Postępy Astronomii nr 4/1995

tom 43

październik

- grudzień

PLANETARIUM

ŚLĄSKIEGO

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLEA

obserwuje

GWIEZDNE CMENTARZYSKO

Białe karły w gromadzie kulistej M4. Z lewej: zdjęcie z teleskopu naziemnego. Pole widzenia

wynosi 47 lat świetlnych. Z prawej: zdjęcie wykonane przez kamerę szerokokątną WFPC2

Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Pole widzenia wynosi 0.63 roku świetlnego. W kółkach

zaznaczono widoczne białe karły (patrz artykuł pt. „Gwiezdne cmentarzysko" na str. 154).

RADIOGALAKTYKI

Obrazy radiogalaktyk (od lewej) 3C368, 3C324, 3C265 w zakresie widzialnym uzyskane

Teleskopem Hubble’a z nałożonymi izofotami radiowymi uzyskanymi z VLA (patrz str. 157).

Drodzy Czytelnicy,

N aszym zam iarem było dostarczenie P aństw u tego zeszytu w okresie, g d y stacja G A LILE O zbliżała się

do Jow isza i w prow adzała do je g o atm osfery aparaturę badaw czą w tzw. próbniku. N ie ste ty nie udało się

nam zdążyć na czas. A le o tw ierający ten zeszyt a rtykuł K rzysztofa Z IÓ Ł K O W S K IE G O z C entrum

B adań K osm icznych P AN w W arszawie przybliża nam sukcesy, p o ra ż k i i oczekiw ania zw iązane z tą

niezw ykłą stacją kosm iczną. Przy okazji p rzypom inam y najw ażniejsze p a ra m e try opisujące n a jw ię k­

szą p la ne tę naszego System u Słonecznego i je j satelity.

K ończący się rok p rzyn iósł nam sensacyjne doniesienia o odkryciu now ego system u p la n e ta r­

nego. A stron o m o w ie szw ajcarscy w 1994 roku rozpoczęli dłu go falow y pro gram p oszukiw ania p la n e t

w okół około 140 gw iazd podobnych do Słońca. P osługują się m etodą spektroskopow ą, m ierząc p rę d ko ­

ści radialne gw ia zd i szukając ich cyklicznych zmian. S podziew ali się uzyskać pierw sze w iarygodne

rezultaty po około kilku lub kilkunastu latach. Takie bow iem b yłyb y o kre sy zm ian Vr, g d yb y w okół

o bse rw o w a n ej gw iazdy znajdow ał się obiekt w ielkości Jow isza i w p o d o b n e j o dle g ło ści o d sw e j gw ia ­

zdy, ja k Jow isz je s t o dległy o d Słońca. Z w ielkim zaskoczeniem wykryli, że je d n a z obserw ow anych

gwiazd, 51 Peg, w ykazuje cykliczne zm iany w okresie zaledw ie 4.2 dnia. Cóż to za pla ne ta obiega swoje

słońce w tak m ałej odległości? P iszem y o tym na str. 158.

B ardzo się cieszym y, że J an u sz S Y L W E S T E R z P ra cow ni C entrum B adań K osm icznych P AN

we W rocław iu ze chciał p rze dsta w ić C zytelnikom „P o stę p ó w A stro n o m ii” przełom ow e w yniki badań ko ro ­

n y Słońca z pokładu ja p o ń skie g o sa te lity YO H KO H (str. 166). O pis obserw ow anych zjaw isk i ich

interpretacja uzupełnione są pięknym i, najnow szym i zdjęciam i górnych w arstw a tm osfe ry n asze j dzien­

n e j gwiazdy.

Burzom na S łońcu tow arzyszy zw ykle szereg zjaw isk geofizycznych na Ziem i. A le oprócz

zjaw isk naturalnych, fizycznych, m oże p ojaw ić się też wiele zjaw isk in n ej zgoła n a tu ry - pisze o nich

R a d o s ła w R E K z C entrum B adań K osm icznych w W arszawie w artykule o p e w n e j burzy m agnetycz­

n e j i... o tym, co z tego wynikło (str.1 62). O polu m agnetycznym Słońca z p o m ia ró w U LYSSES-a

i wietrze słonecznym p isze m y też na str. 159-160.

D ział „T eleskop K osm iczny O bserw uje’’ je s t chyba ulubionym działem naszych Czytelników .

Często chw alicie Państw o prezentow ane tam rezultaty badań i pię kne obrazy Kosm osu. N ie brakuje

ich też i w tym zeszycie. Zam ieszczam y rów nież parę ciekaw ych doniesień z najnow szych badań

w rubryce „ R o zm a itości’’

W iele m iejsca p ośw ięca m y naszym krajow ym w ydarzeniom astronom icznym . Inform ujem y

o uruchom ieniu now ego radioteleskopu w K rakow ie (str. 176) i o ju b ile u szu 40 - lecia P lanetarium

Ś ląskiego (str. 178). P rzypom inam y też p osta ć w ybitnego polskiego astronom a i organizatora n auki

polskiej, pro fe so ra S tefana Piotrow skiego. Sylw etkę P rofesora kre śli Jego uczeń i n astępca „na kate­

d rze

p ro fe s o r U niw ersytetu W arszawskiego, K azim ierz S TĘPIEŃ . O aktualnych zainteresow aniach

n aukow ych polskich badaczy K osm osu

i program ie ich badań m ów i zestaw ienie przyznanych

o statnio „g ra n tó w " K om itetu B adań N aukow ych (str. 183).

