PL ISSN 0032—5414
P OS T Ę P Y
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 J
PTA
TOM XXXII - ZESZYT 1
STYCZEŃ — MARZEC 1984
WARSZAWA — ŁÓDŹ 1985
SPIS TREŚCI tomu XXXII (1984)
01*977
' ł S '• ■ i / u , 'SPIS TREŚCI ZE SZ YT U 1 A R T Y K U Ł Y
W. I w a n o w s k a , Astron om ia w dz ie si ęc io le ci u 19 73 -1 98 3 ... B . T o d o r o v i c - D u c h n l e w l c z , Ch ar on -■ satelita Plutona K. M. B o r k o w 8 k i, A. 0. K u a. In terferometria wi el ko bazowa.Część
IV. Synteza ap ertury ... . . . ... . . E. S z u s z k i e w i c z , Modele at om ów wleloelekt ro no wy ch. C z ę ś ć II
Przokroje czynne dla pr zejść promienistych ...
3 17 29 63
Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I O M
E . S k a r ż y ń s k i , Stała ko sm ologiczna a krzywizna przestrzeni . . K R O N I K A
Profesor Pol Swings (a. W o s z c z y k )
83
87
SPIS TREŚCI ZE SZYTU 2 A R T Y K U Ł Y
D. G e r t n e r , Szerokie struktury ab so rp cy jn e w widmach gw ia zd Ap . . 107 K. M. B o r k o w s k i. In terferometria w i e l k o b a z o w a . Cz ę ś ć V. Widmowa
VLBI - Ob se rw ac je i redukcja danych ... 133 T. Z. D w o r a k , A. K u ł a k , Pulsar PSR 1913+16 w układzie podwójnym
i fale g r a w i t a c y j n e ... .. ... .. 155 K R O N I K A
K. R u d n i c k i , Sprawa Ga li le us za . Kraków, 24 - 2 6 maja 1984 r. . . . 175 O. S m a k. Statystyka prac opublikowanych w Acta As tr on om ic a w latach
19 75 -1 98 3 ... 181
SPIS TREŚCI ZE SZYTU 3/4 A R T Y K U Ł Y
T. Z. D w o r a k, E. O b 1 a k, Program obserwacji najbliższych u k ł a dów zaćmieniowych przez satelitę H I PP AR CO S ... ... 187 K. M. B o r k o w s k i , In terferometria wielkobazowa. Częś ć VI. Metody
widmowej VLBI ... ... ... 205 M. S a r n a. Efekt szybkiej akrecji na gw ia zd y cięgu gł ównego ... 221 M. G i e r s z, Ogrzewanie dużych systemów gwiazdowych przez układy podwójne 249
S p i s treści tomu XXXII (l984) ----COJIEPKAHHE TETPAflH 1 C I A I b B B . H B a H O B C K a , A c t p o h o m h h b f l e c H i p j i e T H H 1 9 7 3 - 1 9 8 3... 3 B . T o f l o p o B H R - i O x H e B H M , X a p o H - c n y i H H K n a y i O H a ... 1 7 K . M . B o p k o b c k h, A . H . K y c , P a f l H O H H T e p $ e p o M e i p H f l c o C B e p x * n n H
-HbiHH 6a3aMH. HacTb IV. Ch k t63 a n e p i y p u ... 29
3. U i y m K e B H H , M o f l e j m m h o t o sJ i e K T p o H H t J x aTOMOB. H a c T b I I . n o n e p e m m e c e 'i e H H H f l j i f l p a s a a i i H O H H h i x n e p e x o « o B ... 6 3
H 3 J I A B O P A T O P H t i H O E C B P B A I O P H 8
3. C K a p a H H o C K H , KocMOJiorH^eoKas noc tohhhslh h KpHBH3Ha
npocipaH-X P O H H K A
83
Ilpo<J>eccop Hoa CyHHrc (A . B o tą n k) . . . ... 87
COflEPaCAHHE TETPAflH 2 C l A I b H
fi. r o p t h s p , UlnpoKHe aCcopniwoHHbie cipyKiypn b cneKTpax Ap 3Be3fl . . 107 K . M. B o p k o b c k h , PaAHOHHTep^epoMeipHH co CBepxfljiHHHHMH OaaaMH.
Hacib V. CneKipaJibHaH PCflE - HaGjno,ąeHHH u o6po6oTKa s a m m x ... 133 T . 3 . b o p a s , A. K y ji a k , Ilynbcap PSR 1913+16 b ABoiiHoft CHCieMe
h rpaBHTaqHOHHHe B o j i h h ... 155 X P 0 H H K A
K . P y f l H H i i K H , fleao rajiHjrea. KpanoB, 24-26 Man 1984 r ... 175 iO. C m a k , CTaiHCTHKa pafioT 0ny6jjnK0BaHHMX b Acta Astronomies b
1975--1983 r r ... 181
COflEPKAHHE TETPAJH 3 /4 C I A I b H
T . 3 . J b o p a k , 3 . 0 6 i a k , IIporpaMMa HafijiiofleHHtt 6jmxaiimHx nepeMeH-H0-3aTMeHHHX CHCTeM CnyTHHKOM HIPPARCOS ... 187 K. M. B O P K O B C K H , PaflH0HHTep$ep0MeTpHfl CO CBepjyiJIHHHHMH 6a38MK.
HacTb V I . MśTOflH cneKTpajitHoS P C A E ... 205 M . C a p h a , 3<M>skt SypHoJi aKKpeijHH Ha 3 Be3flH rjiaBHOtt nocjieaoBaiejlbHOCTH 221 M. T e p m, HarpeBaHne 6 ojiłiiihx 3Be3flHbix cncieM flBofiHUMH CHCTewaMH . . . . 249
Spis treści tomu XXXII (l984) 5
CONTENTS OF NUMBER 1 A R T I C L E S
W. I w a n o w s k a , Ten Years in Astronomy: 1973-1983 ... 3 B. T o d o r o v i c - O u c h n i e w i c z , Charon - Satellite of Pluto 17 K. M. 8 o r k o w s k i, A. O. K u s. The Very Long Baaelina Interfero
metry. Part IV. VLBI Aperture Synthesis ... .. 29 E. S z u s z k i e w i c z , The Models of Multielectron Atoms. Part II.
The Cross Sections for Radiative Transitions . . . ... . . . 63 F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S
E. S k a r ż y ń s k i , Cosmological Constant and Curvature of Space . . 83 C H R O N I C L E
Profesor Pol Swings] (a. W o s z c z y k ) ... 87
CONTENTS OF NUMBER 2 A R T I C L E S
J. G a r t n e r. The Broad Absorption Features in the Spectra of Ap Stars 107 K. M. B o r k o w s k i , The Very Long Baseline Interferometry. Part V.
Spectral Line VLBI - Observations and Data R e d u c t i o n ... 133 T. Z. D w o r a k, A. K u ł a k. Pulsar PSR 1913+16 in Binary System and
Gravitational Waves . . . . ... 155 C H R O N I C L E
K. R u d n i c k i , The Case of Galileo. Cracow, May 24-26, 1984 . . . . 175 3. S m a k. Statistics of the Papers Published in Acta Astronomies During
a Period 1975-1983 ... 181
CONTENTS OF NUMBER 3/4 A R T I C L E S
T. Z. D w o r a k, E. 0 b 1 a k. Program for Observations of the Nearest Eclipsing Binaries from the HIPPARCOS SATELLITE . . . 187 K. M. B o r k o w a k 1, The Very Long Baseline Interferometry. Part VI.
Methods of Spectral Line VLBI ... .. 205 M. S a r n a, Effect of Rapid Mass Accretion onto the Main Sequence Stars. 221 M. G 1 e r s z, Heating of Large Stellar Systems by Binaries . . . 249
6 Spis treści tomu XXXII (l984)
INDEKS
B o r k o w s k i K. M., A. D. K u s, Interferometria wiel ko ba -zowe. Cz ę ś ć IV. Synteza ap er tu ry . . . ... B o r k o w s k i K. M., Interferometria w i e l k o b a z o w e . Cz ę ś ć V.
Wi dmowa VLBI - Obserw ac je i redukcja danych . . . . B o r k o w s k i K. M., In te rf er om et ri a w i e l k o b a z o w a . Część VI.
Me tody widmowej VLBI ... D w o r a k T. Z., A. K u ł a k, Pulsar PSR 1913+16 w układzie
podwójnym i fale graw it ac yj ne ... D w o r a k T. Z., E. O b l a k , Program obserwacji najbliższych u k ła dó w zaćmieniowych przez satelitę HI PP A R C O S ... G e r t n e r O., Szer ok ie struktury ab so rpcyjne w widmach gwiazd
A p ...
G i e r s z M., Og rz ew an ie dużych systemów gwiazdowych przez układy podwójne ... I w a n o w s k a W., Astron om ia w dz ie si ęc io le ci u 1975-1983 . K u ł a k A., T. Z. D w o r a k , Pulsar PSR 1913+16 w układzie
podwójnym i fale graw it ac yj ne ... K u 8 A. O., K. M. B o r k o w s k i , Interferometrie w i e l k o b a
zowa. Cz ę ś ć IV. Synteza aper tu ry ... O b l a k E., T. Z. D w o r a k , Program obserwacji najbliższych
układów zaćmieniowych przez satelitę H I PP AR CO S ...
