Postępy Astronomii nr 1/1972

Biblioteka ^

i

Q

Q yj 7

/t< J J

01

}

3

??/

'20

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

TOM XX — ZESZYT 1

i

1 9 7 2

W A R S Z A W A • S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1972

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

Z A R Z Ą D :

Prof. Dr WŁODZIMIERZ ZONN — prezes

Dr JAN MIETELSKI — wiceprezes

Prof. Dr JÓZEF SMAK — sekretarz

Doc. Dr KONRAD RUDNICKI — skarbnik

Doc. Dr ANDRZEJ WOSZCZYK — członek Zarządu

Doc. Dr MICHAŁ HELLER — zastępca członka Zarządu

Dr ANTONI STAWIKOWSK1 — zastępca członka Zarządu

K O M I S J A R E W I Z Y J N A :

Doc. Dr MACIEJ BIELICKI

Prof. Dr WIESŁAW OPALSKI

Doc. Dr GRZEGORZ SITARSKI

S Ą D K O L E Ż E Ń S K I :

Prof. Dr WILHELMINA IWANOWSKA — przewodnicząca

Mgr ALEKSANDRA LATKO-PRZEGENDZA — wiceprzewodnicząca

Prof. Dr ANTONI OPOLSKI

Prof. Dr STEFAN PIOTROWSKI

Dr KAZIMIERZ STĘPIEŃ

Adres Biura Towarzystwa: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4, tel. 29-40-11

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 XX — ZESZYT 1

1972

W A R S Z A W A • S T Y C Z E Ń - M A R Z E C 1972

KOLEGIUM REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszawa, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1972

W y danie I. Nakład 490+120 eg*. Ark. iuyd. 6,00. Ark. druk 5,50. Papier offsetowy kl. I I I , 80 g. 70x100. O ddano do druku 24.1. 1972 r.

Druk ukończono tu sty c z n iu 1972 r. Zam . 577. S-4. Cena *ł 10.— W Y D A W A N E Z Z A S I Ł K U

P O L S K I E J A K A D E M I I N A U K

Printed in Poland

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź, ul. Gdańska 162

P O S T Ę P Y A S T R O N O M II Tom XX ( 1972), Z e s z y t 1 R AD IOW E T E S T O W A N IE M O D E L I K O S M O L O G IC Z N Y C H C Z Ę Ś Ć I METODY O B SE RW A C JI M A R E K U R B A N I K

Obserwatorium Astronomiczne U I (Kraków)

I1PMMEHEHME PAZJHO-TECTOB K KOCMOJlOrWIECKUM MOZJEJIHM

4acTb I

METOflH HABJlIOflEHWfó M. y p 6 a hm k

Coflep xaHn e

B daTbe, npeacTaBJiHiomefi coóoM nepayio qacTb o6 3opa Mei-oa npMMe-

HeHMfl k KocMojiorimecKWM MoaejiHM TecTOB Ha 0C H0B e pauMOHaÓJiioaeHMa,

OnHCaHbl OCHOBHbie MeTOflbI HafijHOaeHUa, npM noMOlUH KOTOpblX MO)KHO COCTaBUTb

HOJlHbie Bbl6o p K M p BIłH0MCT04HWK0B. 3tU Bbl6o p K H HBJ1HIOTCH OCHOBHbIM Ma*

TepnajiOM aJifl CTpyKTypbi B c e jie H H o ił MeToaaMM cm icjieHUM paAH0MCT04HMK0B.

R A D IO T EST IN G O F C O SM O LO G IC A L MODELS

Part I

M E T H O D S O F O B S E R V A T IO N Su m m a ry

In this a rtic le , that constitutes a part of a review of radio te sting methods o f cosm ological models, are presented the ba sic observational methods that enable to form complete sam ples of radio sources. Such sam ples constitute ba sic data for the investigation of Universe by radio sources counts.

4 Af. Urbanik

i . w s t ę p

R ad io astro n om ia, pomimo s w e j krótkiej h i s to r i i, w n io sła poważny wkład w badanie zarówno oddzielnych obiektów p o z a g a la k ty c z n y ch , j a k i W szech­ ś w ia ta ja k o c a ł o ś c i . N a o s i ą g n i ę c i a w p ie rw sz e j z tych dziedzin istotny wpływ miał fakt, że a n a liz ie metodami radioastronom icznym i poddaje s i ę o b s z a r widma niedostępny dla badań optyczn ych , co w ię ce j promieniowanie w tym z a k re sie d łu g o ści fal j e s t bardzo wrażliwe na zmiany warunków fizycznych we wnętrzach obiektów będących radioźródłam i.

N iektóre obiekty p o zagalak tyczn e prom ieniują w d z ie d z in ie radiowej o k ilka rzędów wielkos'ci in tensyw niej niż w z a k r e s ie optycznym, um ożliw ia to ich d e te k c ję w o d l e g ło ś c i a c h n iedo stęp nych dla badań optycznych. Z a k ł a d a j ą c , ż e w ł a s n o ś c i s t a t y s t y c z n e rad ioźró deł w dużych o d l e g ło ś c i a c h od n a s s ą takie sam e j a k w naszym n a jb liż sz y m s ą s i e d z t w i e , s tw ie rd z ić m ożna, że przy pomocy ob ecn ie is t n ie ją c y c h rad io telesk o p ó w mamy m o żliw o ść o b se rw a c ji c z ę ś c i W sz ech św iata bardziej odległych , niż przy u życiu sto so w an y ch o b e c ­ nie n arzęd zi optycznych. N ie z a le ż n ie od tego liniowe rozmiary ob szarów wy­ s y ł a ją c y c h promieniowanie radiowe s ą zn aczn ie w ię k s z e od rozmiarów obiektów

badanych op ty czn ie. Is tn ie je zatem m o żliw o ść pomiaru śred n ic widomych

obiektów leżących w o d l e g ł o ś c i a c h , w których galaktyki s ą praktycznie o b s e r ­ wowane ja k o punkty. W szystkie te o k o lic z n o ś c i s t w a r z a j ą w i ę k s z e niż w d z i e ­ dzinie optyczn ej m o ż liw o śc i te sto w a n ia obserw acyjnego modeli k o s m o l o g i c z ­ nych.

Obecny artykuł, stanowiący p ie r w s z ą c z ę ś ć p rzegląd u metod testo w an ia modeli kosm ologicznych n a drodze o b se rw acji radiowych, p ośw ięco n y będzie omówieniu wymagań narzuconych rad ioteleskopom pod kątem p rzy d atn o ści wy­ ników o b serw acji do badań k osm ologicz n ych . W obecnym artykule p rz e d staw io ­ ne z o s t a n ą także metody o b se rw a c y jn e s to s o w a n e ob ecn ie w celu s p e łn ie n i a tych wymagań oraz u zy sk a n e d o t y c h c z a s przy ich pomocy wyniki.

2. RA DIOŹRÓ DŁA

Do chwili obecnej wykryto i sk ata lo g o w an o n a całym n iebie ponad 15 000 rad ioźró deł dyskretnych ( D i x o n 1970, E h m a n i in. 1970), ok. 800 sp o śro d nich zidentyfikowano z obiektami p o za g alak tyczn y m i, k i l k a d z i e s i ą t z o b ie k ta ­ mi galaktycznymi ( W y n d h a m 1966, C a s w e l l i W i l l s 1967, O l s e n 1970,

E k e r s 1969), pochodzenie n a to m ia st pozo stałych j e s t zupełnie n iezn a n e.

R o z w a ż a n ia s t a t y s t y c z n e nad rozkładem radioźródeł po n ieb ie p o z w a la ją je d y ­ nie na p rz y p u sz c z e n ie , że w i ę k s z o ś ć z nich w dużych s z e r o k o ś c ia c h g a l a k t y c z ­

nych leży p oza granicam i G a laktyki ( R y l e i C l a r k e 1961, S c o t t 1964).

Podobnie j a k w astronomii op tyczn ej d la gw ia zd , w radioastronom ii wy­ z n a c z a s i ę p o zy cje i strumienie rad ioźró deł na p o sz c z e g ó ln y c h c z ę s to tli

-Radiowe testow anie m o d eli k o s m o lo g ic z n y c h ,!

5

w o śc ia c h . Z e sta w io n a z sz e re g u takich porr.iarów z a le ż n o ś ć strum ienia od c z ę s to tliw o ś c i n o si n a z w ę widma radiowego. Dla ogromnej w ię k s z o ś c i radio­ ź ró d e ł p o zagalaktycznycb widmo można p r z e d s ta w ić w formie:

S ( / ) ~ / ^ (1)

Wielkość a nosi nazw ę w sk a ź n ik a widmowego. J e s t on na ogół n ie z a le żn y o d / , is tn ie je jednak pewna k la s a ra d io ź ró d e ł o w skaźniku widmowym zm ie n ia ją ­ cym s i ę z c z ę s to tliw o ś c ią .

W ielkością c h a ra k te ry z u ją c ą z d o ln o ść e m is y jn ą radioźródła j e s t jego ś w i a t ł o ś ć P, definiow ana jak o moc em itow ana przez źródło w jednostkowy k ą t bryłowy, w paśm ie c z ę s to tliw o ś c i o s z e r o k o ś c i 1 Hz. Strumień S i św ia tło ś ć

P można przez a n a lo g ię do optycznych w ielk o ści gwiazdowych przedstaw ić w formie logarytmicznej ( L o n g a i r 1966):

mr = -5 3 ,4 5 - 2,5 • log S,T,

(

2

)

Wielkości mr i Mr zwane s ą odpowiednio radiow ą w ie l k o ś c i ą gwiazdową widomą i a b s o lu tn ą .