W n ow ej naszej rubryce „N a p ó łce z k sią żka m i” w syn tetycznej form ie p rzyp o m in a m y o w a rto ­

ściow ych książkach astronom icznych na polskim rynku w ydawniczym . W obec p o s tę p u ją c e j p o w o ­

dzi przeróżnych w ydaw nictw astrologicznych chcem y służyć naszym C zytelnikom in form a cją o tym,

gdzie m ogą znaleźć rzetelne treści m ów iące o stanie w iedzy w spółczesnych n a u k astronom icznych.

N ie ste ty m usim y zanotow ać sm utny fa kt odejścia niektórych astron o m ó w - p rzyp om ina m y ich

p osta cie w krótkich notatkach „In M em oriam ”.

Z e szyt za m ykam y tradycyjnym felietonem .

Życzę P aństw u przyje m n ej lektury i W szystkiego N ajlepszego w N ow ym 1996 Roku.

A n d rze j W oszczyk

Toruń, w grudniu 1995

t NUM KSYfV'T lAOIHXOSiSKI

ROCZNIK

A S T R O N O M I C Z N Y

OB SFR WATO RII ’ M KRAKOWSKI! (i () 1996

IMiOATWC MietlZYNAKOlXWY INTKHNATMNA1. S tW t - M I V r

N r 67

■ "i

Jjjfe

K R A K Ó W vm

| - - x ---1

Rocznik Astronomiczny - Ankieta

(Imię i nazwisko, nazwa instytucji, adres, fax, e-mail)

1. Chcę otrzym ywać Rocznik

a) bez efem eryd... D b) z efem erydam i przesłanym i

1 )ja k o e -m a i l !

2).na d y sk ie tc e ... D 3) w formie w y d ru k u ... □ 2. N asza instytucja otrzymuje Rocznik na zasadzie

wymiany, którą chcemy kontynuow ać... L 3. Chciałbym /chcielibyśm y otrzym ywać Rocznik

bezpłatnie (u zasad n ien ie)...

D

P o d p is...

Prosimy o w ypełnienie i wysłanie powyższej ankiety pocztą, e-mailem łub faksem na adres Redakcji. __^

Od redakcji

Rocznika Astronomicznego

Obserwatorium Krakowskiego

R oczn ik A stro n o m ic zn y O bserw atoriu m K ru kow skiego

nr 67 na rok 1996 je st ostatnim ukazującym się w dotychczasowej postaci.

Przy powszechnym obecnie dostępie do kom puterów , zamieszczane W R oczniku efem erydy m inim ów (m a­ ksim ów dla gwiazd typu/?/? Lyr), liczone na każdą noc, nie są ju ż tak przydatne obserw atorom ja k uprze­ dnio. Zdecydow ano w ięc usunąć je z głów nego w y­ dania pozostaw iając część zasadniczą, ą m ianow icie listy gwiazd zaćm ieniow ych i gw iazd typu/?/? Lyr wraz z bieżącymi elem entam i blasku, tzw. A nnotations oraz niezbędne dane bibliograficzne. Pozwoli to w najbliż­ szej przyszłości na poszerzenie list o dalsze gwiazdy z system atycznie kontrolow anym i elem entam i blasku w oparciu o bazę m om entów m inim ów dla gwiazd zaćm ie­ niowych znajdującą się w K rakow ie i dane z Odessy dla gwiazd typu RR Lyrae.

N iem niej, efem erydy m inim ów (m aksim ów ) liczone na dany rok:

1. będą dostępne w sieci kom puterow ej W orld W ide Web, pod adresem:

http://w w w .oa.uj.edu.pl/ktt

w PostScriptcie lub kodzie A SC II począw szy od 1 grudnia poprzedzającego roku. Pod tym adresem , zna­ leźć będzie można pełny tekst Rocznika, ja k rów nież inform acje o krakowskiej bazie m om entów minimów. 2. m ogą zostać przesłane na w yraźn ą prośbę p o cztą kom puterową, lub za dodatkow ą o p łatą w wysokości 2.5 zł, na dyskietce lub w postaci w ydruku.

D ystrybucję R o czn ika prow adzi redakcja. C ena nu­ m eru 67 na rok 1996 w ynosi 5.8 z ł + koszty w y sy ł­ ki 1.2 zł = 7.0 zł. D okonanie w płaty m ożliw e je s t b ezpośrednio w redakcji lub przekazem pocztow ym . Przew idyw ana cena R o czn ika nr 68 na rok 1997 w y­ nosi 4.8 z ł+ 1 .2 zł = 6.0 zł plus e w en tu aln ie podany wyżej koszt efem eryd.

Zainteresow anych bardzo prosim y o w ypełnienie ankie­ ty (obok), która pom oże redakcji w przygotow aniu planu w ydaw niczego w roku przyszłym .

Redakcja Roczniku A stron om iczn ego O bserw atorium A stron om iczn e UJ ul. O rla 171

30-244 K raków

e-m ail: sac@ ou.u j.edu .pl fax: (+48-12) 25-13-18

(PL ISSN 0032-5414)

są kw artalnikiem pośw ięconym popu­ laryzacji astronom ii. Pismo je s t oficjal­ nym organem Polskiego T ow arzystw a A stronom icznego, założonego w roku 1923. POSTĘPY A STR O N O M II uka­ zu ją się od 1953 roku, a od 1991 roku w zm ienionej form ie i nowej szacie gra­ ficznej.