Zeszyt Strona
Profesor Pol Swings! (Patrz A. Woszczyk)
R u d n i c k i K., Sprawa Galileusza. Kraków, 24-26 majal984r. S a r n a M., Efekt szybkiej akrecji na gw ia zd y ciągu głównego. S k a r ż y ń s k i E., Stała kosmologiczna a krzywizna p r z e
strzeni ... S m a k O., Statystyka prac opublikowanych w Acta As tr on om ie s w
latach 1975 -1 98 3 ... Swings Pol - Profesor Pol Swings (Patrz A. Woszczyk)
S z u s z k i e w i c z E., Modele atomów w i e l o e l e k t r o n o w y c h . Częś ć II. Przekroje czynne dla przejść promienistych . . . . T o d o r o v i c - 3 u c h n i e w i c z B., Ch ar on - satelita P l u t o n a ... . ... W o s z c z y k A. Pr ofesor Pol Swings
1 29 2 133 3/4 205 2 155 3/4 187 2 107 3/4 249 1 3 2 155 1 29 3/4 107 1 87 2 175 3/4 221 1 83 2 181 1 87 1 63 1 17 1 87
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 XXXII — ZESZYT 1
STYCZEŃ - MARZEC 1984
WARSZAWA — ŁÓDŹ 1985
KOLEGIUM REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Jerzy Stodólkiewicz, Warszawa
Członkowie:
Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń
Sekretarz Redakcji: Tomasz Kwast, Warszawa
Adres Redakcji: 00-716 Warszawa, ul. Bartycka 18 Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (PAN)
W Y D A W A N E Z ZASII.K U P OLSKIEJ A K A D E M II NAUK
ARTYKUŁY
Postępy Astronomii Tom XXXII (1934). Zeszyt 1
ASTRONOMIA IV DZIESIĘCIOLECIU 1973-1903*
W I L H E L M I N A I W A N O W S K A Uniwersytet M. Kopernika (Toruń)
ACTPOHOMHfl B ^ECHTHJIETHH 1973-1983 B. H B a H O B C K a C o f l e p & a H H e C o n o c T a B J i a i O T c a o t k p h t h h h u c c j i e s o B a H H H h o b h x HBJiem ift b K o c m o - c e : n y j i Ł c a p o B , M o a e K y j m p H h i x 0 6j i a K0B , B p a m e H u a r a j i a K T H K h h x C T p y - K i y p n , p a c n p e f l e J i e H H H r a j i a K T H K h h x c K o n j i e H H f i , a K T H B H H x r a j i a K T H K u K B a 3 a p o B .
TEN YEARS IN ASTRONOMY: 1973-1983 S u m m a r y
A brief review of recent developments in Astronomy is given concerning pulsars, molecular clouds, rotation and structure of galaxies, distribution of galaxies and clusters, active galaxies and quasars.
W nauce, jak i w życiu, warto od czasu do czasu obejrzeć się wstecz na przebytę drogę. Takie jest zamierzenie niniejszego re
feratu, chociaż nie stanowi on kompletnego przeględu rozwoju astronomii, ani w'tym stopniu kompetentnego, jak kilkadziesiąt referatów specjalistycznych zgłoszonych na Zjazd. Wybrałem okres
* Referat wygłoszony na XXI Zjeździe PTA (Frombork, wrzesień 1983).
4 W. Iwanowska
ostatniego dziesięciolecia - „kopernikowskiego" - okres dość dłu gi jak na obecne tempo rozwoju astronomii, a zaczynający się dla astronomów polskich od generalnego przeglądu ówczesnego stanu tej nauki, dokonanego w 6 sympozjach, jakie odbyły się w Polsce w 1973 r. w ramach Nadzwyczajnego Kongresu Międzynarodowej Unii Astronomicznej.
Był to okres intensywnego rozwoju i doskonalenia metod badaw czych astronomii. W naziemnym „oknie" optycznym zostały urucho mione nowe, duże teleskopy w dobrych warunkach obserwacyjnych, jak 6-metrowy teleskop na Kaukazie, teleskopy w górach Chile i w Australii, teleskopy optyczny i podczerwony na Hawajach, telesko
py na wyspach Kanaryjskich i w Hiszpanii. W „oknie" radiowym zna komite wyniki daje stosowanie interferometrii na dużych - obec nie tranekontynentalnych - bazach (Very Long Base Interferometry o VLBl), dzięki czemu radioastronomia „widzi" obecnie najdalej i najdokładniej - zdolność rozdzielcza przekracza 0*,001. W bada niach pozaatmosferycznych rozszerzył się znacznie zakres badanych obszarów widma elektromagnetycznego; od nadfioletu, w którym szczególnie skutecznie pracowało obserwatorium orbitalne „Coper nicus", poprzez promienie X, gdzie rozwinęła się astronomia rent genowska, szczególnie ubogacona obserwacjami sztucznego satelity „Einstein", do promieni gamma okazyjnie obeerwowanych z kilku sa telitów. W podczerwieni prowadzono obserwacje z balonów, z samo- lotu-Obserwatorium Kuipera, oraz ze sztucznego satelity „IRAS". Na wszystkich frontach badań wykorzystuje się w większym lub mniejszym stopniu zdobycze nowoczesnej elektroniki w postaci mi kroprocesorów i komputerów, niezwykle pomocnych w uzyskiwaniu, przetwarzaniu i gromadzeniu danych obserwacyjnych, jak też przy konstruowaniu modeli teoretycznych.
Plony astronomii, zwłaszcza obserwacyjnej, ostatniego dziesię ciolecia są olbrzymie. Nie będę omawiać osiągnięć - bardzo znacz nych - w badaniach układu planetarnego, była o nich mowa w innym referacie. Wspomnę tylko marginesowo o zagadnieniu życia we Wszechświecie - jak dotąd nie znaleziono jego śladów w układzie planetarnym poza Ziemię, choć warto chyba jeszcze przekopać w głąb Księżyc i Marsa. Znaleziono natomiast związki organiczne, wieloatomowe w międzygwiazdowych chmurach molekularnych. Astrono mia nie rezygnuje z poszukiwania życia poza Ziemią, utworzono na wet w Międzynarodowej Unii Astronomicznej specjalną Komisję Nr 51
Astronomia w dziesięcioleciu 5 Zagadnienia, które postaram się krótko omówić, dotyczę niektó rych aspektów fizycznej i chemicznej ewolucji wszechświata, no wych lub mało znanych dawniej form materii i energii, odkrytych lub badanych w ostatnim dziesięcioleciu. Dest ich kilka rodzajów.
P u l s a r y , odkryte na falach radiowych w 1967 r., badane obecnie we wszystkich zakresach widma, bardzo szybko zostały uznane za gwiazdy neutronowe o gęstościach jędrowych, masach bliskich sło necznej, rozmiarach rzędu dziesiętka km, majęce bardzo silne pola magnetyczne i bardzo szybko rot:ujęce. Okresy zmienności pulsarów wynoszę od kilku milisekund do paru sekund i na ogół wydłużajęsię z biegiem lat. W paru przypadkach, w tym w mgławicy Krab, znale ziono pulsary „na goręco” w postsupernowych mgławicach. Pulsary o najkrótszych okresach sę rozmieszczone podobnie jak miejsca for macji gwiazd: blisko płaszczyzny Galaktyki i z predylekcję do pierścienia w odległościach 4-6 kpc od środka, a że maję duże prędkości ruchu - rzędu 200 km/ś - z czasem rozpraszaję się w przestrzeni, o czym świadczy fakt, że średnia odległość pulsarów od płaszczyzny Galaktyki rośnie z długościę okresu, od 150 pc dla P = 0,1 s do 500 pc dla P » 2 s. Ogólnę liczbę pulsarów w naszej Galaktyce szacuje się na o k . pół miliona ( T a y l o r 1979).
I n n ę , mało znanę dawniej formę materii w galaktykach sę wspom- niane już chmury molekularne , odkrywane i „mapowane" głównie na
falach radiowych. Najłatwiej obserwowalna - na falach milimetro wych, ale też w nadfiolecie - jest molekuła CO o różnych izoto pach węgla i tlenu. Z obserwacji linii tej molekuły szacuje się jej gęstość przestrzennę i przelicza na przypuszczalnę gęstość najobfitszej molekuły wodorowej (Hg). trudno obserwowalnej bez pośrednio. Chmury molekularne występuję głównie w obszarach for macji gwiazd, w naszej Galaktyce w jędrze i w pierścieniu od 4 do 8 kpc z silnę koncentrację ku płaszczyźnie Galaktyki (średnia od ległość ok. 60 pc). Sę to gęste (ok. 300 cm- 3 ) i chłodne (ok.10 l<) skupiska gazu o rozmiarach rzędu 10-100 p c , masach rzędu 10 -10 - najmasywniejsze obiekty widzialne, które nie mogły powstać dro gę kondensacji rozproszonej materii międzygwiazdowej ( S o l o m o n i in. 1979). Ogólnę liczbę chmur molekularnych w Galaktyce szacuje się na o k . 4000. W innych galaktykach dyskowych
rozmiesz-* W postępach Astronomii (27, 15, 1979) ukazał się artykuł przeględowy D . K r e ł o w s k i e g o "Gęste obłoki molekularne".
6 W. Iwanowska
ozenie i charakter chmur molekularnych przedstawia pewnę różnorod ność ( M o r r i s i R i c k a r d 1982).
