którymi dysponu ją am erykańscy astronom owie, stanow i sp ad ek po poprzednich pokoleniach badaczy. P o m ijając nawet niew ielkie roz miary, instrumenty te s ą na ogół mało wydajne ze względu na zły sta n techniczny, w sz c z e g ó ln o śc i s ą one w bardzo małym stopniu zautom atyzow ane. N a podkreślenie zasługuje fakt, że w chw ili obecn ej tylko dwa teleskopy — 200-calow y reflektor na Mount P a lo mar i 120-calowy w L ic k Observatory — um ożliw iają prowadzenie prac obserw a cyjnych na granicy n asz e g o poznania. Nawet przy n ajbardziej wydajnym wykorzystaniu c z a su na dużych instrum entach, zaledw ie d z ie się c iu czy p iętn astu astronomów może efektywnie pracow ać przy ich pomocy. T ak więc w obecnym stan ie rzeczy w każdej z dziedzin astronom ii obserw acyjn ej nad najciekaw szym i problemami pracow ać może zaledw ie dwu lub trzech astronomów. U suw a to m ożliw ość konkurencji i d aje niew ielkie tylko m ożliw ości spraw dzania wyników przez innych b ad aczy . Ponadto dane obserw a cyjne gromadzone s ą bardzo pow oli.
Warto tu zwrócić uwagę i na to, ja k w ielką rolę w dotychczasowym rozwoju a stro nomii sp ełn iły duże telesk o p y . D zięki nim można badać szczegółow o sk ład chemiczny gw iazd, co doprowadziło w latach p ię ćd ziesiąty ch tego stu le c ia do odkrycia różnic sk ład u chem icznego w obiektach różniących się wiekiem . Miało to d o n iosłe znaczenie dla teorii pochodzenia pierw iastków . Badania odległych galaktyk m ogą być prowadzone jedyn ie przy użyciu n ajw iększych n arzęd zi. Odkrycie nowych obiektów — q u a si-ste lla
250
Z litera tu ry n a u k o w e jnych ra d io ź ró d e ł — byłoby niem o żliw e b ez u ż y c ia dużych in stru m en tó w , zarów no o p ty cz nych ja k i rad io w y ch . P roblem y stru k tu ry G alaktyki, stru k tu ry i p o ch o d zen ia pó! m agne ty c z n y c h we w s z e c h ś w ie c ie , problem y ew o lu cji gw iazd i g a la k ty k — to ty lk o k ilk a s p o ś ró d ogrom nej ilo ś c i z a g a d n ie ń c z e k a ją c y c h na ro z w ią z a n ie . Is tn ie ją c y c h te le s k o pów je s t z a mało do p rz e p ro w ad zen ia kom pleksow ego a ta k u n aw et na jedno z w ażnych z a g a d n ie ń , nie mówiąc ju ż o w s z y s tk ic h , które n a le ż a ło b y ro z w ią z a ć . A stronom ii o b se r w acy jn ej g ro zi z a stó j.
I s tn ie je w re s z c ie problem m łodej k adry. Z e w zględu na tru d n o ś c i zw iązan e z uzy sk an iem c z a s u na w ie lk ic h te le s k o p a c h , w ielu m łodych, u ta len to w an y ch astronom ów m oże rzu cić te n przedm iot i z a ją ć s ię in n ą d z ie d z in ą n a u k i. T ym czasem p rz o d u ją c a po z y c ja Stanów Z jed n o czo n y ch w a stro n o m ii o p ty czn e j je s t z a g ro ż o n a . Z w iązek R a d z ie c k i p la n u je budowę s z e ś c io m e tro w e g o te le s k o p u , z a ś te le s k o p o śre d n ic y 2,6 m etra pracu je ju ż w O bserw atorium Krymskim . K raje z a c h o d n ie j Europy z a m ie rz a ją budow ać 150-calo- wy re fle k to r na południow ej p ó łk u li. P o d o b n ie kraje W spólnoty B ry ty js k ie j ro z w a ż a ją moż liw o ść k o n stru k c ji ta k ie g o te le s k o p u .