R edaktor naczelny:

Andrzej W oszczyk (IA UM K Toruń)

Kolegium redakcyjne:

Rom an S chreiber (CA M K Toruń), Andrzej Soltan (CA M K W arszaw a)

Ucdnkcja techniczna i opracow anie graficzne: Jacek D rążkowski

Korekta: M ałgorzata Sróbka - K ubiak

R edakcja w Toruniu: Instytut A stronom ii UMK ul.C hopina 12/18; 8 7 -100 Toruń tel. 260-18 w. 51

Poczta elektroniczna (e-m ail address); aw @ astri.uni.toriin.pl

R edakcja w W arszaw ie: Centrum A stronom iczne im. M ikołaja K opernika PAN ul. Bartycka 18, 00-716 W arszawa

Projekt w iniety: Tadeusz Jodłowski

Skład kom puterow y: Parinama-SoJi, M irosław K ubiak, G rudziądz

Druk: D rukarnia Parafialna, ul. Ikara 6, G rudziądz

D ystrybucja: Barbara G ertner, Instytut A stronom ii UM K, Toruń

Num er zam knięto w grudniu 1995 r.

• M ateriałów nie zam ówionych Re­ dakcja nie zw raca • Przedruk m a­ teriałów i zdjęć tylko za zg od ą Re­ dakcji • Opinie i poglądy fo rm u ło ­ wane przez Redakcję i autorów nie reprezentują oficjalnego s ta n o w i­ ska Tow arzystw a •

Pismo je s t dofinansow yw ane przez K om itet Badań N aukow ych

PO STĘPY A STR O NO M II 1995

W NUMERZE:

148

Galileo - sukcesy,

porażki, oczekiwania

Krzysztof Ziolkowski

O sondzie kosm icznej m ów i się ju ż o d w ielu lal. P rzeznaczona do w szechstronnych badań Jowisza, m iała być wystrzelona z Ziem i za pom ocą pro m u kosm icznego w po ło w ie 1986 roku. Oczekiwano, ze p o przelo cie kolo planetoidy (29) Am phitrite - ju ż w grudniu 1988 roku rozpocznie p racą ja k o sztu czn y satelita n a jw iększej planety. T ragiczna katastrofa C hallengera w sty c zn iu 1986 roku pokrzyżow ała te plany. Start sondy m ó g ł n astąpić dopiero w 1989 roku, a na o sią g n ięcie p rze z nią Jo w isza trzeba było aż sześciu lat.

TELESKOP KOSMICZNY HUBBLE'A

Gwiezdne cmentarzysko (154)

Dżety optyczne w radiogalaktykach (156)

162

Pewna burza magnetyczna...

Radosław Rek

W październiku 1995 roku m iały m iejsce dw ie burze magnetyczne. N ieścisłości za w a rte w kom u­ nikacie NASA rozsyłanym po cztą elektroniczną zw róciły m oją uw agę na je d n ą z nich. Celem ni­ niejszego artykułu je s t wyjaśnienie, co w tedy napraw dę m iało miejsce.

166

Obserwacje Yohkoh...

Janusz Sylwester

Yohkoh dokonuje obsenvacji Słońca wykorzystując zespół teleskopów i spektrom etrów skonstruo­ wanych w Japonii, USA i Wielkiej Brytanii. Przebieg m isji kontrolow any je s t p rzez ja p o ń sk i Instytut Badań Kosmicznych i Astronautycznych (ISAS).

IcrtllEtUjÓi

Materiały dotyczące wyników obsenva­ cji Teleskopu Kosmicznego llubble'a uzyskano dzięki uprzejmości doktora

F. Duccio Macchctto, przedstawiciela

Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) w Space Telescope Science In­ stitute w Baltimore (USA).

146

175

176

kraju:

183 Granty

1 84

1 8 6 In Memoriam: Um ierajągw iazdy, odchodzą astronomowie 1 8 8 Recenzje: Na półce z książkami

Astronomia. Przewodnik po W szechświecie

1 90

1 92

ZDJĘCIE NA OKŁADCE PRZEDSTAWIA:

artystyczną wersję przelotu sondy GALILEO w pobliżu jowiszowego księżyca lo, które­ go powierzchnia wykazuje niezwykłą w ręcz aktywność geologicznąze spektakularny­ mi wybuchami wulkanów włącznie.

B ędąc u k resu podró ży i na początku głów nego etap u całej m isji, G A L IL E O bu­ dzi obecnie co raz w ięk sze zain tereso w a­ nie. W arto w ięc p rześled zić je g o do­ ty ch czaso w e su k cesy i porażki o raz w sk a­ zać na o czek iw an ia, które z p ra c ą tej son­ dy łą c z ą liczne zesp o ły badaw cze. Projekt GALILEO

j e s t d z ie łe m a m e ry k a ń sk ie j ag en cji k o ­ sm icznej N A S A , ale w je g o p rzy g o to w a­ niu i realizacji m a ją także znaczący udział naukow cy i tech n icy z F ran cji, K anady, N iem iec, S zw ecji, T aiw anu i W ielkiej B ry­ tanii. W p rzeciw ień stw ie do czterech sond k o sm iczn y ch , które d o ty ch cz as badały Jo ­ w isza po d czas bliskich p rzelo tó w kolo nie­ go (P io n eer 10 i 11 w latach 1973 i 1974 o raz V o y ag er 1 i 2 w 1979 roku), G A L I­ LEO p raw ie d w a lata spędzi w o toczeniu p lanety śled ząc je j atm osferę i w arstw y po­ w ierzch n io w e o raz m agnetosferę i księ­ życe.