Z w iązek między S i P (lub mr i Mr) zależy od wybranej geometrii Wszech­ ś w ia ta . Swiatłos'ć a b s o lu tn ą w yznaczyć można przy założeniu wybranej stru k ­ tury geometrycznej przestrzen i je d y n ie dla radioźródeł zidentyfikowanych z obiektami optycznymi. Dla radioźródeł p ozostałych ś w ia tło ś ć w yznacza s ię na drodze s ta t y s t y c z n e j .

Ze względu na m a łą lic z b ę identyfikacji optycznych dysponujemy p e łn ie j­ s z ą inform acją o p o szczególnych źródłach je d y n ie w niew ielu przypadkach, badania m uszą zatem mieć ch arak ter s ta t y s t y c z n y . Warunkiem z kolei m o żli­ w ości u życia metod z lic z e ń rad io źró d eł j e s t p o siad an ie kompletnej ich listy w danym o b s z a rz e n ie b a , aż do m ożliwie najm n iejszy ch stru m ien i. D a ls z a c z ę ś ć obecnych rozw ażań p ośw ięcona będzie metodom z e s ta w ie n ia ja k n a j ­ lic z n ie jsz y c h próbek możliwie n a js ła b s z y c h z'ródeł.

3. RADIOTELESKOPY

I. O G Ó L N E W Ł A SN O ŚC I R A D I O T E L E S K O P Ó W

Podstawowym narzędziem badań radiowych j e s t rad io te le sk o p . Instrument ten zawiera trzy z a s a d n ic z e bloki: a n te n ę , odbiornik i system obróbki informa­ c ji. O sta tn i blok stan o w i z e s p ó ł maszyn cyfrowych, opracowujących

bez-6

pośrednie wyniki obserwacji; jego działanie zostanie omówione nieco

później.

Blokiem pierwszym, decydująco wpływającym na właściwości radiotele­ skopu jest antena, transformująca promieniowanie elektromagnetyczne do po­ staci drgań elektrycznych. Antena jako całość powinna być ściśle kierunkowa, je st to niezbędny warunek obserwowalności oddzielnych źródeł. Własności kierunkowe anteny przedstawia tzw. diagram kierunkowy, będący przestrzen­ nym wykresem czułości anteny w zależności od kierunku padania promienio­ wania. Kąt pomiędzy kierunkiem maksymalnej czułości, zwanym osią elektrycz­ n ą anteny, a kierunkiem, w którym czułość spada o połowę nosi nazwę połów­ kowej szerokości wiązki (skrót ang. ,,HPBW ” ). Szerokość wiązki zależy od

od rozmiarów systemu antenowego w stosunku do odbieranej długości fali

\.

W szczególności:

a) przy ustalonej wartości A wiązka zwęża się liniowo wraz ze wzrostem średnicy reflektora anteny,

b) przy ustalonych wymiarach systemu antenowego wiązka rozszerza się liniowo wraz ze wzrostem długości fali.

Z szerokością wiązki związany jest pierwszy istotny parametr teleskopu — zdolność rozdzielcza, definiowana jako najmniejsza odległość pomiędzy punktowymi radioźródłami pozwalająca na oddzielne ich zarejestrowanie.

Następny blok radioteleskopu, odbiornik, je st układem elektronicznym, którego przeznaczeniem je st wzmocnienie wzbudzonego w antenie sygnału i jego transformacja do postaci, nadającej się do dalszej analizy. Z w łaści­ wościami zarówno anteny jak i odbiornika związany jest drugi istotny parametr radioteleskopu — czułość, definiowana jako najmniejsza wartość strumienia możliwa do zarejestrowania przy pomocy danego instrumentu.

Głównym ograniczeniem czułości radioteleskopów s ą ich szumy własne. Szumem własnym nazywamy sygnał powstający w samym odbiorniku przy braku sygnału zewnętrznego na jego wejściu. Ponieważ szumy powstają na wejściu systemu, zwiększenie jego wzmocnienia powoduje wzrost zarówno fluktuacji szumowych, jak i reakcji na sygnał. Nie poprawia to wcale czułości systemu, która zależy przede wszystkim od stosunku sygnału do szumu. Rozwiązanie problemu leży w zmniejszeniu szumów własnych odbiornika lub w zwiększeniu powierzchni zbierającej reflektora anteny, co powoduje wzrost sygnału podawa­ nego na wejs'cie systemu odbiorczego.

Warunek przydatności radioteleskopu do badań kosmologicznych narzuca ostre wymagania zarówno na jego czułość, jak i zdolność rozdzielczą. Czułość radioteleskopu wpływa tutaj w zasadniczy sposób na dolną granicę obserwowal- nych strumieni. Kompletność próbek uzależniona je s t od zdolności rozdziel­ czej instrumentu, a to ze względu na możliwość zaniżenia liczby radioz'ródeł przy braku należytego rozdzielenia leżących blisko siebie. Niedostateczne rozdzielenie źródeł może być także powodem znacznych błędów w pomiarach

Radiowe testow anie modeli kosmologicznych, 1 7

ich strum ieni. Wysoka z d o ln o ść r o z d z ie l c z a n iezb ęd n a j e s t także d la pomiaru widomych s'rednic radioźródeł.

J a k wynika z z a l e ż n o ś c i (1), strum ienie radioz'ródeł s i l n i e ro sn ą z dłu­ g o ś c i ą fa l i. J e s t to k o n se k w e n c ją faktu, że a przyjmuje w arto ści zawarte w granicach + 0 , 2 do + 2 , 5 dla w i ę k s z o ś c i rad io źró d eł pozagalaktyczny ch. W z a k r e s ie c z ę s t o t li w o ś c i rzędu d z ie sią tk ó w i s e t e k MHz rad ioźródła te po­ s i a d a j ą zn aczn ie w i ę k s z e strum ienie niż na c z ę s t o t li w o ś c i a c h rzędu ty się cy MHz, Z drugiej strony wraz z e wzrostem długości fali p o g a r s z a s i ę znacznie zd o ln o ść r o z d z ie l c z a . Zgodnie z tymi rozw ażaniam i, głównym ograniczeniem liczby radioźródeł obserwowalnych w z a k r e sie fal dłu ż szy c h j e s t n i e d o s t a t e c z ­ na zd olno ść r o z d z i e l c z a , c o z o s ta ł o potwierdzone na drodze praktycznej.

W celu prowadzenia o b se rw a c ji w z a k r e s ie fal metrowych i decymetrowych n a le ż y zatem sk on stru ow ać instrument o m ożliw ie n a jw i ę k s z e j zd o ln o śc i ro z d z ie l c z e j kosztem nawet obniżenia je g o c z u ł o ś c i . Ze względu na s p e c y fik ę techniki o b serw acy jn ej pracę rad io te le sk o p u w z a k r e s ie długofalowym podd a­ my nieco później o dd zieln ej a n a liz ie .

W z a k r e sie fal centymetrowych problemy ze z d o l n o ś c i ą r o z d z i e l c z ą s ą n ie c o m n ie jsz e ; w z r o st liczb y dostępnych radioźró deł o s i ą g a s i ę drogą zw ięk­ s z e n i a c z u ł o ś c i instrumentu p oprzez konstrukcję z w ie rc ia d e ł o dużych ro z­ miarach i odbiorników o niskich szum ach .

II. O B S E R W A C J E W Z A K R E S I E F A L METROWYCH I DECYMETROWYCH Zgodnie z przeprowadzonymi poprzednio rozw ażaniam i instrument p ra c u ją ­ cy w z a k r e s ie nisk ich c z ę s t o t l i w o ś c i powinien p o s i a d a ć m ożliw ie n a j w i ę k s z ą zd o ln o ść r o z d z ie l c z ą . Celem u z y sk a n ia wysokich zd o ln o śc i ro z d zielczy ch

s t o s u j e s ię w radioastronom ii technikę

interferometryczną. Z a s a d a d z ia ła n ia in­ terferometru radiowego o p isa n a z o s t a ł a p rzez B . K o ł a c z e k i A. M o d z e l e w ­ s k i e g o w z e s z . 4 t. XVIII „ P o s t ę p ó w A stronom ii” , w sk rócie przypomnijmy tylko, ż e d z ia ła n ie układu oparte j e s t na z a s a ­ d zie in terferencji sygnałów z dwu o d d alo­ nych od s i e b i e anten. Przekrój diagramu kierunkowego prostego interferometru dwu-

antenowego p ła s z c z y z n ą rów n oległą do

j e g o bazy p rzedstaw iony j e s t n a r y s . 1, g d zie a — lis te k główny, b — l is t k i boczne.

Z w i ę k s z a ją c d łu g o ść bazy interferometru o s i ą g n ą ć można bardzo w ą sk ie w ią z k i główne, nie do u n ikn ięcia s ą jedn ak siln e i liczne listk i boczne. Drugą

is t o t n ą wadę p ro ste g o układu interferom etrycznego stan ow i fak t, ż e j e s t on s il n i e kierunkowy jed y n ie w p ła s z c z y ź n ie rów noległej do j e g o b a z y . J e ż e l i

O - l i t f t U ę f o u n y b - listki b o cin e

R y s . ]. Diagram kiem nk ow y in te rfe ­ rometru

8

np. interferometr ustawimy bazą. w kierunku wschód-zachód otrzymamy w wy­ padku obserwacji w południku wysoką zdolność ro zd zielc zą w rektascencji; w deklinacji szerok ość wiązki będzie taka sama, jak dla poszczególnych anten użytych do konstrukcji układu. Efekty listków bocznych uwidaczniają s i ę szczególnie przy sporządzaniu przeglądów bardzo słabych, gęsto roz­ mieszczonych z'ro'deł ( P i l k i n g t o n i S c o t t 1965). Radykalnym rozwiąza­ niem problemu j e s t zastosowanie układu wielu anten ułożonych wzdłuż bazy i równocześnie interferujących; zarówno listek główny ja k i listki boczne s t a j ą się wtedy wąskie i odległe od sie b ie . Ja k wykazuje praktyka, wpływ listków bocznych można w znacznym stopniu wyeliminować, sto s u ją c odpo­ wiednie kombinacje rozmiarów reflektorów anten oraz złożony sp o só b sumo­ wania wzbudzonych w antenach drgań (tzw. , , teleskop skeletonowy” ).