Aby utrzym ać p o z y c ję Stanów Z jednoczonych w astro n o m ii św ia to w e j i aby z a sp o k o ić w z ra s ta ją c e za p o trz e b o w a n ie na duże instrum enty, z e s p ó ł W hitforda z a le c a inw e s ty c je w d z ie d z in ie astro n o m ii o p ty c z n e j w ynoszące 68 m ilionów dolarów w cią g u n ad c h o d z ą c e g o d z ie s ię c io le c i a . R o zw ażan a była m ożliw ość budowy te le s k o p u o śred n icy w ię k s z e j niż 5 m etrów . O pracow anie zu p ełn ie nowego ro z w ią z a n ia te c h n ic z n e g o ko n ie c z n e g o dla ta k d użego instrum entu by toby n a d e r k o sz to w n e . Z arazem w ydajność te le s k o p u w z ra s ta stosunkow o w olno z jeg o rozm iarem . T a k w ię c , aby in w e sty c ja ta k a b y ła o p ła c a ln a , n a le ż a ło b y b rać pod uw agę reflek to r n ie m n iejszy n iż 350- lub 400-ca- low y. K o szta ta k ie g o te le s k o p u o c e n ia s ię na ok. 100 m ilionów dolarów , z a ś c z a s budo wy byłby bardzo d łu g i. D lateg o te ż z e s p ó ł Wbitforda z a le c a , aby w nadchodzącym d z ie s ię c io le c iu o g ran iczy ć s ię je d y n ie do w stępnych prac nad problem am i zw iązanym i z bu dow ą ta k ie g o in stru m e n tu .
P ro je k t p rzew id u je za te m m ożliw ie s z y b k ą k o n stru k cję 3 d u ży ch te le sk o p ó w o śred n ic y 150 do 200 c a li . Jednym z n ic h byłby planow any ju ż re fle k to r d la obserw atorium na K itt P e a k . Z e w zględu n a m o żliw o ść w ykorzystania do budowy ty c h te le sk o p ó w zna nych ju ż i sp raw d zo n y ch ro z w ią z a ń te c h n ic z n y c h , k o sz ta z w ią z a n e z ich k o n stru k c ją pow inny być sto su n k o w o n is k ie i w stosunkow o krótkim c z a s i e m ożna by z a sp o k o ić , przynajm niej c z ę ś c io w o , n a jb a r d z ie j p a lą c e p o trzeb y . J e d e n z ty c h te le sk o p ó w pow inien s ta n ą ć n a południow ej p ó łk u li, w raz z u z u p e łn ia ją c ą go 4 8 -c a lo w ą k am erą Schm idta. P o n ad to z e s p ó ł W hitforda z a le c a budow ę 3 telesk o p ó w o ś re d n ic a c h 60 do 84 c a li oraz 8 te le sk o p ó w 36- lub 4 8 -c a lo w y c h . O ile d u że i śre d n ie re fle k to ry , p rz e z n a c z o n e do p ro w ad zen ia w y łączn ie p rac naukow ych, powinny znajdow ać s ię w m ożliw ie dobrym k li m a c ie , o ty le o s ta tn ie 8 te le sk o p ó w powinno być zlo k alizo w an e p rzed e w szy stk im w po b liż u ośrodków u n iw e rs y te c k ic h s z k o lą c y c h studentów a stro n o m ii. Warunki k lim aty czn e byłyby tu sp ra w ą d ru g o rz ę d n ą .
W d z ie d z in ie ra d io a stro n o m ii głównym czynnikiem lim itującym rozw ój j e s t problem z b y t m ałej z d o ln o śc i r o z d z ie lc z e j is tn ie ją c y c h a n te n . P o n a d to , ch o ć Stany Z jed n o czo n e m a ją k ilk a dużych ra d io te le sk o p ó w , ic h p o z y c ja w te j d z ie d z in ie d a le k a j e s t od domi n u ją c e j. USA zbudow ały o s ta tn io trz y d u że ra d io te le sk o p y : 300-m etrow e lu s tro w A recibo w P o rto R ico , 100-metrowy p arab o lo id w Narodowym O bserw atorium R ad io astro n o m icz nym (NRAO) i cy lin d ry czn y p a rab o lo id o śre d n ic y 180 metrów w u n iw e rs y te c ie w Illin o is . P o n a d to z n a jd u ją s ię je s z c z e w S tan ach Z jed n o czo n y ch 2 d uże dw uelem entow e in te r ferom etry (K a lifo rn ijsk i In sty tu t T e c h n o lo g ii i NRAO). Je d n a k ża d e n z ty c h instrum entów n ie ma ta k ic h m ożliw ości, ja k n ie k tó re ra d io te le sk o p y w Z w iązku R ad zieck im , w A ustra