M isja GALILEO

ro zp o częła się 18 p aźd ziern ik a 1989 roku w y n iesien iem na orbitę o k o lo z ie m s k ą - za p o m o c ą pro m u k o sm iczn eg o A tla n tis w je g o rejsie n r S T S -34 - sondy z d w u sto p ­

n io w ą ra k ie tą p rze z n a c z o n ą do sk iero ­ w an ia statku kosm iczn eg o z g eocentrycz- nej orbity parkingow ej ku planecie W enus. Jego lot z Z iem i do W enus o dbyw ał się po h elio cen try czn ej o rb icie eliptycznej o m im o śro d zie 0.198 i w ielkiej pólosi 0.83 j.a . Z b liżen ie so n d y do W enus w dniu 10 lutego 1990 roku na od leg ło ść około 16 tys. km od p o w ierzch n i planety, było o k a z ją n ie tylko do pierw szego uruchom ie­ nia n iek tó ry ch p rzy rząd ó w , ale przede w szystkim m iało na celu ta k ą zm ianę tra­ jek to rii sondy, aby m ogła się on a znaleźć znow u w pobliżu Ziem i. P rzyspieszona od­ działy w an iem graw itacy jn y m W en u s, po­ ru szała się teraz po o rb icie o m im ośrodzie 0.294 i w ielkiej p ółosi 0.989 j.a . P rzelo t k oło Z iem i n astąp ił 8 g ru d n ia 1990 roku w o d leg ło ści zale d w ie 960 km od p o ­ w ierzchni. P o d o b n ie ja k w p rzypadku W enus, d u że zb liżen ie so ndy do Ziem i m iało na celu p rzed e w szystkim je j g ra­ w itacy jn e p rzy sp ieszen ie. Jego w ynikiem była ta k a zm ian a trajek to rii lotu, że G A ­ L IL E O p o ru szał się te ra z po orbicie h elio ­ centrycznej o m im o śro d zie 0.430 i w iel­ kiej pólosi 1.59 j.a . Po trw ającym dw a lata o krążeniu S łońca so n d a znow u zn alazła się blisko Ziem i i 8 grudnia 1992 roku prze­ leciała w od leg ło ści ty lk o 303 km od je j p o w ierzch n i. T ym razem o d d ziały w a n ie g raw itacy jn e naszej p lan ety zw iększyło p rędkość sondy do 39 km /s, co sp o w o d o ­

w ało, że je j n o w a o rb ita h e lio c c n try c z n a m ia ła m i- m ośród 0.688 i w ie lk ą pół- oś 3.14 j.a . L ecąc po tej o r b ic ie (k tó re j o d le g ło ś ć aphelium była rów na 5.31 j.a .) m ogła ju ż o n a o sią­

gnąć Jo w isza (rys. 1). T a k s k o m p li k o w a n y to r p rzelo tu sondy G A L IL E O z Z iem i do Jo w isza okazał się optym alny w w arunkach startu w 1989 roku. D ługo­ trw ało ść lotu b y ła c e n ą za spore oszczędności energe­ tyczne ja k ie uzyskano d zię­ ki natu raln em u zw iększaniu prędkości sondy w w yniku jej zbliżeń do planet (jedne­ go do W enus i d w óch do Z iem i). To zaś było bardzo istotne zw ażyw szy, że w m o m e n c ie s ta rtu so n d a GALILEO m iała i tak ogrom ­ n ą m asę ponad 2.5 tony, z czego na aparaturę ba­ d aw czą przypadało zaledw ie

148 kg i aż 925 kg na p aliw o do silników rak ie­ to w y ch n iezbędnych do jej

stero w an ia (G A L IL E O m a 13 silników : je d e n głów ny o sile ciągu 400 n iu to n ó w i 12 p om ocniczych o sile ciągu 10 n iu to ­ nów ; cała m isja w ym aga trzech dużych m a­ new ró w i około 60 m ałych zm ian kursu i orientacji aparatu).

S zeroko zakrojony program badawczy

so ndy re a liz o w a n y je s t za p o m o c ą 16 przyrządów , z których 6 znajduje się na po­ kładzie p róbnika m ającego zanurzyć się w atm osferę Jow isza. Do najw ażniejszych n ależy kam era (o ogniskow ej 1.5 m i polu w id zen ia 0.5 ) u m o żliw iająca fo tografo­ w anie p rzez różne filtry pow ierzchni sa­ telitó w i o b ło k ó w plan ety z ro zd zielczo ­ ś c ią rzędu 1 km. W łasności fizyczne i skład ch em iczn y atm osfery p lanety o raz p o w ierzch n i satelitó w galileu szo w y ch ba­ dać b ę d ą sp e k tro m e try p o d c z e rw ie n i i n a d fio le tu . P o le m ag n ety czn e Jo w isz a i je g o fluktuacje będzie m ierzone przez sp ecjaln y m agnetom etr. D o analizy skła­ du i pom iaru energii, obfitości o ra z roz­ kładu przestrzennego w oto czen iu planety jo n ó w o raz w ysoko- i n iskoenergctycz- nych elek tro n ó w i p rotonów słu ż ą różne detektory plazm ow e. Spektrom etr fal pla­ zm ow ych przezn aczo n y je s t do detekcji i an alizy fal elektrom agnetycznych. Sonda je s t te ż zao p atrzo n a w d etek to r pyłu do rejestracji o raz p om iarów prędkości, m asy