Problem powstawania gw i a z d , zdawałoby się dawno wyjaśniony ja ko proces kolapsu chmur międzygwiazdowych pod wpływem grawitacji i szoków takiego lub innego pochodzenia, nie przedstawia się obec nie tak prosto. Nie ulega wętpliwości, że gwiazdy powstaję grupo wo: znamy asocjacje młodych gwiazd 0 i B, jak również chłodnych gwiazd zmiennych typu T Tauri i rozbłyskowych (asocjacje T+O lub T). Potwierdziło się spostrzeżenie A m b a r c u m i a n a (1947), że sę to skupiska dynamicznie nietrwałe: gwiazdy uciekaję z macie rzystych asocjacji, tym szybciej im dalej od środka się znajduję. Srednię prędkość ucieczki gwiazd z asocjacji można przedstawić liniowę zależnością od ich odległości od środka asocjacji r:
V «* ar + b . e
Współczynnik ekspansji a - swoista „stała H u b b l e 'a“ - dla gwiazd 0,B ma wartość bliskę 100 km s_1kpc 1 ( M i r z o y a n 1981). Asocjacje młodych gwiazd, wraz z obszarami HII otaczajęcymi grupy gwiazd 0,B, sę zanurzone w chłodnych chmurach molekularnych i ob łokach pyłowych utrudniających śledzenie procesu powstawania gwiazd. Toteż prowadzi się obserwacje takich obszarów w bliskiej i dale
kiej podczerwieni; odkrywane tę drogę obiekty, w miarę zwiększa nia zdolności rozdzielczej, okazuję się będź chłodnymi nadolbrzy- mami, będź grupami lub zwartymi gromadami goręcych gwiazd. Częs
tym zjawiskiem obserwowanym w miejscach formacji gwiazd sę wyrzu ty materii z nowo powstajęcych obiektów. B a l l y i L a d a (1983) badali profile linii CO wokół silnych młodych źródeł pod czerwonych; na 45 zbadanych obiektów w 17 wykryli szybkie (ponad 30 km/s) wyrzuty gazu ze źródła centralnego w postaci bipolarnych ejekcji o zasięgu 0,1-4 p c , masach 0,3-100 M 0 , gęstościach n(H2 ) rzędu 10^-10^ cm’*'* i dzielnościach promieniowania 0,2-600 L @ , sko relowanych z dzielnościę promieniowania źródła centralnego, w któ rym obecnie sę nowo powstałe gwiazdy goręce OB i chłodne typu T Tau, obiekty Herbiga-Haro i - dodajmy - masery OH i HgO. Mecha nizm tych energicznych wybuchów, towarzyszących powstawaniu gwiazd pozostaje tajemnicę („mysterious"). Zmarły niedawno B a r t □. B o k , znany specjalista od struktury Galaktyki, tak pisze w swoim ostatnim referacie: „Ale co się dzieje w protogwiazdach? Da nie mam klucza i chyba żaden z moich kolegów. Zawsze wyobrażałem
Astronomia w dziesięcioleciu 7 sobie kolaps chmurki w protogwiazdę jako spokojne zjawisko, głów nie grawitacyjnego charakteru. Teraz jest oczywiste, że również bardziej gwałtowne siły są czynne".
Jeżeli chodzi o strukturę i rotację galaktyk, mamy tu również nowe problemy. Dzięki unowocześnieniu spektrografów ogromnie wzros ła efektywność badań widmowych: otrzymuje się widma średniej dys persji dla słabych gwiazd i krańców galaktyk. Szczególnie efektyw na przy wyznaczaniu prędkości radialnych okazała się metoda foto- elektryczna Griffina, posługująca się dopasowywaniem widm-szablo- nów. Wzrosła też czułość i zasięg wyznaczania prędkości radialnej wodoru międzygwiazdowego z linii 21 c m . Zarówno z badań optycz nych jak i radiowych okazało się, że krzywe rotacji galaktyk nie opadają z odległością od środka, jak wynikałoby z ruchu quasi-ke- plerowskiego na ich brzegach, ale utrzymują się na stałym, blis kim maksymalnego poziomie lub opadają bardzo nieznacznie. Zesta wienia takich pomiarów podane są m.in. przez R u b i n (1983) i B o s m a (1983). Wymagałoby to obecności w układach stacjonar nych dużych mas, przekraczających masy widzialne. Można byłoby przyjąć, że te „ukryte" masy mieszczą się w dyskach galaktyk i że stosunek masy do dzielności promieniowania (M/L) bardzo silnie rośnie ku ich brzegom, jednak groziłoby to niestabilnością dyna miczną dysków. Toteż przyjmuje się raczej, że ciemna materia two rzy prawie sferyczne halo wokół galaktyk. Tłumaczyłoby to płaskie krzywe rotacji, zapewniałoby dyskom stabilność i mogłoby dostar czyć masę potrzebną do zamknięcia Wszechświata. Zagadnienie to przejdzie z pewnością na następne dziesięciolecie, jest już nawet projektowane w roku 1985 sympozjum na temat ciemnej materii.
Inne novum w sprawie struktury i rotacji przedstawiają galak tyki eliptyczne, które - jak się okazuje - nie rotują tak szybko, jakby wynikało z ich spłaszczenia: są raczej układami trójosiowy- m i , a ich kształt wiąże się z nieizotropowym rozkładem prędkości.
Dedną z proponowanych form ciemnej materii stanowią masywne neutrina, pojęcie Jak dotąd spekulatywne., rozważane przez fizyków. Na masę neutrin proponuje się wartość równoważną 30 eV energii.
Przechodząc do zagadnienia rozmieszczenia gala kt yk, należy podkreślić fakt skupiania się galaktyk w gromady*, liczące P°
* W Postępach Astronomii (26, 129, 1978) ukazał się artykuł przeglądowy K. R u d n i c k i e g o „Gromady obiektów pozaga- laktycznych i ich gromadzenie".
8 W. Iwanowska
kilkaset do kilku tysięcy obiektów. Istnieję też mniejsze grupy, przeważnie na peryferiach gromad, o kilku lub kilkudziesięciu ga laktykach. Nasza Galaktyka, razem z galaktykę Andromedy, znajduje się w grupie kilkudziesięciu mniejszych galaktyk. Stwierdzono też istnienie gromad gromad, czyli supergromad galaktyk i, co ci ek aw e, ich wielkoskalowy rozkład w obserwowanej obecnie przestrzeni nie jest amorficzny ( O o e v e e r i E i n a s t o 1978) ; jest to rozkład komórkowy przypominajęcy konsystencję sera szwajcar skiego lub jak kto woli, plastra pszczelego, przy czym supergro- mady i gromady galaktyk lokuję się przeważcie wzdłuż ścianek i krawędzi plastra, a komórki sę wewnętrz prawie puste. Dednę z takich „pustek” (voids) o rozmiarach killcuset Mpc znaleziono w kierunku Wolarza. Taki obraz Wszechświata rzutuje na zagadnienie powstawania galaktyk i ich gromad. Oest to również zagadnienie otwarte, choć wiele prac poświęcono modelom kosmologicznym, wycho dzącym w większości z założenia gorącego wybuchu Wszechświata.
Przejdźmy wreszcie do największej niespodzianki współczesnej astronomii - do kwazarów. Odkryto je wprawdzie 20 lat temu, ale długo ocięgano się z uznaniem tych quasi-gwiazdowych obiektów za faktycznie najdalsze obiekty. Do dziś jeszcze sę nieliczni oponen ci, którzy nie więżę wielkich przesunięć ku czerwieni widm kwaza rów z efektem Dopplera. Przyjmując wszakże dla kwazarów odległoś ci kosmologiczne, sięgające miliardów lat światła, otrzymujemy dla nich olbrzymie moce promieniowania zarówno optyczne, jak radiowe, czy rentgenowskie. Całkowite dzielności promieniowania kwazarów przewyższaję od 100 do 1000 razy promieniowanie całych galaktyk,a że rozmiary kwazarów przypuszczalnie nie są większe od rozmiarów galaktyk, mamy w tych obiektach nowe formy silnie skoncentrowanej materii i energii. Literatura dotyczęca kwazarów już jest olbrzy mia i narasta w szybkim tempie. Z artykułów przeglądowych wymie nię M i 1 e y a (1980) i popularny przegląd T a n a n b a u - m a (1932)*.
Widma kwazarów, obserwowane optycznie, prezentują w istocie różne zakresy długości fali, zależnie od wielkości przesunięć ku czerwieni: u dalekich kwazarów obserwujemy daleki nadfiolet z li-* W Postępach Astronomii (30, 145, 1983) ukazał się artykuł przeglądowy B. R u d a k a „Aktywne obiekty pozagalaktyczne w dziedzinie optycznej i ultrafioletowej".
A s t r o n o m i a w dziesięcioleciu 9 niami w odorowymi serii Lymana w widzialnej części widma. Widma cięgłe kwazarów, aproksymowane w różnych zakresach częstości za leżności? °Ł, nazywa się umownie płaskimi lub stromymi, gdy oC$0 , 5. Nie wyk l u c z a j ą c obecności składowej termicznej, upatruje się w ich rozkładzie p romieniowanie synchrotronowe, zwłaszcza w z akresie radiowym i podczerwonym, oraz rozpraszanie c o m p t o n o w s k i e . Linie emisyjne, jak linie wodoro we lub linie zjonizowanych metali, sę bardzo szerokie, o szerokościach połówkowych o k . 5000 km/s, li nie z abronione - o k . 500 km/s. Osob n y problem stanowię linie ab s orpcyjne obecne w widmac h kwazarów. Sę to cienkie i słabe linie towarzyszęce - przeważnie od strony krótkofalowej - silnym liniom emisyjnym, w szczególności linii L^; sę tym liczniejsze, im dalej znajduje się kwazar („las" linii). Prawdopodobnie pochodzę z ab sorpcji promieniowania kwazara w galaktykach leżęcych na drodze pomiędzy kwazarem i obserwatorem.