Z literatury naukowej
251
U z y sk a n ie w ię k s z e j n iż dotąd z d o ln o ś c i r o z d z ie lc z e j w d z ie d z in ie fa l radiow ych j e s t problem em palącym ze w zględu n a b ad an ie stru k tu ry ra d io ź ró d e ł, problem y kosm o lo g ic z n e , b ad a n ie stru k tu ry G a la k ty k i. P o ż ąd an y je s t in stru m en t o z d o ln o ś c i ro z d z ie l c z e j rz ę d u je d n e j m inuty luku na fa li 21 cm i z d o ln o ś c i ro z d z ie lc z e j rzęd u 10 sek n n d łuku na fa la c h cen ty m etro w y ch . Z e s p ó ł W hitforda z alf ^a w obec tego budow ę instru m en tu zło żo n e g o z e 100 p arab o lo id ó w o śre d n ic y 85 stó p k ażd y . P o w ie rz c h n ia a n te n pow inna u m o żliw iać p row adzenie o b se rw a c ji n aw et n a fa la c h o d łu g o ś c i za le d w ie 3 cm , P a ra - b o lo id y byłyby ro z m ie sz c z o n e b ądź w zdłuż lin ii p ro s te j, bądź te ż w zdłuż ram ion k rz y ż a . K o sz t c a łe g o instrum entu je s t o c e n ia n y n a 40 m ilionów dolarów i z e s p ó ł W hitforda z a le c a m ożliw ie s z y b k ie p rz y s tą p ie n ie do budow y teg o ra d io te le sk o p u , gdyż m oże ona z a ją ć d z ie s ię ć la t . Aby ty m czasem ch o ć c z ę ś c io w o z a sp o k o ić p o trzeb y p ro w ad zen ia o b s e rw a c ji o d u ż e j z d o ln o ś c i ro z d z ie lc z e j, z a le c a n e j e s t rozb u d o w an ie is tn ie ją c y c h ju ż instrum entów w O wens V aley , co m ożna by zro b ić w stosunkow o krótkim c z a s ie i przy n a k ła d z ie sto su n k o w o n ie w ie lk ic h k o s z tó w .
P o z a wym ienionym ju ż 100-antenow ym ra d io te le sk o p e m z a le c a n a j e s t budow a 2 w p e łn i ste ro w a ln y c h p araboloidów o ś re d n ic y 90 metrów i około 15 m n ie jsz y c h in s tru m entów do prac s p e c ja ln y c h . T e o s ta tn ie byłyby ro z m ie sz c z o n e w p o sz c z e g ó ln y c h uni w e rs y te ta c h . P o n ad to pow inno s ię ro z p o c z ą ć p ra c e przygotow aw cze nad p ro jek tem w p e ł n i ste ro w a ln e g o p a rab o lo id u o ś re d n ic y ponad 100 m etrów .
R ozw ój astro n o m ii o b s e rw a c y jn e j w ym aga n ie ty lk o du ży ch te le sk o p ó w i ra d io te le sk o p ó w , le c z ta k ż e o d p o w ied n iej ap aratu ry p o m o cn iczej. O cen ia s i ę , że sum a p rze z n a c z o n a n a te n c e l pow inna być rzęd u m iliona dolarów r o c z n ie . P o n a d to 10 m ilionów d olarów pow inno być p rz e z n a c z o n e w c ią g u n a jb liż s z e g o d z ie s ię c io le c ia n a rozw ój a u to m a ty z a c ji p rac a stro n o m ic z n y c h . S z c z e g ó ln ie w ażne j e s t o p racow anie p rzyrządów p o m o cn iczy ch u m o ż liw ia ją c y c h otrzym yw anie danych o b serw acy jn y ch w p o s ta c i um ożli w ia ją c e j b e z p o śre d n ie p rz e k a z a n ie ty c h danych m aszynie cy fro w ej.