i ła d u n k u d ro b in py łu k o sm iczn eg o o ro zm iarach su b m ikronow ych. P ró b n ik at­ m o sfery czn y zo stał n ato m iast w y p o sa­ żo n y w in stru m en ty do p o m iaru te m p e ra ­ tury, ciśn ien ia, g ęsto ści i sk ład u ch em icz­ nego a tm o sfery Jo w isz a w funkcji o d le­ głości od środka p lan ety , w specjalny d etek to r do an alizy o b fito ści h elu , w tzw . n efelo m etr czyli ap a ra t do b ad an ia ro zp ra­ szania św iatła słonecznego na cząsteczkach atm o sfery o raz w p rzy rząd y p rz e z n a c z o ­ ne do p o m iaru tem p eratu ry , n a tę ż e n ia i in­ nych w łasn o ści fizy czn y ch p ro m ien io w a­ n ia S ło ń ca w n ik ając eg o w atm o sferę Jo ­ w isza.

S pośród w ielu sk o m p lik o w an y ch u rzą­ d z e ń o p rz y rz ą d o w a n ia p o m o c n ic z e g o um o żliw iająceg o fu n k cjo n o w an ie sondy n ajw ięk sze em o cje w zb u d ziła

sprawa uruchomienia głównej anteny.

M ająca służyć do p rzek azy w an ia na Z ie­ m ię w szy stk ich dan y ch p o m iaro w y ch an­ ten a kieru n k o w a d użego zysku, p rzy p o m i­ n ając a kształtem i k o n s tru k c ją p araso l o średnicy 4.8 m , po d czas startu m u siała być złożona. B yło to p o d y k to w an e nic tylko jej w ielkością, ale tak że tro sk ą o nie n araża­ nie je j d elikatnej stru k tu ry na ew en tu al­ ne uszk o d zen ia in tensyw nym p ro m ien io ­ w aniem sło n eczn y m w czasie p rzeb y w a­ n ia sondy w o k o licach W enus. R o zp o ­ sta rc ie a n te n y m ia ło n a s tą p ić p o d c z a s

JOWISZ

Największa planeta Układu Słonecznego, okrąża

Słońce po prawie kołowej orbicie w odległości po­

nad pięciokrotnie większej niż odległość Ziemi od

Słońca; jego średnia prędkość orbitalna wynosi 13

km/s, a okres obiegu wokół Słońca trwa prawie

12 lat. Chociaż masa Jowisza stanowi zaledwie

tysięczną część masy Słońca, to jednak jest 318

razy większa od masy Ziemi. Średnica jego globu

przewyższa średnicę Ziemi mniej więcej 11 razy i

wynosi 143 tys. km. Średnia gęstość Jowisza jest

więc czterokrotnie mniejsza od średniej gęstości

Ziemi i wynosi 1.3 g/cm . Planeta szybko rotuje

wokół osi niemal prostopadłej do płaszczyzny swej

orbity: pełny obrót wykonuje w ciągu niespełna 10

godzin i jest to najkrótszy okres rotacji wśród

wszystkich dziewięciu planet. Konsekwencją szyb­

kiego obrotu jest stosunkowo duże spłaszczenie

globu Jowisza: stosunek różnicy jego promienia

równikowego i biegunowego do wartości promie­

nia równikowego jest równy 1/16, podczas gdy w

przypadku Ziemi wynosi on około 1/300.

Jedną z najbardziej intrygujących zagadek Jowi­

sza jest dawno stwierdzony obserwacyjnie fakt, że

wypromieniowuje on dwukrotnie więcej energii,

niż otrzymuje od Słońca w jednostce czasu. Nie zna­

ne jest żrodło tej dodatkowej emisji. Mimo, że skład

chemiczny Jowisza jest zbliżony do słonecznego,

to jednak nie mogą w nim zachodzić reakcje jądro­

we przemiany wodoru w hel ze względu na zbyt

małe ciśnienie i za niską temperaturę w jego wnę­

trzu. Sądzono więc, że nadwyżka energii może

być wynikiem kurczenia się planety (wystarczy­

łoby tempo około 1 mm rocznie), które powinno pro­

wadzić do zamiany energii grawitacyjnej na ener­

gię cieplną. Koncepcja ta nie wytrzymała jednak

próby czasu. Precyzyjna analiza zmian torów

sond kosmicznych w polu grawitacyjnym Jowi­

sza pozwoliła znaleźć rozkład gęstości wewnątrz

jego globu. Okazało się, że wzrost gęstości ku środ­

kowi jest tak wolny, iż wyklucza popularną dotąd

hipotezę, że Jowisz jest kulą gazową. Najprawdo­

podobniej więc jest on wypełniony ciekłym wodo­

rem metalicznym otoczonym grubą warstwą cie­

kłego wodoru m olekularnego. Tylko w samym

środku ma on przypuszczalnie niewielkie, ale

skupiające około 13% masy, stałe jądro żelazo-

w o-krzem ianow e. Ś ciśliw ość tych cieczy je s t za

mała, aby ich ewentualnym kurczeniem się moż­

na było wytłumaczyć obserwowaną nadwyżkę wy-

prom ieniow yw anej energii. Być może więc Jo­

wisz posiada jeszcze w swym wnętrzu zapas cie­

pła pochodzącego z okresu kondensacji planety

z pierw otnego obłoku okołosłonecznego.