Celem osiągn ię cia jednakowej kierunkowości w obu płaszczyznach pro­ stopadłych zbudować należy interferometr dwuwymiarowy, a zatem pokrywają­ c ą znaczną powierzchnię s i e ć interferujących ze s o b ą elementów. System taki zwany instrumentem z aperturą s ie c io w ą posiada znaczną powierzchnię zbiera­ j ą c ą , co umożliwia osiągnięcie przy jego pomocy znacznych czułości. L in io ­

we rozmiary systemu decydują o jego zdolności rozdzielczej.

Wzbudzone w każdym z elementów apertury sieciowej drgania s ą sumo­ wane lub mnożone w korelatorze w sp o só b geometryczny. J e ż e l i promienio­ wanie elektromagnetyczne pada na aperturę prostopadle do je j powierzchni, fazy drgań wzbudzonych w je j elementach s ą zgodne'; kierunek ten j e s t o s i ą największej czułości systemu. Abstrahujemy w tym miejscu od różnic faz powstających na drodze od anteny' do korelatora: przy ustalonym położeniu elementów apertury różnice te s ą sta łe i łatwe do skompensowania. Przy zmia­ nie kierunku padania fali następuje systematyczne przesunięcie fazy wzdłuż apertury i ostry spadek jej czu ło ści. Maksymalną czułość w zadanym kierunku można przywrócić, w łączając pomiędzy elementy układu opóźnienia fazowe kompensujące omówione systematyczne przesunięcie. Poprzez odpowiedni dobór opóźnień fazowych sterować można o s i ą czuło ści systemu wewnątrz obszaru wyznaczonego przez kieruńkowość poszczególnych elementów składowych.

Aby spełnić narzucone wymagania odnośnie do czu ło ści i zdolności roz­ dzielczej radioteleskopu niezbędne j e s t skonstruowanie apertury o znacz­ nych wymiarach i s k ład ające j s i ę z dużej liczby elementów. Je d n ą z najtrud­ niejszych do rozwiązania niedogodności j e s t konieczność stosowania dużej liczby sterowanych synchronicznie regulatorów fazy, służących do przemiesz­ czania wiązki interferencyjnej. Skalę trudności można nieco zmniejszyć kon­ struując system, którego elementy składowe ustawione s ą rzędami, np. w kie­ runku wschód-zachód. Zmieniając fazę interferencji jedynie pomiędzy p o s z c z e ­ gólnymi rzędami o s ią g a s ię sterowanie wiązką w deklinacji, dla zmiany rekta- s c e n s ji wykorzystując ruch dzienny sfery n iebieskiej. Większość dotychczas

Radiowe testow an ie modeli kosmologicznych, 1 9

skonstruowanych rad iotelesk op ów interferencyjnych usytuow ana j e s t w o p i­ san y sp o s ó b .

T ru dn ośc i w sterowaniu w iązk ą , ch o c ia ż u l e g a j ą przy z a sto so w an iu ta k i e ­ go sy stem u poważnemu z m n iejsz en iu , nie z n ik a ją je d n ak całk ow icie i szy b k o r o s n ą wraz z rozmiarami apertury. P o ja w i a ją s i ę ponadto problemy zw iązane z utrzymaniem s t a b i l n o ś c i in terferencji zn ac zn ej liczby elementów oraz z e k o ­ n om ią budowy sy ste m u . W omawianym p rzez n a s z a k r e s ie c z ę s t o t li w o ś c i n a j­ p ro stsz y m rozw iązaniem j e s t skon struow an ie apertury n ie p e łn e j, s k ł a d a j ą c e j s i ę z kilkakrotnie m n ie js z e j liczb y elementów rozm ieszczonych tak, aby od­ twarzały w s z y s tk ie wzajemne o d l e g ł o ś c i i kierunki między elementami a p e r­ tury p e łn e j. W odróżnieniu od sy stem u p ełn ego, w którym w i ę k s z o ś ć kombina­ c ji powtarza s i ę wielokrotnie, w u kład zie naszy m ograniczymy s i ę do powtórzeń n ajw y ż ej dwukrotnych. Można w y k a z a ć , że w y s t a r c z a ją c e j e s t skon struow an ie dwu linii in terferencyjnych: N-S i E-W, sk ł a d a ją c y c h s i ę z elementów r o z m i e s z ­ czonych na planie k rz y ża lub litery „ T ” . S ch em at takich apertur pokazany j e s t na r y s . 2. Z d o ln o ść r o z d z ie l c z a sy stem u n iepełn ego z a le ż y głównie od d łu g o ś c i je g o ramion.

u

r

______

to

______ _

Z

M I I

o

o • typu . T " b-iypu . Krzyż"

R y s . 2. Apertuiy n ie p e łn e

Odrzucenie zn ac zn ej liczb y p ow tarzających s i ę kom binacji powoduje

s p a d e k efektywnej powierzchni układu, tak w ięc apertura niepełna, jakkolw iek wykazuje w ł a s n o ś c i kierunkowe porównywalne z system em pełnym o tych s a ­ mych wymiarach, u stę p u je mu zn aczn ie pod względem c z u ł o ś c i. W z a k r e s ie fal długich n iedo godn ość ta nie ma w ielkiego zn a c z e n ia i apertury niepełne s ą w chwili obecnej w praktyce c z ę s t o s t o s o w a n e . J e s t także r z e c z ą o c z y w istą , że dla sy stem u n iepełn ego zd o ln o ść r o z d z ie l c z a i c z u ł o ś ć nie s ą ze s o b ą tak

ś c i s ł e z w ią z a n e , j a k w przypadku apertury pełnej.

III. ZAST OSO WANIE T E C H N IK I SY N T E Z Y A P E R T U R Y

W roku 1960 R y l e i He w i s h zaproponowali i n t e r e s u ją c ą metodę ro z­ w ią z a n ia problemów zw iązanych z k o n str u k c ją apertur sie cio w y ch o z n a c z ­ nych wymiarach. W trakcie o b serw acji przy użyciu pełnej apertury

interferen-10 M. Urbanik

cyjnej, sygnały elektryczne powstające w jej elementach składowych sumo­ wane są w korelatorze. Jak wykazali R y l e i He w i s h ( R y l e i H e w i s h I960), możliwa jest procedura obserwacyjna nie wymagająca równoczesnej pracy wszystkich elementów. Zam iast równocześnie sumować sygnały przy­ chodzące od wszystkich anten można łączy ć elementy kolejno we wszystkie możliwe pary, rejestrując przy tym amplitudę i fazę interferencji, a następnie dokonać sumowania w maszynie cyfrowej. Procedurę tę, można dalej zmodyfi­ kować, eliminując konieczność równoczesnego istnienia wszystkich elementów; zamiast rozległej sieci skonstruować można dwie małe anteny i dokonywać rejestracji sygnału, umieszczając je kolejno w miejscu wszystkich n ie i s t n i e ­ j ą c y c h elementów systemu i kierując ich wiązki każdorazowo w te n s a m o b s z a r nieba. W szczególności je d ną z anten można unieruchomić i porusza­ ją c drugą wg schematu przedstawionego na rys. 3 odtworzyć wszystkie wzajem­ ne odległości i kierunki pomiędzy elementami apertury pełnej. Metodę tę, ze względu na znaczny interwał czasu obserwacji, stosować można jedynie do badań obiektów radiowo stacjonarnych. Zgodnie z rozważaniami R y l e ’ a i He w i s h a (I960), zsyntety zowana w taki sposób apertura posiada własności kierunkowe zbliżone do pełnego systemu anten.

W opisanej procedurze każdą kombinację wzajemnych położeń elementów odtwarzamy tylko jedno­ krotnie, otrzymana apertura po­ siada więc powierzchnię znacznie m niejszą niż równoważny pebiy

system rzeczywisty. Stosując

w trakcie sumowania funkcję wa-

gową proporcjonalną do ilości

powtórzeń każdej kombinacji

w pełnej aperturze rzeczywistej, odtworzyć można na drodze rachun­ kowej znaczną część jej powierzch­ ni zbierającej. W rezultacie otrzymuje się system czułością stosunkowo nie­ wiele ustępujący aperturze pełnej. Redukcja czułości systemu syntetycznego w stosunku do rzeczywistej apertury pełhej nie ma specjalnego znaczenia w obszarze fal decymetrowych i metrowych, gdzie apertury pełne posiadają znaczną nadwyżkę czułości w stosunku do ich możliwości zdeterminowanych skończoną zdolnością rozdzielczą.