N iektóre kwazary sę zmienne; zmieniaję moc promieni o w a ni a w granicach 10-20% w pr zecięgu dni i miesięcy, tzn. bardzo szybko. Osob l iwoś cię kwazarów sę gwałtowne wybuchy - wy r z u t y materii ga zowej z pr ędkościami relatywistycznymi. Ślady takich ejekcji
(jets, lobes) sę obserwowane głównie na falach radiowych: masy w y rzucane ocenia się na o k . 107 M , zasięg - na o k . 1 M p c . W tym w zg l ę d zie kwazary p r z y p o m i n a j ę , aczkolwiek prześcigaję, radioga- laktyki - galaktyki wysyłaję ce silne promieniowanie radiowe, no szące również ślady ejekcji, najczęściej bipolarnych o bogatej i
4 różnorodnej strukturze. Czas życia ejekcji szacuje się na 10 - 10^ lat. Ponieważ radiogalaktyki sę średnio bliższe niż k w a z a
ry, s t ruktura ich ejekcji, jak też usytuowanie - najczęściej blis kie małej osi macierzystej galaktyki - sę stosunkowo lepiej z b a dane. B a dan ia struktury kwa zarów z najwyższę zdolnościę rozdziel- c z ę , zwł aszcza w systemie V L B I , jest niezwykle ważn y m bieżęcym zadaniem rad ioastronomii. Udział w tych badaniach toruńskiego o ś rodka radioastronomii jest ze wsz ech miar godnym p o c hwały i popar cia wysiłkie m. Najdal sze obs erwowane obecnie kwazary maję p r z e s u nięcia ku czerwieni dochodzęce do z = 3,8 - w i dzim y je takimi, jakimi były w kilka mi l i a r d ó w lat po wielkim wybuchu Wszec h ś w ia t a. Obse r wuj ęc niektóre kwaz ary w cięgu kilku lat, notuje się „na ż y w o ” ruch ich ejekcji i zmiany w nich z a c h o d z ę c e , np. k r z y w o l i n i o we przesuwanie się ejekcji w kwazarze 3C 345 z prędkościami p o zo r nie n ad świet lnymi .
10 W. Iwanowska
Szukajęc analogii do-kwazarów i radiogalaktyk w jeszcze bliż szych i lepiej zbadanych regionach Wszechświata, natrafiamy na ga laktyki o aktywnych jędrach, które będziemy nazywać krótko galak tykami aktywnymi. Maję one swoję klasyfikację jako galaktyki Sey- ferta typu 1 i 2, czy tzw. „linery” (= low ionization narrow emis sion regions) - nie będziemy wchodzić w te szczegóły. Sę to galak tyki o szczególnie jasnych Jędrach, koncentrujęcych nieraz połowę całego promieniowania wysyłanego przez galaktykę. Widma tych ak tywnych jęder maję silne linie emisyjne różnego stopnia jonizacji i wzbudzenia, o różnych szerokościach i profilach, w sumie - po dobnie do linii emisyjnych kwazarów. Galaktyki aktywne miewaję ejekcje (jets) również bipolarne - o zasięgu, masie, jasności i szybkości wyrzutu mniejszych niż u kwazarów może o rzęd wielkości średnio, ale mówi się, że najsłabsze kwazary sę bardzo podobne do najjaśniejszych galaktyk aktywnych i muszę mieć podobne mechaniz my napędowe (engines). To podobieństwo pogłębia fakt, że również jędra galaktyk aktywnych wysyłaję silne, nietermiczne promienio wanie cięgłe; kwazary miewają otoczki w postaci galaktyk i lubię występować w gromadach z innymi kw^zarami lub z galaktykami. Gdy byśmy szukali analogii w jeszcze mniejszej skali, to byśmy przy pomnieli, że młode gwiazdy również powstaję gromadami, miewaję ejekcje - często bipolarne - i wysyłaję nietermiczne promieniowa nie cięgłe (np. gwiazdy typu T Tauri).
Ale powróćmy do galaktyk i zapytajmy, jak się zachowuję jędra normalnych galaktyk, takich jak nasza? Obserwuje się je obecnie we wszystkich możliwych zakresach widma, prócz światła, którego nie przepuszcza pył w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, choć sę „okien ka" bliskie jędra Galaktyki. Radiowo, prócz linii NI i chmur mo lekularnych, obserwuje się zwarte i silne źródło emisji cięgłej , bardzo silne, zmienne źródło promieni X i gamma, również linii ..anihilacyjnej" 511 keV. Ostatnio wykryto obecność małej, poszar panej spiralki ga zo we j, silnie nachylonej do płaszczyzny Galakty ki (0 o r t 1983; E k e r s i i n . 1983) - przypuszczalny wy nik niedawnej ejekcji. Opisane zjawiska zachodzę w obszarze Sgr A w promieniu 2 pc od środka Galaktyki. Dalej, w promieniu 300 pc obserwuje się chmury wodorowe i molekularne o asymetrycznym roz kładzie, dużym nachyleniu oraz ruchach rotacyjnych i radialnych zarazem, z prędkościami o k . 200 km/s. Dalsze badania jędra Ga laktyki przyniosę być może nowe informacje, ale już to, co wiemy.
Astronomia w dziesięcioleciu 11 jest podobne do zjawisk obserwowanych w jędrach innych „normal nych" galaktyk i wcale nie świadczy o braku aktywności.
Zestawiliśmy w wielkim skrócie ostatnie wiadomości o kwaza- r a ch, radiogalaktykach, galaktykach aktywnych i normalnych. W s zy stko wskazuje, że jest to cięg czasowy: najmłodszymi obiektami, licząc czas od wielkiego wybuchu, sę obiekty najdalsze - k w a z a r y , najstarszymi - galaktyki normalne. Czy j'est to cięg ewolucyjny? To jest kapitalny problem. Wydaje się prawdopodobne, że obiekty te stanowię cięg wyczerpujęcej się aktywności, czy to w postaci „spokojnej" mocy promieniowania, czy w postaci ejekcji. Badania statystyczne powinny wskazać, czy zachodzi ewolucja w tym cięgu, lub w jego częściach. Badania takie sę intensywnie prowadzone,ale nie są łatwe: próbki zbadanych obiektów z największę zdolnością rozdzielczą sę jeszcze skępe i najeżone efektami selekcji, jak chociażby ten, że najdalej widzimy obiekty najjaśniejsze. Tym nie mniej kilka wiarygodnych analiz statystycznych - w tym Maartena S c h m i d t a , którego można uważać za jednego z odkrywców kwa- zarów - wykazuję, że gęstość kwazarów w śledzęcej (comoving) prze strzeni naleje z czasem, szczególnie szybko dla najjaśniejszych absolutnie okazów ( S c h m i d t i in. 1983; W i l l s 1983; L a i n g i in. 1983). A że prawie nie znajdujemy kwazarów w na szym sąsiedztwie, wydaje się wysoce prawdopodobne, że kwazary słabnęc przechodzę w radiogalaktyki i następnie galaktyki aktywne, te zaś - w galaktyki normalne.
Nie mniej kapitalnym problemem sę źródła energii kwaz ar ów, czy to w okresach względnego spokoju, czy - jeszcze bardziej - w momentach wybuchów. Gdyby tej energii miały im dostarczać gwiazdy, musiałyby korzystać ze źródeł wielokrotnie wydajniejszych niż energia jędrowa. 3est dość rozpowszechniona idea wysunięta przez L y n d e n - B e l l a (l969), że źródłem energii kwazarów, a może i aktywnych galaktyk, nie wyłęczajęc naszej, jest akrecja ma terii na czarnych dziurach ukrytych w ich jądrach. Masy tych czarnych dziur wynosiłyby 10G -109 M 0 w kwazarach i o k . 10^ M q w
jądrach galaktyk. Za takim rozwiązaniem przemawiałby rachunek, że w tym procesie można uzyskać wydajność energii - grawitacyjnej dziesięciokrotnie wyższą niż w reakcjach jądrowych: 10% zamiast 1% zużywanej masy. Pojęcie czarnej dziury nie jest nowe: wprowa dzono je w końcu lat 30, drogą rozciągnięcia równań ogólnej teo rii względności na graniczny wypadek materii pozbawionej
wszel-12 W. Iwanowska
kich źródeł energii. Taka materia musiałaby ulec całkowitemu ko lapsowi. W latach późniejszych opracowano teorię czarnych dziur i ich oddziaływania z otaczającą materią, w szczególności dla rotu- jących czarnych dziur. Te koncepcje aplikuje się do kwazarów i aktywnych jąder galaktyk w takiej postaci, że orbitujące, a ra czej spiralujące wokół czarnej dziury stare gwiazdy zostaję rozer wane siłami pola grawitacyjnego i wchłonięte przez czarną dziurę. Energia grawitacyjna wyzwalana w procesie akrecji zostaje przetwo rzona na energię kinetyczną akreowanej materii i na promieniowa nie. Warto pamiętać jednak, że czarne dziury nie są obiektami ob serwowanymi, lecz tylko koncepcję teoretyczną i że sam E i n s t e i n nie uważał ogólnej teorii względności za ostateczne rozwiązanie problemu grawitacji i przestrzegał przed prostym roz ciąganiem jego równań, a nawet zmiennych tam występujących na ob szary o „bardzo wielkiej gęstości pola i materii".
Nie ten argument jednak odstręcza głównie od upatrywania czar nych dziur w kwazarach, a raczej to, że czarne dziury, o ile ist nieją w ogóle, powstają ze starejt zużytej energetycznie materii i że podobnie jak białe karły, czy gwiazd'y neutronowe, mogą sta nowić końcowe stadium ewolucyjne. Tymczasem kwazary są obiektami młodymi, młodszymi od normalnych galaktyk - strzałka ich czasu biegnie w przeciwnym kierunku.