Transport energii we w nętrzu Jowisza odby­

wa się głów nie drogą konwekcji. Ponieważ cie­

kły w odór m etaliczny je s t dobrym przew odni­

kiem elektryczności, więc konwekcja termiczna

wzmacnia pole magnetyczne planety. Jego natę­

żenie przy powierzchni jest kilkanaście razy więk­

sze niż pola magnetycznego Ziemi. Sprawia to, że

wokół Jowisza rozciąga się ogromna magnetosfe-

ra, sięgająca w kierunku Słońca na odległość około

4 min km. Pole magnetyczne więzi w tzw. pasach

radiacyjnych wokół Jowisza znaczną liczbę czą­

stek naładowanych, których energia wielokrotnie

przewyższa energię cząstek poruszających się

wewnątrz analogicznych pasów Van Allena wokół

Ziemi. Szybko wirujące wraz z planetą pole ma­

gnetyczne działa jak akcelerator przyśpieszając

naładowane cząstki do prędkości bliskich prędko­

ści światła. Są one źródłem odbieranego na Ziemi

promieniowania radiowego Jowisza o decym etro­

wych długościach fal oraz jakby jego własnego

„promieniowania kosmicznego”, które także docie­

ra do Ziemi.

Zbudowany w znacznej części z ciekłego wodo­

ru glob Jowisza otoczony jest gazową atm osferą

złożoną przede wszystkim z wodoru i helu z

niewielkimi dom ieszkami substancji bogatych w

wodór: metanu (CH4 ), amoniaku (NH3 ) i pary

wodnej (H20 ), a także acetylenu (C2H2 ), cyjano­

wodoru (HCN) oraz tlenku węgla (CO). Wyraźnie

widoczne na zdjęciach planety rówoleżnikowe

struktury są odzwierciedleniem wpływu szybkiej

rotacji globu na obłoki w dolnych warstwach atm o­

sfery, poruszające się wskutek konwekcji wywoła­

nej pochodzącym z wnętrza ciepłem. Tem peratu­

ra atmosfery Jowisza nad obszarem obłoków wy­

nosi około 170 K. Najbardziej charakterystycznym

tworem powierzchni Jowisza jest tzw. wielka czer­

wona plama, która jest prawdopodobnie gigan­

tycznym zawirowaniem w powierzchniowej war­

stwie obłoków, przypominającym ziemskie cy­

klony. Długowieczność i wielkość plamy sprawiają,

że ciągle brak jest wiarygodnego wyjaśnienia, co

może być źródłem energii podtrzymującej jej ist­

nienie.

W okół Jowisza krąży co najmniej 16 sateli­

tów (tyle dotychczas zaobserwowano). Najbar­

dziej znanymi są odkryte w 1610 roku przez Gali­

leusza cztery największe księżyce: lo, Europa, Ga-

nimedes i Kallisto. Dwa pierwsze m ają rozmiary i

gęstości porównywalne do ziemskiego Księżyca,

podczas gdy dwa pozostałe są wielkości Merkure­

go, a ich gęstość jest mniejsza od gęstości wody.

Na powierzchni lo odkryto czynne wulkany, a

wzdłuż jego orbity (odległej od środka planety o

prawie 6 jej promieni) stwierdzono obecność pier­

ścienia plazmowego złożonego głównie ze zjonizo-

wanych cząsteczek siarki. Jowisz otoczony jest

ponadto słabym pierścieniem pyłowym położo­

nym w płaszczyźnie równikowej, którego wyraźnie

zarysowana krawędź zewnętrzna jest oddalona od

środka planety o 1.8 jej promienia.

Rys. 2. G łównej anteny sondy G alileo w kształcie parasola nie udało się rozłożyć.

p ie rw s z e g o p rz e lo tu w p o b liż u Z ie m i w g ru d n iu 1990 ro k u . N ie s te ty p ie rw s z a p ró b a o tw o rz e n ia p a ra s o la a n te n y w y k o ­ n a n a 13 g ru d n ia 1990 ro k u n ie p o w io d ła się. D a lsz e u s iło w a n ia , p ro w a d z o n e in ­ te n s y w n ie do k w ie tn ia n a stę p n e g o ro k u , te ż n ic p rz y n io s ły o c z e k iw a n e g o re­ z u ltatu . S tw ie rd z o n o je d y n ie , żc p ra w d o ­ p o d o b n ie 3 sp o ś ró d 18 ż e b e r a n te n y z a ­ k le s z c z y ły się u n ie m o ż liw ia ją c p e łn e je j ro z ło ż e n ie (ry s. 2).