Z e s p ó ł W hitforda ro z w a ż a ł te ż w zajem ny s to s u n e k o b se rw a c ji prow adzonych z po w ie rz c h n i ziem i i ze sz tu c z n y c h s a te litó w . Otóż u m ie sz c z e n ie 3 6-calow ego te le s k o p u na o rb ic ie b ę d z ie k o sz to w a ć około 60 m ilionów dolarów i o b se rw a c je b ę d z ie m ożna prow a d z ić p rzy jego pomocy p rzez o k re s je d n e g o ro k u . P odobny in stru m en t n a p o w ierzch n i Z iem i k o szto w ałb y zale d w ie 0,3 m ilio n a dolarów i mógłby p racow ać p rzez co n ajm n iej 50 la t . N aw et je ś li u w z g l ę d n i m y fa k t, ż e p o za a tm o sferą w arunki do p ro w ad zen ia o b s e r w a c ji s ą zn a c z n ie le p s z e , to i ta k k o s z t o b s e rw a c ji z pokładu s a te lity p rz e k ra c z a s tu - k ro tn ie k o sz t o b se rw a c ji w ykonanej na Z ie m i. O c z y w iśc ie , pew nego ty p u o b se rw a c je m ogą b y ć wykonywane ty lk o p o za a tm o sfe rą . Z z e s ta w ie n ia kosztów w ynika je d n a k ja sn o , że przy pomocy te le sk o p ó w u m iesz c z o n y c h na s z tu c z n y c h s a t e li ta c h nie powinno s ię p row adzić o b se rw a c ji m ożliw ych d o w ykonania z p o w ie rz c h n i Z ie m i.
C ałk o w ity k o s z t in w e sty c ji z a le c a n y c h p rz e z z e s p ó ł W hitforda o c e n ia n y j e s t n a 224,1 m ilio n a dolarów w ciągu n a d c h o d z ą c e g o d z ie s ię c i o le c i a . P rogram p rzew id u je w y d atk i w w y so k o śc i 68,2 m iliona dolarów n a astronom ię o p ty c z n ą , 97 m ilionów na ra d io a stro n o m ię , 20 m ilionów n a ap aratu rę p o m o c n ic z ą i 3 8 ,9 m iliona na k o s z ta z w ią z a n e z e k s p lo a ta c ją now ych u rz ą d z e ń o p ty czn y c h i rad io w y ch . Z daniem z e s p o łu Whit forda, plany te s ą m inim alne. O p ie ra ją s ię on e na a n a liz ie is to tn y c h potrzeb astronom ii n azie m n ej i re a lis ty c z n e j o c e n ie naziem nego w y p o sa ż e n ia , k o n iecz n eg o do u z u p e łn ie n ia p ra c y programu b ad ań p rz e s trz e n i k o sm ic z n e j. Suma 200 m ilionów dolarów s ta n o w i z a led w ie drobną c z ę ś ć sum y p rz e z n a c z o n e j na b a d a n ia p rz e s trz e n i i, ja k s ię w y d aje, z o s ta n ie p rz e k ro c z o n a .
252
Zliteratury naukowej
NOWE DALEKIE QUASI-STELLARNE ŹRÓDŁA
B. P A C Z Y Ń S K IO odkryciu i niezwykłym charakterze nowo odkrytych obiektów quasi-stellarnych źródeł była już mowa na łamach „Postępów Astronomii” . Ponieważ obiekty te znaj dują się obecnie w centrum zainteresowania astronomów, poszukiwania nowych quasi* -stellamych źródeł wciąż trwają. Znamy już ponad 20 takich obiektów i wciąż odkrywane są nowe ( S a n d a g e i W y n d h a m 1965; V e r o n 1965). Widma ich wykazują bardzo znaczne przesunięcia ku czerwieni, co świadczy o ogromnych odległościach. Parametr z = (A - A„)/A0 charakteryzujący to przesunięcie był równy 0.545 dla źródła 3C147. Do niedawna był to najdalszy znany obiekt kosmiczny. Ostatnio S c h m i d t (1965) opubli kował wyniki pomiarów widm dla 5 nowych źródeł. Ilość linii emisyjnych obserwowa nych w tych widmach wahała się od 2 do 5, przeto identyfikacja linii nie jest zawsze pewna, lecz wysoce prawdopodobna. W widmie 3C9 widoczne są zaledwie dwie linie emisyjne, lecz prawie na pewno jedną z nich jest linia wodoru Lyman alfa, przesunięta do bliskiego ultrafioletu. W tabeli 1 podane są przesunięcia ku czerwieni widm 9 źró deł, dla których zostały dotąd uzyskane widma i dokonana identyfikacja lin ii. 5 ostat nich, o największych przesunięciach, było obserwowane przez Maartena S c h m i d t a .