Prawdopodobnie w jądrach kwazarów i galaktyk istnieje super- gęsta, eksplozywna i akreująca materia, ale nie stara, skolapsowa- na, lecz pierwotna, przedgwiazdowa" , jak mówi od kilkudziesięciu lat wybitny astronom ormiański A m b a r c u m i a n (l980). Opierając się na licznych pracach obserwacyjnych własnych i współ pracowników nad młodymi gwiazdami i aktywnymi jądrami galaktyk uważa on, że zasadniczym procesem obecnej ewolucji Wszechświata nie jest kolaps, lecz ekspansja i eksplozja. Wprawdzie przestrze ga przed przyjmowaniem dowolnych hipotez, sądzę jednak, że to co wniosły wielorakie obserwacje ostatniego dziesięciolecia - cho ciażby te, które starałam się pokrótce omówić - uprawniają astro nomów do poszukiwania, czy przypominania, alternatywnych hipotez niesprzecznych z wynikami obserwacji. Idąc po tej linii (czy ra czej linie), pozwolę sobie nawet na skrajnie prostą fantazję nau kową, jeśli nie hipotezę; pierwotna supergęsta, eksplozywna mate ria jest tą, która była (i jest) czynna w wielkim wybuchu Wszech świata. Skąd się wzięła - nie wiemy, być może z kolapsu
poprzedza-Astronomia w dziesięcioleciu 13 jącego wielki wybuch powstała jako gigantyczna czarna dziura. Wielki wybuch nie był błyskawiczny i totalny: był stopniowym, dłu
gotrwałym trwającym do dziś procesem kruszenia się eksplozywne- go pierwotnej materii-energii na coraz mniejsze masy. Dawały one kolejno początek supergromadom i gromadom kwazarów - galaktyk gwiazd - planet - księżyców. Wielki wybuch nie był ani gorący,ani zimny, a raczej był jednym i drugim, obejmując cały wachlarz tem peratur: w miejscach formacji gwiazd i w jądrach galaktyk mamy ta kie niejednoznaczne warunki.
Aby nie zakończyć referatu rodzajem „science fiction", pozwo lę sobie zwrócić uwagę astronomów na niektóre zagadnienia konkret ne, które nie dały się rozwiązać zadowalająco w ramach „kantows- kiego" kolapsu, a rokują prostsze i bardziej naturalne rozwiąza nia na gruncie hipotezy ekspansji. Do zagadnień wielkiego kalibru, obok formacji gwiazd i galaktyk, należy problem nukleogenezy. Nie dał się on zadowalająco rozwiązać w ramach teorii gwiazdowej nu- kleosyntezy, choć z pewnością ma na tym polu szereg osiągnięć. P o zostaje jednak zasadnicza trudność: ciężkie pierwiastki są wszę dzie, nawet w najmłodszych kwazarach i w bardzo starych gromadach gwiazd. W dodatku skracająca się skala życia Wszechświata w wyni ku zwiększenia stałej H u b b l e 'a sprawia nowe trudności w tym i in nych problemach, jeśli je chcemy rozwiązywać na gruncie teorii kolapsu. Warto przypomnieć, że przed laty były wysuwane alterna tywne idee na temat nukleogenezy. M a y e r i T e l l e r (l950), wychodząc z obserwowanych obfitości izotopów pierwiastków - przewagi izotopów bogatych w protony wśród pierwiastków lekkich i bogatych w neutrony wśród pierwiastków ciężkich - wysunęli su gestię, że pierwiastki powstawały w dwóch odrębnych procesach: lekkie drogą nukleosyntezy, ciężkie - drogą rozszczepiania cięż szych jąder. Idea ta może okazać się przydatna, jeśli nie zakła damy gorącego i nagłego wybuchu Wszechświata.
Innym problemem, pozornie prostym, a sprawiającym kłopoty jest problem spiralnej struktury galaktyk. Teoria fal gęstości,po mimo pewnych sukcesów, nie wyjaśnia zadowalająco powstania ani trwałości struktur spiralnych. Były wysuwane koncepcje alternatyw ne, postulujące wyrzut ramion materialnych z centralnego sferoidu, jak np. koncepcja rozwinięta przez P i ę m i ę (1979). Ejekcje z kwazarów i galaktyk jedno- lub wi eloramienne, powtarzane z róż ną częstością i siłą w różnicowo rotujęcym dysku, mogą zapewnić
14 W. Iwanowska
zarówno proste, jak i najbardziej złożone wzory struktur spiral nych .
Problemów nie rozwięzanych lub trudnych jest w astronomii wię- le, że przypomnę jeszcze gwiazdy nowe i supernowe, pochodzenie gwiazd podwójnych, pochodzenie promieni kosmicznych. Poszukiwanie koncepcji alternatywnych, niesprzecznych z wynikami obecnych ob serwacji, może być wdzięcznym zadaniem również dla astronomów pol skich na najbliższe dziesięciolecia „kopernikowskie".
LITERATURA
A m b a r c u m i a n W. A., 1947, ..Ewolucija zwezd i astrofizi-
ka" , Erewan.
A m b a r t s u m i a n V . A . , 1980, Ann. Rev. Astron. Astrophys,
18.1.
B a ł l y 3.. L a d a C. 3., 1983, Ap. 0., 265, 824.
B o k B. 0., 1983, A p . 3., 273, 411.
B o s m a A., 1983, w: „Internal Kinematics and Dynamics of Ga
laxies", IAU Symp. No. 100, wyd. E. Athanassoula, Dordrecht,
Reidel, 11.
E k e r s R. D., v a n G o r k o m 0. H., S c h w a r z U.
3., G o s s W . M . , 1983, Astron. Astrophys., 122, 143.
0 6 e v e e r M., E i n a s t o 0., 1978, [ > 0 „The Large Scale
Structure of the Universe*', IAU Symp. No. 79, wyd. M.S. Lon-
gair, 3. Einasto, Dordrecht, Reidel, 241.
L a i n g R. A.. R i l e y 0. M.. L o n g a i r M. S., 1983, Mon. Not. R. Astr. Soc., 204, 151.
L y n d e n — B e l l D., 1969, Nat., 223 , 690•
M a y e r M. G., T e l l e r E., 1950, Rev. Mod. Phy3., 22, 203. M i 1 e y G., 1980, Ann. Rev. Astron. Astrophys., 18, 155.
M i r z o y a n L. W., 1981, „Niestacjonarnost* i ewolucija zwezd" Erewan, 33.
M o r r i s M., R i c k a r d L. 3», 1982, Ann. Rev. Astron.
Astrophys., 20, 517.
O o r t 3. H., 1984, ..The Milky Way Galaxy", IAU Symp. No.
106, w druku.
P i ę m i f P., 1979, ..The Large Scale Characteristics of
the Galaxy", IAU Symp. No. 84, wyd. IV. B. Burton, Dordrecht. Reidel, 145.
A s t r o n o m i a w d z i e s i ę c i o l e c i u 15 R u b i n V . , 1 9 8 3 , L w : ] „ I n t e r n a l K i n e m a t i c s and D y n a m i c s o f G a l a x i e s " , I A U S ym p. N o . 1 0 0 , w yd. E . A t h a n a s s o u l a , D o r d r e c h t , R e i d e l , 3 . S c h m i d t M. , G r e e n R . F . , 1 9 8 3 , A p . 0 . , 2 6 9 , 3 5 2 . S o l o m o n P. M. , S a n d e r s D. B . , S c o v i l l e N . 2 . , 1 9 7 9 , ..The L a r g e S c a l e C h a r a c t e r i s t i c s o f th e G a l a x y " , I A U S ym p. N o . 8 4 , w yd. W. Q . B u r t o n , D o r d r e c h t , R e i d e l , 3 5 . T a n a n b a u m H . , 1 9 8 2 , C w <0 . . R e v e a l i n g th e U n i v e r s e " , w yd. 0 . C o r n e l l , A . P . L i g h t m a n , M IT P r e s s , 1 1 7 . T a y l o r 0 . H . , 1 9 7 9 , C.wO „The L a r g e S c a l e C h a r a c t e r i s t i c s of t h e G a l a x y " , IA U S ym p. N o . 8 4 , w yd. W .B . B u r t o n , D o r d r e c h t , R e i d e l , 3 5 . W i l l s D . , 1 9 8 3 , A p . 0 . 2 7 0 , 4 8 .
Postępy Astronomii Tora XXXII (1984). Zeszyt 1
CHARON - SATELITA PLUTONA
B O Ż E N N A T 0 D 0 R 0 V I C - 3 U C H N I E W I C Z Centrum Badań Kosmicznych PAN, Zakład Mechaniki Nieba
XAP0H - CnyTHHK IUiyTOHA B. T O f l O p O B H E ( - K ) X H e B H q
C o a e p x a H n e
P a c c K a 3 H B a e T C H o c 0 B p e u e H E 0 u c o c t o h h h h 3 hćihhh o Xapone, a c n e Ę H a ^ b H O n e p e c M O T p H B a e T C f l B e e o n y O jn u c o B a H H H e HafijnofleHiui, flncicy-
TapyeTca opfiHTy cnyTHHica EnyTOHa, r o B o p n i c a o H 3 B e c T H H X ero $ h 3 h -
qecKux napaMeipax h b o 3 m o x h h x r m i O T e 3 a x ero n p o H C x o x f l e H H H.
CHARON - SATELLITE OF PLOTO
S u m m a r y
The paper presents our knowledge about Charon. All published observational data are described in detail. The problems of the orbit, the physical characteristics and an origin of the satelli te of Pluto are discussed.