W trakcie sumowania, stanowiącego drugi etap procedury syntezy, wpro­ wadzić można rachunkowo opoznienia fazy między odtworzonymi elementami, co powoduje ruch w iązki zsyntetyzowanej apertury po niebie. W szczególności możliwe je st dokonanie scanningu nieba wewnątrz tzw. wiązki pierwotnej na drodze czysto rachunkowej, a zatem bez konieczności stosowania regula­ torów fazy. W wyniku całego rachunku syntezy otrzymać można zatem rozkład Rys. 3. Zasada syntezy apertuiy, R y l e

Radiowe testowanie modeli kosm ologicznych, I

11

j a s n o ś c i radiowej w badanym o b s z a r z e . W iązką pierw otną nazywamy tutaj w ią z k ę o k s z t a ł c i e określonym k ieru n k o w o ścią użytych do sy n te z y elementów.

P rz ed staw io n y powyżej s p o s ó b sy n tez y apertury praktycznie nie bywa ś c i ś l e realizo w a n y . Is tn ie je j a k wiadomo ruch dzienny n ie b a, z drugiej strony do przeprow adzenia sy n tez y niezbędny j e s t znaczny interwał c z a s u ; wymaga to s ie d z e n ia elementami składowym i tego sa m e g o ob szaru nieba przez d łu ż sz y ok res. P o n iew a ż w c z a s i e ruchu d ziennego zm ienia s i ę w y so k o ść radioźródeł,

sy stem aty c zn ej zmianie u le g a kąt p ad an ia promieniowania na powierzchnię

sy n tety zo w a n ej apertury. Pow oduje to s y s te m a ty c z n e zmiany fa z , co stan ow i d uże utrudnienie w rachunku sy n te z y . Inne utrudnienie wynika z faktu, że z d o ln o ść r o z d z ie l c z a apertury zm ienia s i ę wraz z kątem p ad an ia promienio­ w an ia. Z ja w isk o to zw iązane j e s t z perspektywicznym skróceniem rozmiarów apertury o g lą d a n e j z kierunku sil n i e odchylonego od normalnej do j e j p o ­ wierzchni. W szystkie te kom plikacje powodują, że w praktyce s t o s u je s i ę r ó ż ­ ne m odyfikacje techniki sy n te z y , m a ją c e na celu uniknięcie op isanych trud­ n o ś c i .

4. P R A K T Y C Z N E METODY S P O R Z Ą D Z A N IA L I S T R A D IO Ź R Ó D E Ł DO CELÓW BADAŃ KOSMOLOGICZNYCH

I. WŁAŚCIWOŚCI A P E R T U R W ROŻNYCH Z A K R E S A C H C Z Ę ST O T LIW O ŚC I - WYBÓR TE CH N IKI O B SE R W A C JI

I. 1. Diagram von H o eraera

L i c z b a dostępnych przy pomocy d anego rad io telesk o p u radioźródeł o g r a ­ n icz o n a j e s t zarówno m aksy m aln ą c z u ł o ś c i ą sy stem u uwarunkowaną powierzch­ n i ą z b i e r a j ą c ą anteny, j a k i p rzez sk o ń c z o n ą zd o ln o ść r o z d z i e l c z ą z a l e ż ą c ą przede w szy stkim od liniowych rozmiarów układu, np. w przypadku apertury typu „ k r z y ż ” od d łu g o śc i ramion interferencyjnych. W łasności różnycłi apertur ilu stru je przedstawiony na ry s. 4 diagram zestaw io n y przez v o n H o e r n e r a ( v o n H o e r n e r 1964), będ ący wykresem z a l e ż n o ś c i od c z ę s t o t l i w o ś c i o gra­ niczeń na lic z b ę obserwowalnych w jednym ste ra d ia n ie źródeł, /V0bs ze stro ­

ny skoń czon ej c z u ło śc i (linie grubsze) i z d o ln o ści r o z d z ie l c z e j (cien k ie p ro ste ) instrumentu. Na diagram ie tym lit e r ą , , a ” oz n aczo n o śred n icę pełnej apertury kołowej o powierzchni równej powierzchni z b ie r a ją c e j ana lizo w an ego s y s te m u ; literą , , b ” o zn aczo n o liniowe rozmiary układu, d e c y d u ją c e o je g o z d o ln o ś c i r o z d z ie l c z e j. W trakcie konstrukcji diagramu przyjęto n a s t ę p u ją c e z a ło ż e n i a :

a) radioźródło leży w granicy z a s ię g u c z u ło śc io w e g o instrumentu, gdy sto su n e k sygnału do szumu j e s t w ięk szy lub równy 5,

b) instrument p o s i a d a w y s t a r c z a ją c ą zd o ln o ść r o z d z ie l c z ą , gdy średnio w o b s z a r z e w iązki na n iebie zn ajduje s i ę 1 / 8 5 źródła,

12 M. Urbanik

T --- 1---1--- 1--- r

100 m 10 I 0.1 0.01

R y s . 4 . _{D ia g r a m von} Hoeraera; _{v o n H o e r n e r 1 9 6 4}

c) liczba JY(S) obserwowanych źródeł o strumieniu większym lub równym

S

N(S)

Posługując s i ę diagramem von Hoemera dokonamy wyboru optymalnych parametrów apertury w zakresie różnych długości fal. Obliczymy w tym celu powierzchnię zb ierającą i rozmiary liniowe systemu niezbędnego do osiągn ię * cia w poszczególnych zakresach częstotliw ości próbki 3 • 10 zródeł^sterad, uważanej przez v o n H o e m e r a za komplet obiektów, w ystarczający do badań kosmologicznych.

Radiow e testow anie modeli kosm ologicznych, 1

13

I. 2 . Z a k r e s fal metrowych / < 300 MHz

N a j c z ę ś c i e j używaną c z ę s t o t li w o ś c i ą w tym o b s z a r z e j e s t 178 MHz.

Apertura skon struow an a w celu o s i ą g n i ę c ia na tej c z ę s t o t li w o ś c i liczb y 3 • 105 źro'deł/sterad powinna być ro z m ie sz c z o n a wzdłuż ramion o d łu g o ści ok. 5000 m i p o s ia d a ć powierzchnię z b ie r a ją c ą równoważną reflektorowi o ś r e d ­ nicy 160 m. J e s t r z e c z ą o c z y w is tą , że będzie to apertura niepełna typu , , krzy­ ż a ” lub „ T ” .

W z a k r e sie fal metrowych nie w y s t ę p u ją w z a s a d z i e techniczne problemy w konstrukcji długich ramion interferencyjnych, p o w s t a ją n a to m ia st poważne

trudności zw iązan e z e sterowaniem d ek lin acji w iązki przy pomocy zmian

rozkładu fazy w ramieniu N-S. Optymalnym w takiej s y t u a c ji rozwiązaniem j e s t skonstruow anie kompletnego ram ienia E-W i zło ż en ia d rogą sy n tez y r a ­

mienia „p ó łn o c - p o łu d n ie ” . Procedura taka n o si nazwę syn tezy jednow y­

miarowej.

I. 3. O b sz a r długich fal decymetrowych 300 < / < 1400 MHz

N a j c z ę ś c i e j używa s i ę w tym o b s z a r z e c z ę s t o t li w o ś c i 408 MHz, jakkolw iek sp o ty k a s i ę tak ż e instrumenty p racu jąc e w okolicy 6 10 lub 750 MHz. Celem u z y sk a n ia ob serw ow aln o ści na c z ę s t o t l i w o ś c i 408 Mllz su gerow an ej przez v o n H o e r n e r a próbki obiektów, zbudować należ ało b y sy stem o powierzchni z b ie r a ją c e j równoważnej kołu o ś r e d ­

nicy 250 m, p o s i a d a ją c y liniowe wy­ miary ok. 1700 x 1700 m: będzie to ta k ­ że apertura n iepełn a, jakko lw iek obok

narzuconych warunków na zd olno ść

r o z d z i e l c z ą r o s n ą tak ż e w ym agania odnośnie do powierzchni z b ie r a ją c e j. N i e z a le ż n ie od tego w omawianym z a ­

k re sie c z ę s t o t li w o ś c i w y s t ę p u ją p ow aż­

ne problemy, zw iąz an e z k o n stru k c ją

długich ramion interferencyjnych. Metodę sy n te z y apertury należ ało b y w tym przy­ padku z a s t o s o w a ć do z ło ż e n ia obu r a ­ mion: E-W i N-S, a w ię c dwuwymiarowo

i u ży ć funkcji wagowej p o z w a la ją c e j

na odtworzenie możliwie dużej p o ­

wierzchni z b ie r a ją c e j syntetyzow anego

sy s te m u . J a k w y k az ał w 1962 r. R y l e

( R y l e 1962), s y n t e z a dwuwymiarowa we w spółrzędnych prostokątnych wg

schem atu p rzed staw ion ego na ry s. 3. j e s t nieekonom iczna i praktycznie trud­ na w r e a l i z a c j i . Zgodnie z rozw ażaniam i R y l e ’ a, w s z y s t k ie wzajemne

kie-■( ,->x

~ i

YsA

'ó d

m

A ii,/

r

14 M. Urbanik

ranki i odległości między elementami apertury pełnej odtworzyć można w sposób

bardziej ekonomiczny drogą syntezy we współrzędnych biegunowych. W trak­

cie opisanej przez R y l e ’ a procedury, złożenia apertury dokonuje się po­

przez wielokrotne obroty bazy dwuantenowego interferometru z każdorazową

zmianą odległości między elementami, wg schematu przedstawionego na rys. 5.

Do obracania bazy systemu względem sfery niebieskiej użyć można ruchu

dziennego Ziemi; ze względu na symetrię układu obserwację z jedną wartością

wzajemnej odległości anten wystarczy prowadzić tylko przez 12 godzin. W trak­

cie rachunku syntezy takiego systemu dobrać można funkcję wagową, zapew­

n ia j ą c ą optymalną jego powierzchnię i zdolność rozdzielczą ( R y l e 1962).