T a b e l a 1 Źródło z - (A - A 0)/Ao 3C273 0.158 3C 48 0.367 3C 47 0,425 3C147 0.545 3C254 0.734 3C245 1 U) 29 CTA102 1 JO 37 3C287 1.055 3C 9 2.012
Jak wynika z tabeli 1, najdalszym obiektem znanym obecnie jest źródło 3C 9, dla którego przesunięcie ku czerwieni potroiło długości fal obserwowanych lin ii widmo wych. Przy tak dużych przesunięciach różnice pomiędzy różnymi modelami kosmolo gicznymi są bardzo znaczne, możemy się więc spodziewać, że już wkrótce, gdy wzrośnie ilość znanych nam obiektów leżących w tak ogromnych odległościach, będzie można stwierdzić obserwacyjnie, jaki jest model wszechświata. Warto zauważyć, że własno ści nowych 5 źródeł są prawie identyczne jak i 4, dla których już uprzednio znane by ły widma. W szczególności jasności optyczne i radiowe zawierają się w tych samych granicach.
L I T E R A T U R A
S c h m i d t , M„ 1965, A p J , 141, 1295.
S a n d a g e , A. , W y n d h a m , JJ3 . 1965, A p . J , 141, 328. V e r o n , P , 1965, A p J , 141, 332.
KRONIKA
SPRAWOZDANIE Z UDZIAŁU W VIE SYMPOZJUM COSPAR W MAR DEL PLATA (ARGENTYNA) W MAJU 1965
W. Z O N N
Zanim przedstawię Czytelnikom przebieg Sympozjum i główne tematy na nim porusza ne, czuję się w obowiązku wytłumaczyć, dlaczego miejscem obrad nie było Buenos Aires, jak pierwotnie zamierzano, lecz miejscowość stosunkowo mało znana w Europie, położona 400 km na południe od Buenos Aires, nad brzegiem Atlantyku. O tóż kilka dni przed zaplanowanym początkiem obrad miejscowi studenci zapow iedzieli demon strację przeciw uczonym z DSA, w zw iązku oczywiście ze stanowiskiem tego kraju wobec republiki San Dominikańskiej i Vietnamu. Pewnego wieczoru przed rozpoczę ciem obrad zrobiono małe demonstracje na ulicy przed hotelami, w których m ieszkali uczeni z USA. To wszystko sprawiło, że obrady COSPAR zostały przeniesione do m iej scowości Mar del P lata, położonej o 400 km na południe. W ciągu wieczora i dnia na stępnego wszystkich i wszystko przewieziono samolotami do owej letniej stolicy Argen tyny, która w okresie letnim liczy przeszło milion mieszkańców, zim ą zaś jest niemal że kompletnie pusta. Wybrano jeden z największych hoteli i tam umieszczono zarówno wszystkich uczestników, jak i wszystkie zebrania i obrady. Zm iana ta wyszła zdaje się na dobre w sensie naukowym; nic nie było w stanie oderwać uwagi i zabrać czasu ucze stnikom konferencji, ponieważ spacery po opustoszałej Mar del P lata wywoływały uczu cie m elancholii i smutku.
W tym roku prof. C .H . V a n de H u l s t wycofał się z Biura COSPAR; na jego m iej sce wybrano prof. N i c o l e t a z B e lg ii. Ustąpienie V a n d e H n l s t a z prezydentury i następnie z władz COSPAR jest niewątpliwie d u ż ą stratą dla tej org anizacji. Tłuma cząc swój krok V a n de H u l s t powiedział, że w czasie istnienia COSPAR pod jego egidą nie mógł wygłosić ani jednego na nim referatu. Sądzę więc, że nauka przez to zyskała, udzielając więcej czasu temu niew ątpliwie wysoce utalentowanemu astrono mowi na prace czysto naukowe, zamiast prac organizacyjnych, którym w dużej mierze musiał przedtem się poświęcać — zyskaliśm y więc chyba w ostatecznym b ila n s ie . Dość znamienna była mowa powitalna dr P o r t e r a — delegata USA do COSPAR — który pow iedział między innymi, że n aszą organizację lepiej byłoby nazwać pozanaro- dową (unnational), niż międzynarodową. Oby tak było też na przyszłość.
Z pozycji na w pół naukowych dość dużą sensację wywołał film radziecki będący montażem transm isji telewizyjnych (przekazywanych w wielu zapewne krajach) i orygi nalnych „nakręceó” przez kamery umieszczone na statku. F ilm ten trwający około 40 minut zawiera pewne połączenie elementu niew ątpliw ie bardzo dramatycznego z ko mizmem wynikającym z „ b e z c ią że n ia ” . Jest coś groteskowego w dość osobliwych ru chach człowieka ubranego w skafander, na tle na przykład szybko przesuwającego się w oddali globu ziemskiego. Owa niezdarność ruchów w połączeniu z grozą pustki kos micznej sprawia doprawdy wstrząsające wrażenie. Stosunkowo powściągliwy komentarz i brak bezpośrednich akcentów politycznych dobrze uzu pełniają tę kosm iczną groteskę.