1. WST§P
W 1978 r. w Obserwatorium Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczo nych rozpoczęto realizację programu majęcego za zadanie wykonanie serii astrometrycznych abserwacji Plutona dla poprawienia elemen tów orbity planety. Obserwacje te były wykonane 155 cm reflekto rem we Flagstaff (Arizona). Ponieważ chodziło o jak najdokładniej sze wyznaczenie pozycji Plutona, fotografowano planetę tylko w
18 B. Todorovic-Duchniewicz
bardzo dobrych warunkach obserwacyjnych. Klisze otrzymane przez
A . V . H e w i t t a i W . S . D u n h a m a z nocy 13 i 20
kwietnia oraz 12 maja 1978 r. zostały przesłane do Waszyngtonu w
celu wykonania pomiaru pozycji planety. Podczas mierzenia tych
klisz za pomocy automatycznego urządzenia STARSCAN, w dniu 22
czerwca astronom C h r i s t y zauważył, że obraz planety jest zniekształcony. Na kliszach z kwietnia widać było słabe rozciąg nięcie obrazu w kierunku południowym, a na tej z maja - w kierun ku północnym. Rozważono więc przyczyny, które mogłyby wywołać ta ki efekt. Możliwość, że zniekształcenie obrazu mogło być rezulta
tem błędu w ruchu teleskopu, została odrzucona, ponieważ obrazy
gwiazd były dokładnie okrągłe. Z kolei ruch planety dawałby efekt daleko mniejszy podczas krótkiego czasu ekspozycji kliszy, a ewen tualne rozciągnięcie obrazu obserwowane byłoby w kierunku wschod- nio-zachodnim. Gwiazdy tła, które również mogłyby być przyczynę, zostały wyeliminowane po analizie obrazów nieba z Katalogu Palo- marskiego.
Następnie C h r i s t y przystąpił do przeglądu klisz z
Plutonem zrobionych poprzednio tym teleskopem w innych celach.Rów nież na nich zniekształcenie zostało zauważone. Oako wyjaśnienie
faktu dystorsji obrazu Plutona, C h r i s t y przyjął możli
wość istnienia jego księżyca. Następnie wraz z H a r r i n g t o - n e m wyznaczył prowizoryczną orbitę satelity oraz efemerydę. Dalsze obserwacje wykonane zgodnie z podaną efemerydą przez róż
nych obserwatorów i obserwatoria wykazały również zjawisko roz
ciągnięcia obrazu. Obecność księżyca Plutona, nazwanego prowizo
rycznie przez C h r i s t y ' e g o Charonem, potwierdziły też
obserwacje wykonane metodą interferometrii plamkowej oraz obserwo wane zaćmienie gwiazdy przez Charona.
2.0BSERWAC0E CHARONA
Materiał obserwacyjny dotyczący Charona można podzielić ze
względu na rodzaj obserwacji na kilka grup. Najliczniej reprezen towaną grupą są obserwacje fotograficzne. Należą do nich klisze z lat 1965, 1967, 1970, 1971, 1977 wykonane jeszcze przed odkryciem Charona. Rozciągnięcie obrazu Plutona zaobserwowane przez C h r i
s t y ' e g o na kliszach z 1978 r. było rzędu 0
".
7,
co świadczyCharon 19 dobrych warunkach obserwacyjnych. Niemniej na kliszach przedodkry- ciowych otrzymanych w wyniku programów obserwacyjnych, których za daniem nie było poszukiwanie s a t e lity , zniekształcenie było zauwa żone. I tak na 2 kliszach z 1965 r . (wykonanych dla zmierzenia średnicy Plutona) i 5 z 1970 r . ( wykonanych w celu badania wzglę dnego ruchu centrum fotometrycznego planety) można było zauważyć rozciągnięcie i oszacować, w jakim ono biegnie kierunku. Klisze z 1970 r . uwidoczniły również, że okres zmian zachodzących w obra zie był powyżej 6 d n i. Niestety, nie zawsze udało się oszacować rozmiar rozciągnięcia właśnie ze względu na niedogodne warunki ob serw acji, w jakich powstały k l is z e . Pozostałe obserwacje fotogra fic zn e , o których wzmiankuje się w literaturze, wykonane już z wy raźnym zamiarem znalezienia Charona, pochodzę z lat 1978, 1979, 1980. Fotografie z 2 lipca 1978 r . powstałe w idealnych warunkach obserwacyjnych pozwoliły określić wartość separacji składników sy stemu Pluton-Charon na 0**8 do o"9, co umiejscawiało Charona w od ległości o k . 17 000 km od Plutona. Niestety, dla oszacowania kę- towych pozycji obu ciał i ich separacji z całego materiału foto graficznego, pożyteczne okazało się tylko ok. 30% k l i s z . Otrzyma ne z obserwacji wartości pozycji kątowych i separacji zupełnie dobrze pasowały do wartości obliczonych przez C h r i s t ' y - e g o i H a r r i n g t o n a (1 9 7 3 , 1980 a , 1 9 8 l ) . Większość obserwacji fotograficznych została wykonana 155 cm reflektorem we Fla gsta ff, a część pochodzi z obserwatoriów: Cerro Tololo (C h ile ), Mc Donalda (T eksas), Mount Megantic (Quebec), obserwatorium Uni wersytetu w Arizonie i Mauna Kea na Hawajach.
Grupa 11 elektrograficznych ekspozycji została otrzymana 8 i 17 lipca 1978 r . 155 cm reflektorem we F la g sta ff. W wyniku an ali zy tych obserwacji T h o m s e n i A b l e s (1 9 7 8 ) otrzy mali dla separacji wynik o'.'84 + 0 " 0 3 oraz o k r e ś lil i, że różnica jasności składników systemu równa się 1 ,7 + 0 , 1 mag. Następnę gru pę stanowię obserwacje wykonane metodę interferometrii plamkowej. A r n o l d i i n . (1 9 7 9 ) stosujęc tę technikę o k reślili kętowę średnicę Plutona, a przy okazji oszacowali wartość separacji skła dników. Oednę obserwację z 5 czerwca 1980 r . , cennę ze względu na to, że reprezentuje położenie Charona względem Plutona blisko mi nimalnej separacji obu c ia ł , wykonali astronomowie amerykańscy
( H e g e , H u b b a r d i i n . 1 9 8 2 ) za pomocę 1 .8 m teleskopu w obserwatorium Stewarda. Pięć pozytywnych pomiarów „plamkowych"
zo-20 B. Todorovic-Ouchniewicz
stało zrobionych przez astronomów francuskich (B o n n e a u i F o y 1980) 3.6 m teleskopem zainstalowanym na Mauna Kea. Desz cze dwa wyniki otrzymane za pomocę tej samej techniki otrzymali H e t t e r i c h i W e i g e l t (1983) 1.5 m teleskopem w Europejskim Południowym Obserwatorium w Chile. Obserwacje tego ty pu pozwoliły również określić różnicę Jasności składników. Wszyst kie wyniki otrzymane z pomiarów „plamkowych" sę zawarte w tab. 1.
Ostoję techniki służęcej do pomiarów średnic planet sę obser wacje zakryć. Według Informacji podanej przez G. T a y l o r a z Królewskiego Obserwatorium w Greenwich, Pluton lub Charon mógł zakryć gwiazdę 13 wielkości w gwiazdozbiorze Panny. Obserwacje te go typu zdecydował się rozpoczęć A. R. W a l k e r (l980) z Po łudniowego Obserwatorium Afrykańskiego i 6 kwietnia 1980 r. udało mu się zaobserwować zjawisko zakrycia gwiazdy przez Charona. O b serwacja zakrycia trwajęcego 50 s została wykonana w Sutherland 1 m teleskopem sprzężonym z szybko zliczajęcym pulsy fotometrem i pozwoliła określić dolnę wartość średnicy Charona na 1200 km. W obserwacji można było również oszacować wspólnę jasność Charona i Plutona B « 15.05 ± 0.05 mag.
Ciekawych informacji o Charonie powinny dostarczyć obserwacje, które umożliwię badanie zmian jasności Plutona w wyniku wzajem nych zaćmień systemu Pluton-Charon. Możliwość istnienia takich za ćmień przepowiedział A n d e r s s o n (1978), a określeniem warunków i czasu, kiedy występię, zajęli się H a r r i n g t o n i C h r i s t y (l98l). Niestety, wg informacji M u 1 h o 1 - l a n d a i B i n z e l a (l983a, b), którzy próbowali w obserwatorium Mc Donalda zaobserwować to zjawisko, nie udało się stwierdzić, czy system Pluton-Charon wchodzi w spodziewane serie zaćmieniowe.