I. 4. O b s z a r k r ó t k i c h fal d e c y m e tr o w y ch i fal c en ty m etr o w y c h , / > 1400 MHz

N ajczęściej używana częstotliwość 1410 MHz, używa s ię często także

2695 i 5000 MHz. Jak widać z diagramu von Hoemera, dla częstotliwości

w okolicy 1400 MHz wymagania nałożone na rozmiary instrumentu ze względu

na jego czułos'ć i zdolność rozdzielczą pokrywają s ię ze sobą. Dla osiągnię­

cia na tej częstotliwości próbki 3'10s źródeł/sterad wymagana j e s t apertura

o wymiarach o =

= 400 m. Dla częstotliw ości większych niż 1400 MHz wy­

magania na zdolność rozdzielczą s t a j ą s ię mało istotne w porównaniu z ogra­

niczeniami możliwości instrumentu ze strony jego skończonej czułości. W tym

zakresie fal najekonomiczniejszą metodą zwiększania zasięgu instrumentu

j e s t budowa pełnych zwierciadeł o możliwie największej powierzchni zbierają­

cej i zmniejszanie szumów własnych odbiornika na drodze techniczno-kon-

strukcyjnej.

W oparciu o rezultaty powyższej analizy dokonamy obecnie przeglądu

praktycznych metod obserwacji w omawianych zakresach częstotliwości.

II. P R A K T Y C Z N E M E T O D Y O B S E R W A C J I W Z A K R E S I E F A L METROW YC H

Zgodnie z dokonaną w pkt. I analizą, w obszarze fal metrowych najlepsze

rezultaty osiągnąć można stosując apertury typu , , krzyża

lub , ,I

ze złoże­

niem ramienia N-S drogą syntezy jednowymiarowej. Elementem nieruchomym

w procedurze syntezy j e s t ramię interferencyjne E-W o długości dobranej

w taki sposób, aby zapewniała należytą zdolność ro z dzielczą w rektascen-

sji. Ramię to składa s i ę na ogół z dużej liczby dipoli umieszczonych wzdłuż

kierunku E-W, uzupełnionych wspólnym cylindrycznym reflektorem.

Element

ruchomy o długości równej szerokości syntetyzowanego ramienia N-S um iesz­

cza się na szynach, umożliwiających mu poruszanie się w kierunku prosto­

padłym do elementu nieruchomego wg schematu przedstawionego na rys. 6.

0 kształcie wiązki pierwotnej używanego instrumentu decyduje głównie

Radiow e testow anie modeli kosm ologicznych, I

₁₅

element nieruchomy, ktorego diagram kierunkowy ma k ształt silnie wydłużony w deklinacji. Trzy długos'ci elementu nieruchomego rzędu 0 ,5 km i szerok ości ok. 15 m wiązka posiada szerokości połówkowe ok. 2 0 ' w a i 5 ° w 6.

Rezultatem pojedynczego przej­ ś c i a nieba przez diagram kierunkowy

instrumentu j e s t krzywa dryftowa, £

której przebieg j e s t funkcją składo­ wej rektascensyjnej rozkładu j a s ­ ności radiowej wewnątrz p a sa nieba o długości zależnej od interwału c zasu obserwacji i szerok ości ogra­ niczonej wymiarami wiązki pierwot­ nej w deklinacji. J e s t rz ec zą oczy­ wistą, że składowa deklinacyjna roz­

kładu ja s n o ś c i wewnątrz tego p a sa j j | nie ma praktycznie wpływu na kształt *— ^ ^ pojedynczej krzywej dryftowej. W trak­

cie syntezy dokonujemy wielokrot- Rys. 6. Synteza apertury typu ,,T ” , nych przejść tego samego obszaru Ky l e i H e wi s h 1960 nieba przez wiązkę instrumentu,

zmieniając każdorazowo położenie elementu ruchomego. W c z a sie każdego scanu rejestruje się w odstępach kilkunastu sekund wartości amplitudy i fazy interferencji. Próbkowania tych w ielkości należy dokonywać w momentach czasu gwiazdowego jednakowych dla wszystkich scanów, rek tascen sja osi elektrycznej instrumentu przyjmuje wtedy we wszystkich przejściach jednako­ wy c ią g wartości, tzw. ciąg rektascensji próbkowania.

Prowadzony przy użyciu maszyny cyfrowej rachunek syntezy pozwala na odtworzenie dla każdej z tych rektascen sji składowej deklinacyjnej B (5) rozkładu ja s n o ś c i wewnątrz wiązki pierwotnej. Otrzymana w deklinacji zdol­ n ość rozdzielcza odpowiada pełnemu ramieniu N-S, składającemu s i ę z ilo ści elementów równej ilo ści położeń anteny ruchomej i posiadającemu długość równającą s i ę odległości między krańcowymi położeniami tego elementu. Z e staw iając otrzymane dla różnych rektascen sji próbkowania wartości 6 ( 5 ) zrekonstruować można pełny rozkład ja s n o ś c i radiowej B (a , 8) wewnątrz omawianego p a sa nieba. Rozkład ten, po rachunkowym oczyszczeniu z szumów, zanotowany j e s t w pamięci maszyny lic z ą c e j w postaci tzw. mapy wyjściowej, czyli szeregu krzywych scanningowych, odpowiadających różnym deklinacjom wewnątrz badanego p a sa nieba.

Następnym krokiem procedury j e s t skatalogowanie zawartych w mapie radioźródeł, tzn. wyznaczenie ich pozycji i strumieni. W tym celu dokonuje się wizualnego przeglądu krzywych scanningowych i oznaczenia m iejsc z a ­ wierających radioźródła. W dalszym ciągu wprowadza s i ę do pamięci maszyny

16 M. U rbanik

,(sztuczne radioźródło” punktowe o zmieniającym się strumieniu i pozycji. Maszyna natychmiast wkomponowuje w mapę wyjściową profil instrumentalny tego źródła, a następnie poprzez zmianę współrzędnych i strumienia dopasowuje go do odczytanego z krzywych dryftowych obserwowanego profilu najbliższego źródła rzeczywistego. Zakończeniem procedury je st podanie na wyjście maszy­ ny pozycji i strumienia radioźródła teoretycznego w chwili najlepszej zgod­ ności jego profilu z profilem obserwowanym. Je że li źródło sztuczne skalibro- wać przez porównanie z obserwowanym obiektem o znanym strumieniu i pozycji, wydrukowane przez maszynę liczącą wartości parametrów pokrywają się z para­ metrami źródła katalogowanego.

Program automatycznych pomiarów zawartych w mapie wyjściowej radio­ źródeł przewiduje także dokonywanie kontroli jakości dopasowania profilów źródła teoretycznego i rzeczywistego. Niemożność dokładnego dopasowania świadczy o rozciągłości źródła mierzonego, obiekty takie analizuje się od­ dzielnie poprzez wykreślenie na podstawie krzywych dryftowych ich mapek izofotowych.

Przy wyznaczaniu strumieni radioźródeł pamiętać należy, że czułość elemen­ tów użytych do syntezy nie je st jednakowa wewnątrz całego badanego obszaru nieba; przyjmuje ona wartość maksymalną wzdłuż środka pasa i spada stop­ niowo w kierunku jego brzegów. Powoduje to zaniżenie zmierzonych wartości strumieni obiektów leżących w pobliżu północnego i południowego brzegu obszaru, należy zatem dokonać korekty strumieni katalogowych ze względu na kształt wiązki pierwotnej.

T T I I I I I T T T

W

Hi

p+J

I I I

ds

H i

ILU

Rys. 7. Synteza interferometru, R y l e i H e w i s h 1960

Efektem całej procedury jest katalog radioźródeł wewnątrz badanego pasa

nieba. Sporządzając takie katalogi dla szeregu przylegających do siebie Opa­

Radiowe testowanie modeli kosmologicznych, l 17

pomocy opisanej powyżej metody R y l e , S c o t t i H e w i s h dokonali syntezy apertuiy o k sz ta łc ie przedstawionym na rys. 7 ( R y l e , S c o t t i H e w i s h 1961). O s ią g n ię ta w trakcie próbnych obserwacji zdolność ro zdzielc za odpo­ w iad ała w iązce o wymiarach 2 0 ' x 30'*sec z odpowiednio w a i 6 . Ze względu na znaczne oddalenie ramion w kierunku E-W zsyntetyzowany instrument był interferometrem o bazie X = 860 m , złożonym z elementów o długościach:

a = 480 m, b = 330 m (rys. 7). Z tego powodu na zsyntetyzow aną w iązkę o szero­

kości 2 0 ' w rektascensji nałożone były w tej w spółrzędnej lis tk i interferen­ cyjne w odleg ło ści 7 ' od sie b ie . M iało to n a celu um ożliw ienie d o k ła d n ie jsze ­ go w yznaczenia rektascensji, is tn ia ła jednak z ra c ji obecności listków m o żli­ wość znacznych błędów strum ieni obiektów ro zciągłych oraz błędów pozycji Błabych źródeł. Przy u ży c iu omawianego instrumentu P i l k i n g t o n i S c o t t s p o rz ąd zili na c zęs to tliw o śc i 178 MHz lis tę radioźródeł ja ś n ie jszy c h n iż S 17, = 2 • 10"“ W/ m a ■ Hz o deklinacjach zawartych między +20° i +40°. G o w e n S c o t t i W i l l s ro zciąg n ę li ten katalog na deklinacje od -7° do +80°. Kom plet­ na lis ta zawiera 4843 radioźródła i nosi nazwę katalogu 4C ( P i l k i n g t o n i S c o t t 1965; G o w e r i in . 1967).