254
KronikaDrugi film, tym razem produkcji USA, był to zespół zdjęć dokonanych przez trzy ostatnie Rangery: VII, VIII i IX. A że zadanie tego filmu dotyczy wyłącznie spraw czy sto naukowych, nie da się go oczywiście porównać z filmem poprzednio omawianym, aczkolwiek i ten film ma też sw oją em c jonalną wymowę. Zakładając, że w szyscy czy telnicy zn ają film (lub poszczególne zdjęcia) z Ranger VII, omówię tu jedynie rzeczy nowe, które odkryto dzięki transm isji telewizyjnej z dwóch ostatnich rakiet księżycowych. Otóż dominującym rysem topograficznym powierzchni K siężyca s ą kratery, duże i małe, przy tym liczb a ich przypadających na jednostkę powierzchni K siężyca rośnie wykładniczo ze zm niejszającym i się rozmiarami kraterów. Kratery na morzach księżyco wych niczym się nie różnią — je śli idzie o strukturę — od kraterów o dużych rozmiarach znajdujących się poza morzami, a więc od nich niewątpliwie starszych. Jedynie kra tery małe (o średnicach poniżej 300, 250 km) m ają bardziej okrągłe obramowania; róż nią się one jednak między sobą dość znacznie pod względem stosunku głębokości kra teru do jego średnicy.
Na ogół powierzchnia K siężyca je st niezmiernie gładka; pojedyncze głazy lub odłam ki na jego powierzchni s ą tworami niezmiernie rzadkimi. Nie ma też na niej żadnych pęknięć. To, co w sk ali dużej widzimy jako pęknięcia, s ą to twory o łagodnych brzegach,
sprawiające jedynie wrażenia pęknięć wtedy, gdy je oglądamy „ z daleka” .
Na Księżycu stwierdzamy występowanie dwu rodzajów kraterów: jedne pochodzące zapewne od zderzeń meteorów z powierzchnią K siężyca, drugie s ą pochodzenia wtórnego, zapewne od odłamków powstających przy zderzeniu, lub przy eksplozji większego kra teru. Mają one bardziej „m iękkie” brzegi, często wydłużoną formę. Odkryto ostatnio trzeci typ kraterów nazwanych przez U r e y a „dołkam i” (dimple craters), widzialnych tylko z b lisk a . S ą to nieznaczne wgłębienia, przy tym często te kratery układają się tak, że przy małej sile rozdzielczej teleskopu spraw iają wrażenia smugi.
Najbardziej rewelacyjne wydaje się stwierdzenie, że na powierzchni K siężyca s ą niewątpliwe ślady cieczy, która przepływała niegdyś przez dna „m órz” i przez inne obszary. Owe ślady występują w formie długich wąskich smug widzialnych w wielu m iejscach na powierzchni K sięży ca.
J e s t rzeczą niezmiernie interesującą, że w szystkie szczegóły strukturalne liniowe (łańcuchy kraterów, płytkie liniowe wgłębienia i granie) w skali małej mają z grubsza biorąc ten sam kierunek, co zarysy struktury wielkoskalowej.
Z tematów okolicznościowych interesująca była dyskusja dotycząca stosowania lazerów do pomiaru odległości sztucznych satelitów Ziemi; projektodawcy twierdzili, że dokładność jednorazowego pomiaru może osiągnąć ±11 m. W wyniku udałoby się okre ślić np. o ś wielką orbity satelity z dokładnością ±3 m! Przy takiej dokładności można by prześledzić wpływ każdego większego wybuchu na Słońcu na zmianę orbity sztucz nego satelity . Przy stosowaniu lazerów stosunek energii odbieranej, jako echo, do ener gii zawartej w im pulsie wynosi około 10"15.