3. ORBITA CHARONA
Pierwszę próbę oszacowania parametrów orbity Charona podjęli C h r i s t y i H a r r i n g t o n (1978) na podstawie ob serwacji fotograficznych wykonanych do 6 lipca 1978 r. Przyjęli oni następujące założenia:
- orbita Charona jest okręgiem koła o promieniu równym maksymal nej obserwowanej separacji,
V
T a b e l a 1
Obserwacje Charona otrzymane metodę interferometrii
plamkowej-Data Separacja Kęt
pozycyjny Średnica RóżnicaJasności
AV Plutona Charona
28 marzec 1978® ~ 0*8 o" 14 + o". 02
5 czerwiec 1980b o“.3 i - o” 05 2 8 5 ° - 7 ° 0 .1 4 - 0 .0 2 0~05 * o "03 2 .2 - 0 . 5 mag
20 czerwiec 1980 0 .7 4 i 0 .0 2 167 i 1 .5 23 czerwiec 1980 0 .8 4 - 0 .0 2 349.5- 1 .5 23 czerwiec 1980c 0 .8 5 * 0 .0 1 349 .5- 1 .0 >0.18 i 0 .0 2 0 .0 9 - 0 .0 1 1 .6 - 0 .2 23 czerwiec 1980 0.825- 0 .0 2 3 4 8 . 5- 1 .5 23 czerwiec 1980 0 .7 8 - 0 .0 2 347.5- 1 .5 2 kwiecień 1981 0 .6 3 - 0 .0 3 188 i 2 .0 l o « 3 kwiecień 1981^ 0 .9 5 - 0 .0 2 170 i 1 .0 | 2 .0 aA r n o l d f B o k s e n b e r g , S a r g e n t (1 9 7 9 ). bH e g e , H u b b a r d i i n . (1 9 8 2 ). cB o n n e a u i F o y ( i 9 8 0 ) . dH e t t e r i c h i W e i g e l t (1 9 8 3 ). Charon
22 B. Todorovic-Duchniewicz
- czas i kierunek maksymalnego rozciągnięcia odpowiada przejściu przez węzeł,
- nachylenie orbity jest dość duże (pozwala ograniczyć kierunek rozciągnięcia obrazu, lecz nie na tyle duże, żeby znalazło to odbicie w krzywej blasku),
- okres obiegu Charona wokół Plutona związany jest z krzywą blas ku ( A n d e r s s o n i F i x 1973).
Na pod8tawie otrzymanych wartości elementów orbity H a r r i n g t o n i C h r i s t y obliczyli efemerydę na momenty wszystkich pozytywnych obserwacji i otrzymali zupełnie dobrą zgod ność w pozycjach kątowych między wartościami zmierzonymi a teore tycznymi. Po otrzymaniu następnych kilku klisz i ponownym przeba daniu całego posiadanego materiału obserwacyjnego, ze szczególnym zwróceniem uwagi na momenty c z a s u , w których zdarzało się maksy malne rozciągnięcie obrazu, ci sami autorzy otrzymali elementy niewiele różnięce się od poprzednich, ustalając jednak ostatecz nie 3prawę dotyczącą nachylenia orbity i długości węzła wstępu jącego. Obliczyli również dodatkowo, że nachylenie płaszczyzny orbity Charona do płaszczyzny orbity Plutona wynosi 120 - 5 stop
ni.
Następne poprawienie elementów orbity zostało wykonane przez B o n n e a u i F o y a (1980).
H a r r i n g t o n i C h r i s t y (l98l) ponownie po prawili orbitę biorąc pod uwagę wszystkie zebrane do tego czasu obserwacje fotograficzne, elektrograficzne i .plamkowe". Przy oka zji podali, że wartość anomalii prawdziwej 11 stycznia 1982 r. równała się 78 i 8 stopniom. Elementy orbity otrzymane przez poda nych poprzednio autorów zawiera tab. 2.
Obserwacja „plamkowa" wykonana przez astronomów blisko mini malnej separacji obu ciał sugeruje, że nachylenie orbity do płasz czyzny nieba powinno wynosić 109 stopni.
Analizę ruchu centrum fotometrycznego systemu Pluton-Charon względem barycentrum układu przeprowadzili v a n F l a n d e r n i P u l k k i n e n (l98l) na podstawie obserwacji z lat 1930- -1979 i ustalili, że okres obiegu Charona wokół Plutona wynosi 6.3871 - 0.0002 dni.
T a b e l a 2
Różne wyznaczenia elementów kołowej orbity Charona
Elementy orbity Wg autorów C h r i s t y i H a r r i n g t o n (1978) H a r r i n g t o n i C h r i s t y (1980a, b) B o n n e a u i F o y (1980) H a r r i n g t o n i C h r i s t y (1981) Połowa wielkiej osi - a Okres obiegu - P Epoka przejścia przez węzeł - T Nachylenie - i Długość węzła -SI
Nachylenie - I •i 0 . 8 6.3867 dni - 105°la 350 J 115°lub 55° ii ii 0.9 i 0.05 20 0 0 0 - 1000 km 6.3867 dni 1978 maj 8 . 7 i o . l 105° - 5°lc 170° + 5 J b 115° i 5° l" o 2 22 0 0 0 km 6.3867 dni 1980 czerwiec 19.5 100° 176° 19700 i 300 km 6.387ł ^ O .0002 dni 221° ± 3 ° } d 9 4 ° i 3°J \
aWzględem płaszczyzny stycznej do sfery niebieskiej w punkcie o ó= 13^30m , S a + 10°5. ^Do ekliptyki, przy biegunie orbity cc= 8*1 , <T = -5° lub ot = 19*\ S •* 35°.
cBiegun północny oo = B ^ O 1" , <T = 10°.
24 B. Todorovic-Ouchniewicz 4. CECHY FIZYCZNE CHARONA
Znajomość elementów orbity Charona, w szczególności okresu obiegu i średniej odległości satelity od Plutona, pozwala obli czyć masę systemu. Z ostatnich danych otrzymanych przez H a r - r i n g t o n a i C h r i s t y ' e g o (l98l) odwrotność ma sy systemu wyrażonej w Jednostkach masy Słońca wynosiła (l.34 -
+ 8 25
- 0.07 )x 10 (co odpowiada masie 1.5 *3.0 g)« Wartość powyższa jest mniejsza od tej, którą obliczyli B o n n e a u i F o y (l980) (masa obliczona przez astronomów francuskich równała się 2 x 1CT5 g).
Z danych orbitalnych nie można, niestety, obliczyć średnicy Charona, można ją Jednak oszacować w sposób pośredni korzystając z innych informacji dotyczących nie tylko satelity, ale i jego planety. Zatem zakładając, że Charon ma taką samą zdolność odbi jania jak Pluton (planeta prawdopodobnie jest pokryta w większej części lodem i śniegiem metanowym), oraz znając różnicę jasności składników ( A B = 1.7 - 0.1 mag lub A V « 1.6 - 0.2 mag) można
ocenić, że średnica Charona jest w przybliżeniu równa połowie śred nicy Plutona. W zależności od przyjętej wartości na średnicę Plu tona, średnica Charona oszacowana tą metodą przez różnych autorów mieści się w przedziale 1200-2000 km. Bezpośredniego pomiaru obu średnic dostarczają obserwacje wykonane metodą interferometrii plamkowej. B o n n e a u i F o y otrzymali z profilów ra dialnych średnice liniowe Plutona i Charona odpowiednio równe 4000 + 400 i 2000 - 200 km. A r n o l d , B o k s e m b e r g i
S a r g e n t (1979) korzystając z tej samej techniki pomiaru podali, że średnica Plutona leży w przedziale od 3000 - 400 do 3600 i 400 km. H e g e , H u b b a r d i in. (1982) otrzymali następujące wartości: średnica Plutona 3000 - 400 km, a Charona - 1100 - 600 km, jednocześnie zastrzegając, że otrzymany rozmiar tego ostatniego jest bardzo mało dokładny. Metoda interferometrii plamkowej dająca bezpośrednio z obserwacji średnice i różnice jas ności pozwala z kolei oszacować współczynniki odbicia Plutona i Charona, które okazują się prawie równe, co może potwierdzać hipo tezę, że Pluton i Charon pokryte są tym samym materiałem, oraz da wać pewne przesłanki na temat pochodzenia satelity. Obserwacja za krycia gwiazdy przez Charona pozwoliła również określić wartość jego średnicy. Niestety, pochodziła ona tylko z jednego
obserwa-Charon 25 torium, tak że otrzymana wartość cięciwy równa 1200 km mogła być przyjęta jako minimalna wartość średnicy Charona. Obecnie zaakcep towana przez Międzynarodowy Unię Astronomiczną (l982) wartość na promień równikowy Charona wynosi 600 km.
Prawdopodobnie najbardziej zbliżone do rzeczywistości średni ce Charona i Plutona będą otrzymane z obserwacji krzywej blasku w wyniku wzajemnych zaćmień obu składników systemu.
Górna wartość średnicy Plutona sugeruje, żeby jako rozsądną wielkość na gęstość planety przyjęć 0.5 g/cm3 . Następnie z zało żenia. że gęstości obu składników są porównywalne, wynika, że ma sa Charona stanowi 1/8 - 1/10 masy Plutona. Według B o n n e a u
25 24
i F o y a masy te wynoszą 1.8 x io g dla Plutona i 2 X 1 0 g dla Charona.