C r o w t h e r i C l a r k e (1966) opracow ali technikę syntezy apertury

o k szta łcie , ,T ” i przeprow adzili przy je j pomocy próbne obserwacje na c zęs to tliw o śc i 178 M H Z. U ży ta przez nich metoda, ze względu na k s z ta łt otrzy­ manego diagramu kierunkowego, nosi nazwę syntezy w iązki ołówkowej. C a s ­ w e l l (1966) w ykorzystał aperturę C r o w t h e r a do przeprowadzenia na tej samej c zęstotliw ości przeglądu nieba w d e k linacjach : +5° do +16° i +30° do +77°, zwanego 4 C P . P rze g ląd ten przeprowadzony ze z d o ln o ś c ią ro zd z ie lc z ą row now ażną w iązce o wymiarach 2 3 ' x 18^'4-sec z odpowiednio w a i o , m iał na celu dokładniejsze w yznaczenie pozycji i strum ieni radioźródeł z katalogu 4C . P odobną metodę syntezy w iązk i ołówkowej zastosow ał W i l l i a m s i jego

współpracownicy ( W i l l i a m s i in . 1966), sp o rząd za jąc przy je j pomocy

k ata lo g radio źródeł na c zęsto tliw o śc i 38 MHz o deklinacjach zawartych w gra­ nicach od -10° do +90°. A n a liz a kom pletności tych katalogów , jak również ich błędów przeprowadzona będzie w c zęści II przeglądu metod radiowego testow ania modeli kosm ologicznych.

III. PRAKTYCZNE METODY OBSERW ACJI W ZAKRESIE DŁUGICH F A L DECYMETROWYCH

W trakcie prowadzonych na początku rozdziału rozw ażań jak o optym alną metodę obserwacji w tym zakresie c zęs to tliw o śc i wskazano syntezę rotacyjną. Procedura obserwacyjna polega na dokonywaniu serii 12-godzinnych obserwa­ c ji dwuelementowym interferometrem o zmiennej bazie. W iązki pierwotne obu elementów powinny być przez cały okres obserwacji skierowane w jeden i ten

2 — Postępy Astronomii z. I

18 M. U rbanik

sam obszar nieba. Technika ta wymaga konstrukcji systemu dwu radiotelesko­ pów, posiadających możliwość wzajemnej zmiany odległości.

W trakcie każdej^ rotacji omawianego systemu dokonuje się rejestracji przebiegu amplitudy i fazy interferencji w funkcji kąta pozycyjnego rzutu bazy systemu na sferę niebieską. Każdy z otrzymanych przebiegów jest funk­ c ją rozkładu jasności radiowej wewnątrz obszaru wiązki pierwotnej, zawiera jednak informację zbyt wieloznaczną, aby mogła posłużyć do konstrukcji mapy radiowej tego obszaru. Jedynie z przypadku izolowanego, punktowego radioźródła użyć można pojedynczej krzywej dryftowej do wyznaczenia dokład­ nej jego pozycji. W przypadku bardziej złożonej struktury radiowej rachunek syntezy prowadzi się w oparciu o całą serię obserwacyjną, co pozwala na pełną rekonstrukcję rozkładu jasności wewnątrz badanego obszaru. W trakcie

rachunku dokonuje się scanningu pola nieba wewnątrz w iązki pierwotnej,

którego rezultatem jest omawiana ju ż mapa wyjściowa. Procedura zestawienia katalogu na podstawie m'apy, jak i metoda poprawiania strumieni ze względu na kształt wiązki pierwotnej je st identyczna jak w przypadku syntezy jedno­

wymiarowej.

Otrzymany drogą syntezy r o t a c y jn e j system posiada własności kierun­

kowe apertury kołowej o średnicy równej maksymalnej bazie interferometru

i powierzchnię zbierającą zależną od użytej funkcji wagowej. Zsyntetyzowany system usytuowany jest równikowo, znikają zatem trudności związane z dobową zm ianą kąta padania promieniowania na jego powierzchnię.

Grupa radioastronomiczna w Cambridge pod kierunkiem prof. R y l e ’ a

skonstruowała w latach 1962-1966 służący do syntezy rotacyjnej tzw. radio­ teleskop jednomilowy, składający się z trzech małych radioteleskopów para­ bolicznych o średnicy 18 m każdy, rozmieszczonych w kierunku wschód-zachód i posiadających wiązki pierwotne o szerokosci połówkowej 5° na częstotli­ wości 408 MHz. Jeden z tych elementów ma możliwość poruszania się na szy­ nach wzdłuż bazy systemu; sygnał odbierany przy jego pomocy kombinowany je st równocześnie z sygnałem odbieranym przez każdy z dwu pozostałych

elementów nieruchomych. System taki umożliwia prowadzenie obserwacji

równocześnie z dwoma wartościami długości bazy. Maksymalna, możliwa do osiągnięcia długość bazy wynosi ok. 1,6 km. Schemat 1-milowego radio­ teleskopu w Cambridge pokazany je st na rys. 8.

R adiow e testow anie m odeli ko sm o lo g iczn ych , I

19

R y l e i jego współpracownicy zaproponowali do rachunku syntezy opisa­

nego systemu funkcję wagową, pozwalającą uzyskać szerokość wiązki mniej­

s z ą o czynnik 0,75 niż w przypadku apertury kołowej o średnicy 1,6 km i po­

wierzchnię równoważną zwierciadłu o średnicy ok. 220 m. Na podstawie d ia ­

gramu von Hoemera sprawdzić można, że zapewnia to optymalne dopasowanie

możliwości instrumentu pod względem jego czułości i zdolności rozdzielczej.

element ruchomy 4 c

TT"'l 1 )

□

C

element staty 4 c

a - antena pom ocnicza

R ys. 9 . Synteza kołow a przy pomocy elem entów interferom etru 4C

Przy pomocy opisanego radioteleskopu dokonano w Cambridge szeregu

przeglądów nieba na częstotliwościach 408 MHz i 1407 MHz w małych obsza­

rach nieba o wymiarach 4 ° x 4° w każdej współrzędnej. Katalogi te zwane są

odpowiednio 5C1, 5C2, 5C3 i 5C4 ( K e n d e r d i n c i in. 1966; P o o l e y i Ke n -

d e r d i n e 1968; P o o l e y 1969; W i l l s o n 1970). Osiągnięta w trakcie syn­

tezy wiązka posiadała wymiary:80w x 80-

cosec 6 na częstotliwości 408 MHz

i 23" x 23"cosec 6 na częstotliwości 1407 MHz. Najmniejszy zarejestrowany

w tych przeglądach strumień wynosił S40, = 0,01 * 10

W/m2*Hz. Łącznie

listy te zawierają 715 radioźródeł.

Metodę syntezy kołowej można z powodzeniem stosować także w obszarze

fal metrowych. R y l e i N e v i l l e (1962) wykorzystali do przeprowadzenia

takich obserwacji na częstotliwości 178 MHz elementy interferometru 4C.

Schemat użytego w trakcie tych obserwacji układu przedstawiony j e s t na

rys. 9. Każdą rotację przeprowadzano używając jednej pary dipoli składowych

jako interferometru; dobierając różne kombinacje elementów, R y l e i N e v i l l e

osiągnęli cały szereg potrzebnych wartości długości bazy.

Ze względu na niemożność poruszania wiązkami elementów w kącie godzin­

nym, jedynym obszarem możliwym do śledzenia wiązkami pierwotnymi przez

dłuższy okres czasu była okolica północnego bieguna niebieskiego. % rezulta­

cie obserwacji tego obszaru powstał katalog 87 radiożrodeł o strumieniach

większych niż

Si7, =

0,25 • 1 0 '26 W/mJ • Hz i deklinacjach zawartych w

gra-20

nicach od + 8 6 ° do +90°. Widać zatem, że synteza rotacyjna j e s t ekonomiczną i nietrudną w re alizacji procedurą obserwacyjną; można j ą stosow ać na falach zarówno metrowych, jak i decymetrowych. Istotną wadą metody j e s t fakt, że daje ona dobre rezultaty jedynie w niewielkim zakresie deklinacji: np. radio­ teleskop 1-milowy pracuje efektywnie jedynie dla deklinacji 8 > 20a, wynika to z równikowego usytuowania apertury i perspektywicznego skrócenia je j wymiarów dla z'ródeł o małych deklinacjach.

B a i l e y i P o o l e y (1968) użyli 1-milowego radioteleskopu do jedno­ wymiarowej syntezy apertury o długości 1,6 km i szerok ości 10 m; osiągnięta w trakcie syntezy wiązka posiadała k ształt silnie wydłużony w a . Przegląd B a i l e y a i P o o l e y a zwany B P użyty z o s t a ł do wypełnienia luki między katalogami 5C i dawniejszymi przeglądami jasnych źródeł na tej częstotliw ości.

IV. O B S E R W A C J E N A C Z Ę S T O T LIW O Ś C IA C H WIĘKSZYCH NIŻ 1400 MHz Pomiary radioźródeł na częstotliw ości 1407 MHz przy pomocy 1-milowego radioteleskopu w Cambridge wykazały nieekonomiczność zastosow ania tech­ niki syntezy kołowej w przypadku obserwacji w tym zakresie częstotliw o ści. W każdym z obszarów 5C, spośród ponad 200 radioźródeł obserwowalnych na częstotliw ości 408 MHz, zaledwie kilkanaście zarejestrowano w paśmie 1407 MHz. Było to rezultatem zarówno silnej nadwyżki możliwości instrumen­ tu pod względem zdolności rozdzielczej nad możliwościami czułościowymi w tym zakresie częstotliw ości, jak również efektem trzykrotnie mniejszej szerokości wiązki pierwotnej (HPBW ~ A). Sporządzenie każdego z katalogów 5C zajęło ok. 70 dni obserwacji, takiego samego czasu wymagałoby zestaw ie­ nie t ą metodą na częstotliwos'ci 1407 MHz listy, zawierającej tylko kilkanaście obiektów. Zebranie wartościowej statysty cznie próbki radioźródeł zajęłoby więc c z a s absurdalnie długi.