P rzed n astęp n y m zb liżen iem do Z iem i w grudniu 1992 roku, dającym szan se p o n o ­ w ien ia p rób o tw o rzen ia anteny, intensyw ­ n ie p o s z u k iw a n o s p o s o b ó w u s u n ię c ia uszkodzenia. P ro p o n o w an o np. cykliczne zm iany orientacji sondy w taki sposób, aby m aszt an ten y na p rzem ian ogrzew ał się i och ład zał, co p ro w ad ziło b y do je g o roz­ szerzan ia się i k u rczenia. Z aplanow ano też cykliczne u ru ch am ian ie i w yłączanie sil- n iczk a otw ieran ia anteny, co pow inno spo­ w o d o w ać efekt u d erzan ia zakleszczo n y ch żeber. T esty w y k o n an e na o d pow iednim sym ulatorze p o k azały , że 1000 „u d erzeń ” siln iczk a d w u k ro tn ie zw iększy siłę urzą­ dzenia otw ierającego. W szystkie tego typu działania nic doprow adziły niestety do roz­ ło żen ia anteny. P rób ro zw iązan ia p ro b le­ m u z ap rzestan o n a w io sn ę 1993 roku, gdy G A L IL E O o d d alił się od Z iem i i w ia­ dom o było, żc dalsze działan ia s ą j u ż bez­ skuteczne. O stateczn ie p o d ejrzew a się, że przyczyną zakleszczenia żeber anteny był w yciek sm aru z m ech an izm u otw ierają­ cego, k tó ry n a stą p ił p ra w d o p o d o b n ie p o d czas p rzew o zu sondy sam o ch o d em z K alifo rn ii, gdzie b y ła bud o w an a, na F lo ­ rydę, skąd b y ła w y strzeliw an a.

S trata anteny dużego zysku nie m oże o czy­

w iście p o zo stać b ez w pływ u na w yniki pracy sondy. W szy ­ stkie inform acje zebrane przez jej przyrządy s ą p rzekazy w a­ ne na Z iem ię za p o m o c ą d zia­ łającej norm alnie anteny m a­ łego zysku, przew idzianej pier­ w otnie je d y n ie do sterow ania p ra c ą sondy. Jej szy b k o ść przekazu danych wynosi jednak tylko 10 bitów na sekundę, pod­ czas gdy głó w n a antena była w stanic przesyłać aż 134 tys. bitów w ciągu sekundy. P rze­ p ro g ram o w an ie system u tran s­ m isji d anych o ra z w łączen ie do ich odbioru trzech, a nic jed n ej ja k p ierw o tn ie p lan o ­ w ano, stacji n aziem nych (w K alifornii, A u stralii i H iszp a­ nii), dop ro w ad ziło do zw ięk­ szenia szybkości p rzekazu da­ nych do 100-140 b itó w na sekundę. D zięki tem u uda się p ra w d o p o d o b n ie sp ro w a ­ dzić na Z iem ię około 80% da­

nych pom iaro w y ch doty czący ch atm o sfe­ ry Jow isza, 70% inform acji o je g o sateli­ tach i m niej w ięcej 60% p o m iaró w m a- gnetosferycznych. L iczb a przekazanych zdjęć zm niejszy się n ato m iast z p lan o ­ w anych około 50 tys. do zaledw ie 1500. M im o o g ran iczeń spo w o d o w an y ch b ra­ kiem głów nej anteny, sonda G A L IL E O , je s z c z e p rz e d ro z p o c z ę c ie m re a liz a c ji sw ego głów nego zadania, m oże się p o ­ szczycić w ielom a sukcesam i. Pom iary i ob­ serw acje W enus, Z iem i i K siężyca, w y­ konane po d czas jej ro zp ęd zan ia p rzez te planety, p o z o sta ją być m oże w cieniu

bardziej spektakularnych osiągnięć uzyska­ n ych za p o m o c ą innych sond k o sm icz­ n y ch i sztu czn y ch satelitó w . N iem niej je d n a k w zn aczący sp o só b p rz y c z y n ia ją

się do po sz e rz e n ia ro żn y ch asp ek tó w w ie ­ dzy o ty ch ob iek tach . Ś w ia d c z ą o tym np. często o b ecn ie sp o ty k an e w rożnych p u b lik a c ja c h n au k o w y c h o d w o ła n ia do w y n ik ó w b ad ań u zy sk an y ch za p o m o cą sondy G A L IL E O . P o m ijając szczegóły d o ty c z ą c e tej fa z y m isji p rz y p o m n ijm y n ato m iast

sensacyjne poniekąd rezultaty

d alszeg o w y k o rzy stan ia sondy.

M ięd zy p ierw szy m i drugim p rzelo tem k oło Z iem i G A L IL E O sięg n ął w aphe- lium sw ej ó w czesnej o rb ity (odległym od S ło ń ca o 2.2 7 j.a .) aż do p ie rśc ie n ia m ały ch p la n e t gdzie z b liży ł się do pla- n cto id y (9 51) G asp ra m ijając j ą 29 p a ź ­ d ziern ik a 1991 roku ze w z g lę d n ą p ręd ­ k o śc ią 8 km /s w m inim alnej odległości ód je j cen tru m w ynoszącej 1601 km . P rze­ kazane na Z iem ię zdjęcia, ukazujące po raz p ierw szy o b raz p lan eto id y „z b lisk a” , p o ­ tw ierdziły dotychczasow e przypuszczenia, że astero id y s ą bryłam i o n iereg u lar­ nych kształtach, których p o w ierzch n ie p o ­ kryte s ą licznym i krateram i u d erzen io w y ­ mi. R o zm iary G asp ry o cen io n o na 36 x 22 x 20 km . Jed n y m z n ajciek aw szy ch od­ kryć było stw ierd zen ie istn ien ia p o la m a­ gnety czn eg o G aspry.