Wręcz fantastycznie przedstaw iają się bardziej nieobowiązujące projekty badania komet przy pomocy rakiet. Dobrze wysterowana rakieta może po prostu „przebić na wskroś” głowę komety, informując nas dokładnie o budowie jądra i składzie chemicz nym głowy komety. Kto wie, czy już teraz nie należy powołać jakiegoś towarzystwa czy komitetu ochrony komet, zw łaszcza mających długą przeszłość historyczną, aby ja k a ś nieopatrznie skierowana rakieta nie rozbiła je j, lub nie wywołała takich pertur- bacyj w jej ruchu, że moglibyśmy daną kometę stracić ,,z oczu” i potem nie odnaleźć.
Z obszernej dyskusji na temat orbit i wykorzystania obserwacji pozycyjnych sztucz nych satelitów do różnych celów (grupa robocza I) wyłowiłem rzecz, która wydaje się zasługiw ać na szczegó ln ą uwagę: to mianowicie, że orbitę sztucznego satelity można
Kronika 255
wyznaczyć na trzech niezależnych od siebie drogach: z obserwacji pozycji (a i 8), z obserwacji prędkości satelity — wykorzystując radiowy efekt Dopplera — i wreszcie
bawem i one wejdą w program stały). Otóż już dziś stwierdzono istnienie pewnych
sy-obserwacje optyczne ulegają najmniejszym — jak się wydaje — błędom systematycznym, wszystko wskazuje, że w obserwacjach radiowych mogą tkwić pewne nieznane nam za kłócenia wywołujące systematyczne różnice. Na jedno źródło błędów wskazał w swym referacie J . G r y c a n (Polska), który pewne zniekształcenia krzywych reprezentują cych efekt Dopplera zaobserwowanych u niektórych satelitów, jak też odbiory sygna łów wtedy, gdy satelita znajdował się pod horyzontem, interpretował jako odbicie pier wotnego sygnału satelity od jonosfery (od warstwy F). Sygnał odbity wykazuje rzecz jasna inny efekt Dopplera, niż sygnał odebrany bezpośrednio od satelity. Obserwacje systematyczne owych odbić, zdaniem autora, mogą być źródłem pewnych interesujących informacji o chwilowym stanie warstwy F .
Przechodzę z kolei do omówienia sesji poświęconej galaktycznym i poza galak tycznym badaniom przestrzeni, na której niewątpliwie najciekawszym i najbardziej po budzającym inwencję był referat C.M. V a r s a v s k y ’ ego (Argentyna) poświęcony do mniemanej cząsteczce Ha w przestrzeni międzygwiazdowej naszej Galaktyki.
Nie mamy wprawdzie dotychczas żadnych danych bezpośrednich potwierdzających występowanie tej cząsteczki w obszarach III, lub HII, jednak wiele danych pośrednich przemawia za jej istnieniem. Przede wszystkim daleko idąca rozbieżność między osza cowaniami masy Galaktyki na podstawie ruchów obiegowych gwiazd, a masą wynikającą ze zliczeń gwiazd i wyznaczeń masy gazu i pyłu międzygwiazdowego. Jak wiadomo, oszacowanie masy Galaktyki na podstawie ruchów gwiazd prowadzi do wartości dwu krotnie większej, niż łączna masa wszystkich gwiazd w Galaktyce. Dawniej przypuszcza^ no, że tę drugą połowę stanowi materia międzygwiazdowa. Odkąd jednak udało się ocenić masy gazów w obłokach i masę pyłu międzygwiazdowego okazało się, że oszacowania te prowadzą do masy wynoszącej nie więcej, niż 10% masy całej Galaktyki. 40% masy musi zatem „tkw ić” w gwiazdach o małych jasnościach absolutnych, co jest nie do pomyślenia ze względu na to, że masa gwiazdy szybko ubywa z jej jasnością absolut ną, trzeba zatem przyjąć jakąś wręcz nieprawdopodobną funkcję świecenia słabych gwiazd, aby wytłumaczyć tak duży niedóbór.
Znacznie rozsądniejsze wydaje się przyjęcie istnienia „niewidzialnej” dotąd ma terii międzygwiazdowej. Ponieważ wodór jest w niej dominującym pierwiastkiem, na suwa się od razu przypuszczenie, że właśnie „niewidzialna” forma wodoru może być odpowiedzialna za ów niedobór 40%. Najprostszą „niewidzialną” formą wodoru jest oczywiście cząsteczka H2, która może powstawać przy różnych wzajemnych oddziały waniach cząstek elementarnych w przestrzeni międzygwiazdowej. W grę wchodziłyby następujące trzy reakcje:
na podstawie pomiarów lazerowych (tych obserwacji jeszcze nie dokonywano, ale
nie-stematycznych różnic między wynikami obserwacji pierwszego i drugiego rodzaju. A żc
IIj + 1IX Hj + y
CH + Ilj-+ Ha + C
256
Kronikawszystkie o niezmiernie małym prawdopodobieństwie. Nieco bardziej prawdopodobna wy daje się reakcja złożon a z dwóch procesów:
J H i + e -+ H “ + y 1 H - + H 1-»HJ + e
Na podstawie znajom ości przekrojów czynnych każdej z występujących tu cząstek elementarnych i koncentracji H, i e w przestrzeni międzygwiazdowej, oszacowano wy dajność ostatniego procesu, wynoszącą około 10'30 cm's sek"ł ; jak widzimy, znikomo m ałą.