Najbardziej ekonomiczne w zakresie fal centymetrowych i krótkich fal decymetrowych wydaje się konstruowanie pojedynczych radioteleskopów z pełnymi zwierciadłami o możliwie dużej powierzchni i wyposażonych w od­ biorniki o bardzo niskich szumach własnych. Praktyka wykazała, że przy użyciu takich instrumentów przeprowadzać można przeglądy nieba, przedsta­ wiające zn aczną wartość dla badań kosmologicznych. N a jc z ę śc ie j używaną techniką j e s t dokonywanie serii scanningów nieba instrumentem unieruchomio­ nym w kącie godzinnym. Przegląd taki przeprowadził na częstotliw o ści 1400 MHz M a s ł o w s k i (niepublikowany), używając 92-metrowego radio­ teleskopu parabolicznego w •Green Bank.

Interesującą metodę rozwiązania trudności występujących przy konstruk­ cji dużych ruchomych zwierciadeł zaproponował K r a u s (1966) z Uniwersytetu Stanowego w Ohio. Skonstruował on radioteleskop zaopatrzony w antenę, s k ł a d a ją c ą się z nieruchomego zwierciadła w formie prostokątnego wycinka

Radiowe testowanie modeli kosm ologicznych, I 21 p a r a b o li o w y m ia ra c h 8 0 m x 2 5 m o r a z o b r a c a j ą c e g o s i ę w z d ł u ż o s i E-W z b l i ż o n e j w i e l k o ś c i c e l o s t a t u . C e l o s t a t te n s ł u ż y do zm iany d e k l i n a c j i w i ą z k i , r e k t a s c e n c j ę o s i in s t r u m e n tu m o ż n a z m i e n i a ć , w y k o r z y s t u j ą c ruch d z i e n ­ ny n i e b a . S c h e m a t r a d i o t e l e s k o p u K r a u s a s k o n s t r u o w a n e g o w C o lu m b u s s t a n i e O h io p r z e d s t a w i a r y s . 10. R y s . 10. R a d i o t e l e s k o p K r a u s a P r z y pomocy o p i s a n e g o p rz y r z ą d u K r a u s i j e g o w s p ó łp r a c o w n i c y d o k o ­ n a l i s e r i i próbnych o b s e r w a c j i n a c z ę s t o t l i w o ś c i a c h 6 1 2 i 1415 MHz zw a n y ch l i s t a m i OA, a n a s t ę p n i e s z e r e g u przeglądo'w ty lko n a c z ę s t o t l i w o ś c i 1415 MHz p o k r y w a j ą c y c h n i e b o w d e k l i n a c j a c h o d - 3 6 ° do + 3 7 ° o r a z o k o l i c ę P ó ł n o c n e g o B i e g u n a G a l a k t y c z n e g o ( S c h e e r i K r a u s 1 967; D i x o n i K r a u s , 1968; F i t c h , D i x o n i K r a u s 1 969; E h m a n , . D i x o n i K r a u s 1970).

V. I N N E WARIANTY T E C H N I K I O B S E R W A C J I

P r z e d s t a w i o n e m e tody o b s e r w a c j i , j a k k o l w i e k przy ich pomocy z e s t a w i o ­ no n a j b a r d z i e j w a r t o ś c i o w e d la b a d a ń k o s m o l o g i c z n y c h próbki r a d i o ź r ó d e ł , n i e z a w s z e s ą r y g o r y s t y c z n i e s t o s o w a n e . T e c h n i k i o b s e r w a c j i w p o s z c z e g ó l ­ n y c h z a k r e s a c h c z ę s t o t l i w o ś c i b y w a j ą c z ę s t o r o z c i ą g a n e n a z a k r e s y s ą s i e d ­ n i e . U ż y w a s i ę o b e c n i e c z ę s t o a p e r t u r w form ie k r z y ż a l u b , , T ” b e z s y n t e z y w z a k r e s i e c z ę s t o t l i w o ś c i o d 10 MHz do 1410 MHz, z drugiej s tr o n y w A u s t r a l i i d l a p r z e g lą d u n i e b a n a c z ę s t o t l i w o ś c i 4 0 8 MHz u ż y t o p a r a b o l i c z n e g o r a d i o ­ t e l e s k o p u zw ie rcia dlane go.. W w i ę k s z o ś c i w ypadków r e z u l t a t y były z a d o w a l a ­ j ą c e (g ru p a R O U B 1969, M i l l s i in . 1958, 1960, 1 961; S h i m m i n s i in .

1 966; D a y i in . 1 9 6 6 , j a k ró w n ie ż s z e r e g innyc h au to ró w ). O b e c n y a r t y k u ł n i e j e s t w ię c w y c z e r p u ją c y m p r z e g lą d e m w s z y s t k i c h s t o s o w a n y c h te c h n ik

o - celostat c - antena rrtaiciwa b - tvycine* zwierciadła ct - system odbiorczy

22 M. Urbanik

i typów instrumentów, a jedynie sw eg o rodzaju „ p r z e k r o je m ” metod użytych do z e sta w ie n ia l is t, w oparciu o które n a j c z ę ś c i e j próbuje s i ę w y c ią g a ć wnio­ sk i o zn aczen iu kosmologicznym.

Na b a zie omówionych ob serw acji przeprowadzono s z e r e g prób testo w an ia o b se rw ac y jn e g o modeli kosm ologicznych . U żyte metody i u z y sk a n e przy ich pomocy wyniki przedstaw ione z o s t a n ą w c z ę ś c i III n in ie js z e j pracy.

LITERATURA

B a i l e y , J .A ., P o o l e y , G .G ., 1968, Mon. N ot. R. A str. So c., 138, 51. C a s w e l l , J . L . , 1966, Ph. D. D isse rtatio n , U niversity of Cam bridge. C a s w e l l , J . L . , W i l l s , D ., 1967, Mon. Not. R . A str. S o c ., 135, 231. C r o w t h e r , J .H ., C l a r k e , R.W ., 1966, Mon. Not. R. A str. S o c ., 132, 405.

D a y , G. A., S h i m m i n s , A . J . , E k e r s , R .D ., C o l e , D . J . , 1966, A ust. J . P h y s., 19, 35.

D i x o n , R .S., 1970, A strophys. J . , Suppl. No. 180, vol. 20. D i x o n , R .S ., K r a u s , J . D . , 1968, A str. J . , 73, 381.

E h m a n , J . R . , D i x o n , R. S., K r a u s , J . D . , 1970, A str. J . , 75, 351. E k e r s , J . A . , 1969, A ust. J . P h y s. A strophys., Suppl. No. 7.

E l s i n o r e , 13., K e n d e r d i n e , S., R y l e , M., 1966, Mon. Not. R. Astr. S o c ., 134, 87. F i t c h , L . T ., Di x o n , R . S ., K r a u s , J . D ., 1969, A str. J . , 74, 612.

G o w e r , J . F . R . , S c o t t , P .F ., W i l l s , D., 1967, Mem. R. A str. S o c ., 71, 49. H o e r n e r , S. von, 1964, IE E E T ran s, on Military E lectron ., 8 , Nr 3 i 4.

K e n d e r d i n e , S., Ry 1 e, M., P o o l e y , G .G ., 1966, Mon. N ot. R. A str. S o c., 134,189. K o ł a cze k, B. , M o d z e l e w s k i , A., 1970, P o st. A str., 18, 369.

K r a u s , J.D ., 1966, Radio Astronomy, Me Graw-Hill In c., New York. L o n g a i r , M .S., 1966, Mon. Not. R. A str. S o c ., 133, 421. M i l l s , B .Y ., S l e e , O .B ., H i l l , E . R . , 1958, A ust. J . P h y s., 11, 360. M i l l s , B .Y ., S l e e , O .B ., H i l l , E . R ., 1960, A ust. J . P h y s., 13, 676. M i l l s , B. Y. , SI e e, O. B. , H i l l , F . R ., 1961, A ust. J . P h y s., 14, 497. O l s e n , E .T ., 1970, A str. J . , 75, 764. P i l k i n g t o n , J .D .H ., S c o t t , P . F . , 1965, Mem. R. A str. S o c ., 6 9 , 123. P o o l e y , G .G ., 1969, Mon. Not. R . A str. S o c ., 144, 101.

P o o l e y , G. G., K e n d e r d i n e , S., 1968, Mon. Not. R . Astr. S o c ., 139, 529. ROUB 1969 L a b . N az. di R adioastronom ia, Bologna, Contrib. No. 55. R y l e , M., 1962, Nature L on d ., 194, 517.