5. MOŻLIWE POCHODZENIE CHARONA
Liczne obserwowane fakty i teoretyczne badania ( L i n 1981; M i g n a r d 198l) faworyzują taką hipotezę pochodzenia sateli ty: powstał on w wyniku rozszczepienia „pierwotnie" istniejącej planety. Teoretycznie wyliczona przez autorów (podanych wyżej) wartość krytycznego momentu kątowego rotującego ciała, po przekro czeniu której staje się ono niestabilne i zaczyna się dzielić, jest niewiele różna od całkowitego momentu kątowego systemu Plu- ton-Charon. Obecnie w konfiguracji Pluton-Charon obserwuje się też jedyną w swym rodzaju sytuację w Układzie Słonecznym, a mia nowicie okres obiegu satelity wokół Plutona jest praktycznie pra wie równy okresowi obrotu planety. Za taki stan czyni się odpo wiedzialne pływowe przyciąganie w systemie. Ewolucja pływowa za chodzi z powodu zniekształcenia planety przez satelitę - i odwrot nie. Proces ten przebiega tak długo, aż rotacyjna prędkość kątowa planety będzie równa prędkości orbitalnego ruchu średniego. Widać więc, że system Pluton-Charon osiągnął stan końcowy pełnej syn chronizacji tych dwu prędkości. Teoretycznie wyliczony stosunek mas odpowiedzialny za obecność synchronicznego stanu jest w dużej zgodności z wartością 8-10, jaką charakteryzuje się stosunek mas Plutona do Charona. Wszystkie te fakty wzmacniają ufność w hipo
tezę pływowego pochodzenia synchronizmu. Rozważania nad tym, czy orbita Charona była usytuowana w przeszłości na zewnątrz, czy w e wnątrz obecnej orbity (przy stanie synchronicznym możliwe są do
26 B. Todorovic-CJuchniewicz
rozważenia te dwie możliwości), daję bardziej wiarygodny obraz drugiego przypadku. Za nim przemawia czas rozwoju systemu do sta nu bieżącego, który mieści się wewnątrz wieku Układu Słonecznego. Może go również potwierdzać obserwacja jednakowego współczynnika odbicia dla obu ciał. W rezultacie można przyjęć, że Charon w przeszłości był bliżej Plutona niż obecnie. Niektórzy astronomo wie uważają, że pochodzenie Charona trzeba powiązać z wytłumacze niem pochodzenia samego Plutona. H a r r i n g t o n i v a n F l a n d e r n (l979), F a r i n e l l a i in. (l979), D o - r m a n d i W o o l f s o n (1980) zaintrygowani małę masę Plutona i zdecydowanie różnę budowę niż wielkie planety, badali hipotezę pochodzenia Plutona proponowanę jeszcze przez L y t t- 1 e t o n a, a dotyczęcę ucieczki satelity od Neptuna. W wyniku zbliżenia nieznanej planety do Neptuna satelita ten (dzisiejszy Pluton) zostałby wyrzucony na orbitę okołosłonecznę, która mogła by być bliska obecnej. To samo zdarzenie mogło spowodować odłama nie się kawałka uciekajęcego satelity, który stałby się Charonem. W konsekwencji Pluton byłby planetę o nieregularnym kształcie z
różnicę jasności w krzywej blasku spowodowanę rotację planety. Prezentowane przed chwilę pochodzenie Charona nie stoi w sprzecz ności z hipotezę pływowę M i g n a r ° d a i L i n a , bowiem oderwane ciało uzyskuje n o w ę , dużą prędkość kętowę powodującą ro tacyjną niestabilność, która podzieli to ciało. Deżeli tak byłoby, to stosunek rozmiarów Plutona do Charona będzie zbliżony do war tości 1.9. Najmniej wydaje się być prawdopodobna hipoteza pocho dzenia Charona podana przez W a l k e r a (1980), w myśl której Pluton i Charon to szczętki jędra komety, która rozpadła się.
6. PODSUMOWANIE
Na podstawie dotychczas zebranego i udostępnionego materiału dotyczęcego satelity Plutona nie ma już żadnych wątpliwości, że Charon istnieje, choć nie przestaje być dla nas obiektem zagadko wym .
Charon jest ciałem małym, porusza się w niewielkiej odległoś ci od planety i te jego cechy powodują duże trudności obserwacyj ne . To z kolei pociąga za sobę niepewność wyznaczenia elementów orbity oraz niedostatek danych dotyczących fizycznych parametrów satelity. Kłopoty w o s z a c o w a n i u wartości połowy wielkiej osi
orbi-C h a r o n 27 t y ( d o k ł a d n o ś ć w y z n a c z e n i a t e j w i e l k o ś c i j e s t s i l n i e u z a l e ż n i o n a od t y p u o b s e r w a c j i ) o d b i j a j ą s i ę na w y z n a c z e n i u w a r t o ś c i masy s y s tem u. Mimo t o w ł a ś n i e o k r y c i e C h a r o n a p o z w a l a z w e r y f i k o w a ć n a s z e p o g l ą d y na z n a j o m o ś ć masy P l u t o n a . Z i s t n i e j ą c y c h d a n y c h o C h a r o n i e s z a c u j e s i ę , ż e masa P l u t o n a j e s t o k o ł o dwa r z ę d y w i e l k o ś c i m n i e j s z a od d o t y c h c z a s p r z y j ę t e j (masa P l u t o n a z a a k c e p t o w a n a p r z e z M ię d z y n a r o d o w ą U n i ę A s t r o n o m i c z n ą w 1976 r . w y n o s i 7 * 10 g ) . Z d o t y c h c z a s uz n a w a n ych mechanizmów p o c h o d z e n i a s a t e l i t ó w w U k ł a d z i e S ł o n e c z n y m , t a k i c h j a k a k r e c j a , wychw yt c z y r o z s z c z e p i e n i e , p r a w d o p o d o b n ie t r z e c i z n i c h j e s t o d p o w i e d z i a l n y z a p o c h o d z e n i e C h a r o n a . A ż e b y j e d n a k o p i s s y s t e m u P l u t o n - C h a r o n b y ł c o r a z b a r d z i e j b l i ż s z y p ra w d y , p o t r z e b n e s ą j e g o d a l s z e o b s e r w a c j e w y k o r z y s t u j ą ce w s z y s t k i e d o s t ę p n e t e c h n i k i o b s e r w a c y j n e . L IT E R A T U R A A n d e r s s o n L . E . , F i x 3 . D . , 1 9 7 3 , I c a r u s , 2 0 , 2 7 9 . A n d e r s s o n L . E . , 1 9 7 8 , B u l l , Am. A s t r o n . S o c . , 1 0 , 5 8 6 . A r n o l d S . 3 . , B o k s e n b e r g A . . S a r g e n t W . L . W ., 1 9 7 9 , A p . 3 2 3 4 , L 1 5 9 . B o n n e a u D . , F o y R . , 1 9 8 0 , A s t r . A s t r o p h y s . , 9 2 , L I . C h r i s t y 3 . W. , H a r r i n g t o n R . S . , 1 9 7 8 , A . 3 . . 8 3 , 1 0 0 5 . O o r m a n d O . R . , W o o l f s o n M . M . , 1 9 8 0 , M . N . R . A . S . , 1 9 3 . 1 7 1 . F a r i n e l l a P . , M i 1 a n i A. M . , V a l s e c c h i G. B . , 1 9 7 9 , T he Moon and th e P l a n e t s , 2 0 , 4 1 5 . H a r r i n g t o n R . S . , C h r i s t y 3.W . 1 9 8 0 a , A . 3 . , 8 5 , 1 6 8 . H a r r i n g t o n R . S . , C h r i s t y J . W . , 1 9 8 0 b , I c a r u s , 4 4 , 3 8 . H a r r i n g t o n R . S . , C h r i s t y 3 . W ., 1 9 8 1 , A . 3 . , 8 6 , 4 4 2 . H a r r i n g t o n R . S . , V a n F l a n d e r n T . C . , 1 9 7 9 , I c a r u s , 3 9 , 1 3 1 . H e g e K . E . , H u b b a r d E. N. , D r u m m o n d 3 . D. , S t r i t t m a t t e r P. A . , W o r d e n S . P . , L a u e r T . , 1 9 8 2 , I c a r u s , J50 , 7 2 .
f 28 B . Todorovic-Ouchniewicz H e t t e r i c h N. , W e i g e l t G . , 1983, A s tr . Aatrophys., 1 2 5 , 2 46. L i n D . N . , 1981, M . N . R . A . S . , 197, 1081. M l g n a r d F . , 1981, A s tr. Astrophys., 96, L I . M u l h o l l a n d 3 . D . , B i n z e l R . P . , 1983a , A .3 . , 88, 2 2 2
.
M u l h o l l a n d D . D . , B i n z e l R . P . , 1983b, IAU C i r c . , No, 3 8 2 9 . T h o m s e n B. , A b i e s H . O . , 1978, B u ll . Am. Astron.Soc. 10, 586. V a n F l a n d e r n T . C . , P u l k k i n e n K . F . , 1981, B u l l. Am. Astron. S o c . , 13, 573. W a l k e r A . R . , 1980, M . N . R . A . S . , 192, 47P.P o stę py A st r o n o m i i Tom XXXII (1984). Zeszyt 1
I N T E R F E R O M E T R I A W I E L K O B A Z O W A C zęść IV
S Y N T E Z A APER T U R Y
K A Z I M I E R Z M. B O R K O W S K I
a n d r z e d ' d . K U S
K a t e dra R a dioastronom ii Uni wersy tetu M. K o p e r n i k a (Toruń) PA£HOHHTEP$EPOMETPHfl CO CBEPXJUIHHHHMH BA3AMH
HacTb IV CHHTE3 AIIEPTyPH
K. M. E o p K o b c k h , A . H. K y C
C o f l e p a c a H a e
IIpeflCTaBJieHO o6ąee BBefleHHe b KJiaccmiecKHft cnHTe3 anepiypu h MeTOffu PCJIE paaBHTHe b nocJieflHHe rofihi. OCcyacfleHO 3aTpyflHeHHH Bme- KaioąHe H3 Ce^Horo noKpuTHH hjiockocth npocipaHCTBeHHux ^acTOT h ot- CyTCTBHH H3MepeHHft $a3H $yHKUHH BHflHMOCTH. MeXfly flpyrHMH npeflCTa- BaeHo MeTOflH £5e3$a30B0r0 peKOHCTpyHpoBaHHH H3o6paaceHH0 h aBioicajiH- OpaqHOHHue npoqeAypu.
T H E VE R Y LONG BASELINE INTERFEROMETRY Part IV
VLBI A P E R T U R E SY N T H E S I S
S u m m a r y
Genera l in troduction to classical aperture synthesis and m e t h ods of VLBI source m a p pin g developed during the past decade is presented. D i f ficulties due to in complete uv plane coverage and the phase problem are di scussed to some extent. A m o n g other m e t h ods the p haseless image reco nstruction and a few s e l f c a l i b r a t i n g procedures are outlined.