Znacznie prawdopodobniejsze wydaje się przypuszczenie V a n d e H u 1 st a, który wysunął zupełnie inny mechanizm tworzenia się cząste czk i Ha w materii międzygwiazdo wej, polegający na „przyklejaniu się” atomów wodoru do cząstek pyłu międzygwiazdo- wego. Dwa kolejne akty takiego przyklejania się mogą wywołać powstanie właśnie Ha; nie mogą one jednak być zbyt odległe w czasie, inaczej bowiem pierwszy atom zdąży , .wyparować” z powierzchni pyłku, zanim się do niego przyklei następny. Z oszacowań tempa tego procesu (na podstawie znajomości parametrów fizycznych dotyczących pyłu międzygwiazdowego, koncentracji wodoru i przekrojów czynnych atomów wodoru) V a n de H u l s t ocenia jego wydajność na 10_1* cm'1 sek‘l cząsteczek Ha, a więc 10* razy większą, n iż w poprzednich reakcjach. Można obliczyć, że przy tej wydajności cały wodór w naszej Galaktyce zam ieni się w Ha w ciągu 10® lat.
J e ś li istotnie ten proces jest dominujący, znaczyłoby to, że koncentracja H j w obsza rach wodorowych o dużej zawartości pyłu powinna być znacznie m niejsza, niż w analo gicznych obszarach pozbawionych pyłu międzygwiazdowego, w których nie ma „ k a ta li zatora” wywołującego szybkie przemiany Hx w Ha. Istotnie, ostatnie badania radio astronomiczne grupy holenderskich astronomów wykryły wyraźną antykorelację między natężeniem lin ii 21 cm, a poczerwienieniem międzygwiazdowym w tychże samych obsza rach. Podobną antykorelację odkrył autor referatu w pewnych obszarach w Byku, gdzife również występują dość gęste obłoki pyłowe.
Niezmiernie duża wydajność mechanizmu V n n d e H u l s t a każe nam rozejrzeć się za procesami prowadzącymi w kierunku przeciwnym • - wywołującymi dysocjację czą steczek Ha. Wprawdzie pierwsze co przychodzi do giowy — to oddziaływanie promienio wania kosmicznego, które niew ątpliwie ma dostateczną energię do rozbicia Ha. Jednak zdaniem autora znacznie większe prawdopodobieństwo mają spotkania gorących gwiazd z obłokami wodorowymi; promieniowanie krótkofalowe tych gwiazd powinno masowo dysocjować Ha. Przybliżone obliczenia prowadzą do wydajności tego odwrotnego pro cesu tegoż rzędu, co i proces tworzenia się cząsteczek Ha w mechanizmie V a n d e H u l s t a .
Gdyby istotnie nasze przypuszczenia o występowaniu cząsteczki Ha były słuszne, należałoby zrewidować wszystkie nasze oszacowania temperatury gazu międzygwiazdo wego, które s ą wyraźnie zawyżone w wyniku przyjęcia m niejszej masy atomowej gazu międzygwiazdowego. Cząsteczka Ha może odgrywać bardzo istotną rolę w procesach powstawania gwiazd z materii międzygwiazdowej i w ich dalszej ewolucji, czego do tychczas nikt nie uw zględniał.
I jeszcze jedno. Niedawno odkryto w jądrze Galaktyki obecność cząsteczki O H , z czego wywnioskowano, że cały tlen zam ienił się tam w OH. Zdaniem autora w jądrze Galaktyki również musi występować Ha, jako wynik zderzeń protonów z cząsteczką OH.
Zak ładając, że w gazie międzygwiazdowym cząsteczka Ha jest zawsze w n a jn iż szym stanie, można obliczyć, jakie pasma emisyjne mogą być przez n ią emitowane.