R y l e , M., C l a r k e , R.W ., 1961, Mon. Not. R. A str. S o c ., 122, 349. R y l e , M., H ew i s h , A., 1960, Mon. Not. R. A str. S o c ., 120 , 220. R y l e , M., N e v i l l e , A. C., 1962, Mon. NoL R. A str. S o c., 125, 39. S c h e e r , D . J . , K r a u s , J . D . , 1967, A str. J . , 72, 636. S c o t t , P . F . , 1964, Mon. Not. R. A str. S o c ., 127, 37. S c o t t , P . F . , R y l e , M., H e w i s h , A ,, 1961, Mon. Not. R . A str. S o c ., 122, 95. S h i m m i n s , A .J ., D a y , G .A ., E k e r s , R. D., C o l e , D .J ., 1966, A ust. J . P h y s., 19, 837. W i l l i a m s , P . J . S . , K e n d e r d i n e , S., B a l d w i n , J . E ., 1966, Mem. R. A str. Soc., 70, 53. W i l l s o n , M. A. G ., 1970, Mon. Not. R. A str. So c., 151, 1. W y n d h a m , J .D ., 1966, A strophys. J . , 144, 459.

P O S T Ę P Y ASTRONOMII Tom XX (1972), Zeszyt 1

GWAZDY TYPU R CORONAE ROREALIS

J A C E K K R E Ł O W S K I Instytut Astronomii UMK (Toruń)

3BE34M rnriA P CEBEPHOM KOPOHH

H. K p e j i o B C K M

Coaepj KaHMe

C T a T b fl coflepjKMT HaMóojiee BajKHbie H a5jnoaaTejibH bie naHHbie o th o - cjim iie cK k 3B§3qaM m a a P CesepHofi KopoHbi: cneKTpaiibHbie, HH^paKpacHbie

u noJiHpMMeTpimecKMe HaojnoiieHWH n3ÓpanHbix 3Be3fl, a T a K * e o6mne MepTbi UejioK rp y n n b i. B 3aKJiioqeHnn npeflCTaBJieno K p aTK oe o5 o3peH ne rn n o T e 3 BbiaBMHyTbix flo cnx nop oSsiCHJHomwx nepeM eH H ocTb P CeBepHOH KopoHbi.

R CORONAE BOREALIS T YPE STARS S u m m a r y

The paper includes a description of observational facts of R CrB type variables. Special attention is paid to spectroscopic,infrared and polarimetric observations. Also a brief review of hypotheses about the interpretation of the R CrB phenomenon is presented.

1. WSTĘP

Gwiazdy typu R Coronae Borealis stanow ią dos'c w ąską grupę osobliwych obiektów na niebie; wykazują szereg cech niespotykanych u innych, „normal­ nych” gwiazd. Na protoplastkę grupy, sam ą R CrB, zwrócono uwagę już pod koniec XVIII wieku. Stwierdzono wówczas, że blask jej przez kilka lat utrzymy­ wał się na stałym poziomie, po czym w pewnym okresie gwiazda była

24

hs«oi

11-16601

h 900 I

I

I 4910 |

GwiazdyI typu R Coronae Borealis

/

₂₅

242

6000

Rys. 1. Krzywa blasku R CrB w okresie 117 lat z e sta w io n a przez (M.W.) M a y a l l (1960)

widoczna* Od roku 1843 gwiazda była obserwowana prawie bez przerw/(głów- nie przez amatorów) i na tej podstawie M a y a l l (I960) zestawiła widoczną na rys. 1 krzywą blasku R CrB w okresie 117 lat. Gwiazda została określonś jako idealnie nieregularna. Przez pewien okres czasu pozostaje ona na stałym poziomie jasności, ok. 5,m8 w zakresie wizualnym; po czym blask jej nagle spada w bardzo szybkim tempie ok. l m/10^. Głębokość poszczególnych mi­ nimów jest różna. Płytkie minima mają z reguły kształt trójkątów, je ś li jednak spadek sięga 8m, to często obserwuje się płaskie dno minimum utrzymujące się niekiedy kilka miesięcy i dopiero po takim okresie czasu następuje powrót do maksimum. Powrót ten jest z reguły powolniejszy, aniżeli spadek. Minimów głębszych niż 8ra dotąd nie zaobserwowano. Stuletnia historia obserwacji R CrB wykazuje zarówno okresy znacznej, np. 1864—1873, jak i niewielkiej, np. 1896—1908, ,,aktywności” gwiazdy.

26

Nader ciekaw y problem interpretacji fiz y c z n e j z ja w is k za ch o d ząc y c h

w omawianych gw iazdach wyniknął w c z a s i e L e tn i e j Szkoły zorganizow anej w lipcu 1970 r. w Toruniu i p o św ię co n e j atm osferom gw ia zd późnych typów. Artykuł n in ie jsz y j e s t zestaw ien iem dostępnych ob ecn ie na ten temat danych o b se rw ac y jn y ch ; w s z c z e g ó l n o ś c i tych, które s ą istotne z punktu w idz en ia p r z y s z łe j interpretacji z ja w is k a R C rB .

2. O G Ó LN E C E C H Y GRUPY GWIAZD T Y P U R CrB

W ciągu ostatnich k i lk u d z i e s ię c i u l a t do typu R CrB z a lic z o n o s z e r e g gw iazd. I l o ś ć znanych p rz e d sta w ic ie le k tej grupy o c e n ia s i ę na 20 ( W a r n e r 1967) do 40 ( H o f f l e i t 1959). R o z b ie ż n o ś c i s ą zapewne skutkiem braku pewnych kryteriów z a l i c z a n i a gwiazd do tej grupy, co wynika z niedo statku danych obserw acyjnych.

R y s. 2 . Je d y n e , zan oto w an e dotąd od roko 18^8 minimum gw iazdy X X C am ( C h a n g Y u i n 1948)

Gwiazdy typu R Coronae B o re alis

27

Gwiazdy R CrB obejmują szeroki zakres typów widmowych od 09 do M8 z przerwą od B8 do F 8. Sama R CrB j e s t typu F 8 n a jw cześn ie jszeg o wśród chłodnych gwiazd tej grupy.

Największymi amplitudami blasku wykazują s ię R CrB i RY Sgr reprezentu­ ją c a późniejszy o dwie podklasy typ widmowy (8 m). Wśród gwiazd gorących amplitudy w ynoszą ok. 5 m; wśród późnych typów stopniowo m aleją od 8 m do ok. 3 m. Dla gwiazd najchłodniejszych tempo spadku blasku j e s t znacznie powolniejsze niż w samej R CrB.

J a s n o ś c i zarówno w minimum, jak i niekiedy w maksimum wykazują pewne fluktuacje. Niekiedy s ą one dość regularne, np. dla RY Sgr wykryto zmiany blasku o amplitudzie OJ1^ i okresie ok. 3 9 d, przypominające pulsacje cefeid.

R y s . 3. Nieoczekiwany spadek blasku p C a s (P ay n e - G a p o s c h k i n i M a y a l l 1946)

Kilka obiektów zaliczanych do omawianej grupy wykazuje znaczne odstęp­ stwa od „p r z e c ię tn o ś c i” . Takimi s ą np. XX Cam i p C a s . Niemniej analiza krzywych blasku (XX Cam ( C h a n g Y u i n 1948) rys. 2; p C a s ( P a y n e - - G a p o s c h k i n , M a y a l l 1946; G a p o s c h k i n 1949) rys. 3 i 4 wykazuje, że w historii badań tych gwiazd nie zanotowano ani jednego płaskodennego minimum, a poza tym gwiazdy te s ą wyjątkowo mało „aktywne” . B rak znajo­ m ości prawdziwych amplitud zmian blasku oraz jakiejkolwiek statystyki mini­ mów sprawia, że przynależność tych gwiazd do omawianej grupy należy uznać

za wątpliwą.

Innego rodzaju o sob liw ością j e s t gwiazda V348 Sgr widoczna na integral­ nych zdjęciach robionych w minimum jako bardzo mała mgławica ( He r b i g 1958). J e s t ona wyjątkowo aktywna — c z a s przebywania w minimum ma dłuższy niż w maksimum. Z faktu tego w cytowanej już pracy H e r b i g (1958) wysnuł wniosek uznający minimum za stan normalny gwiazdy, a maksimum za „wybuch” , polegający na niezbyt szybkim odrzuceniu grubej optycznie otoczki. J e s t to poza tym najgorętsza z omawianych gwiazd.

28 ]. Kreto ivski

6,8

*

.(j»V

J____ L

-4

6

/

Rys. 4. Minimum p Cas w dwdch barwach w g G a p o s c h k i n (1949)

Wszystkie zaobserwowane gwiazdy "R CrB s ą nadolbrzymami o jasnościach bolometrycznych -9" do —6m. S ą to zatem obiekty możliwe do zaobserwowa­ nia z bardzo nawet dużej odległości. Jasności pozorne znanych dziś gwiazd (wi zualne lub fotograficzne) w maksimum są nie mniejsze n iż 12m.

Cechą różniącą je od „zw ykłych” gwiazd je st nader dziwny skład chemicz­ ny. Nawet obserwacje spektroskopowe w małej dyspersji w ykazują wyraźny deficyt wodoru przy jednoczesnym nadmiarze węgla. Dokładniejsze dane na ten temat zostaną omówione później.

Gwiazdy R CrB wykazują s iln ą koncentrację na centrum i dysk Galaktyki. Szerokości galaktyczne są na ogół małe, a 20% znanych przedstawicielek grupy znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca. Stanowi to podstawę do twierdze­ nia o przynależności gwiazd R CrB do pośredniej II populacji. Twierdzenie to nie zostało jednak poparte precyzyjną an a lizą położeń i ruchów w G alak­ tyce. Dla większości zresztą omawianych obiektów nie znamy ani ruchów własnych, ani prędkości radialnych.

Oszacowania ogólnej liczby przedstawicielek grupy w Galaktyce budzą wątpliwości. Zawierają się w zakresie 100-1000. Za pierwszą lic z b ą świad­ c z ą duże jasności absolutne, umożliwiające obserwacje z dużej odległości.