D rugie p rzejście p rz e z p ierście ń p lan eto ­ id, które n a stąp iło p o d czas ostatn ieg o ju ż etap u lotu so ndy do Jo w isza, stw

orzy-151 Tab. 1. K siężyce Jow isza

Nazwa O dkrywca Rok

odkrycia średnia odleg­ łość od Jowisza [km] Okres orbitalny [dni] Promień [km] M etis V o yager 1979 127.960 0,3 (20)* Adrasthea V oyager 1979 128.980 0,3 12x8 Am althea Barnard 1892 181.300 0,5 135x75 Thebe Voyager 1979 221.900 0,7 (50) lo G alileusz 1610 421.660 1,8 1.815 Europa G alileusz 1610 670.900 3,5 1.569

G anim edes G alileusz 1610 1.070.000 7,2 2.631

Kallisto G alileusz 1610 1.883.000 16,7 2.400

Leda Kowal 1974 11.094.000 239 (8)

Him alia Perrine 1904 11,480.000 250 (90)

Lysithea Nicholson 1938 11.720.000 259 (20) Elara Perrine 1905 11.737.000 260 (40) Ananke N icholson 1951 21.200.000 631 (15) Carm e N icholson 1938 22.600.000 692 (22) Pasiphae M elotte 1908 23.500.000 735 (35) Sinope Nicholson 1914 23.700.000 758 (20)

*W artości znane z d o kła d no ścią m niejszą niż 10%

ło okazję do kolejnego przelotu w pobli­ żu asteroidy. Tym razem była to (243) Ida, którą GALILEO minął 28 sierpnia 1993 roku ze w zględną prędkością 12.4 km/s w minimalnej odległości od jej cen­ trum równej 2391 km. Podobnie ja k Ga- spra, Ida okazała się także nieregularną bryłą o rozm iarach 55 x 20 x 24 km. N ajw iększą sensacją było jednak dostrze­ żenie satelity tej planetoidy, zarówno na zdjęciach wykonanych z sondy, jak i wśród pom iarów w ykonanych jej spek­ trometrem podczerwieni. Księżyc Idy, na­ zwany Daktylem, rów nieżjest bry łąo nie­ regularnych kształtach m ającą rozmiary około 1.5 km. Okrąża on m acierzystą planetoidę po orbicie praw dopodobnie kołowej o prom ieniu około 100 km. O tym, żc małe planety m ogą m ieć satelity mówiło się od dawna. Odkrycie G ALI­ LEO jest pierw szą bezpośrednią obser­ w acją potw ierdzającą te przypuszczenia. O dkrycie w m arcu 1993 roku kom ety

Shoemaker-Levy 9, która w lipcu 1994 roku zderzyła się z Jowiszem, stało się dla sondy GA LILEO nie lada w yzw aniem . Okazało się bowiem, że je st ona jedynym narzędziem obserwacyjnym zbudowanym przez człowieka, które może bezpośrednio zobaczyć niecodzienne zjawisko. Jak pa­ miętamy, uderzenia wszystkich około 20 fragmentów komety następowało po nie­ widocznej z Ziemi stronie planety. Spro­ stanie temu zadaniu wymagało zmiany pro­ gramu funkcjonowania sondy. Było to trud­ ne w sytuacji braku głównej anteny i nie­ możliwości przewidzenia z dużą dokład­ nością m omentów zderzeń i spodziewa­ nych efektów. Ostatecznie GALILEO prze­ kazał na Ziemię obrazy uderzeń w Jowi­ sza trzech fragmentów komety oznaczo­ nych literami K, N i W, a także rezultaty obserw acji - w ykonanych za pom ocą spektrom etrów podczerwieni i nadfioletu oraz fotopolarymetru - uderzeń fragmen­ tów B, C, G, H, L, Q l, R i S. Podkreśl­

my, że jedynie informacje uzyskane dzię­ ki sondzie GALILEO dostarczyły w ia­ domości o przebiegu pierwszej minuty zjawiska w targnięcia fragmentu komety z prędkością 60 km /s w atm osferę i war­ stwy pow ierzchniow e Jow isza. Trudno w ięc przecenić ich znaczenie i w artość naukow ą dla opisu i zrozum ienia całego wydarzenia. Transm isję danych dotyczą­ cych zderzenia kom ety z Jowiszem trzeba było zakończyć w styczniu 1995 roku, gdyż wtedy właśnie należało ju ż rozpo­ cząć przygotow ania sondy do wszyst­ kich operacji jow iszowych. Sądząc po do­ tychczas uzyskanych rezultatach trudno nie uznać przygody z kom etą Shoemaker- Levy 9 za kolejny sukces GALILEO. W połow ie 1995 roku sonda GALILEO poddana została manewrom decydującym poniekąd o

d a lszy m losie m isji.

Zaczęło się 12 kwietnia od drobnej ko­ rekty trajektorii lotu; chodziło o to, aby m ogła ona doprowadzić sondę ju ż bez­ pośrednio do powierzchni Jowisza. Od lecącej po takim torze sondy odłączono w dniu 13 lipca próbnik atm osferyczny (o masie 339 kg, z czego 30 kg przypada na przyrządy naukowe), który - poruszając się dalej sam odzielnie - osiągnął Jow isza 7 grudnia 1995 roku. Lecąc z prędkością 47 km/s w targnął w atm osferę planety i po 2 m inutach aerodynam icznego ha­ m ow ania ro zw in ą ł sp a d o ch ro n , który umożliwił mu zanurzanie się w głąb at­ mosfery i obłoków pow ierzchniow ych aż do w arstwy o ciśnieniu przewyższającym ciśnienie przy pow ierzchni Ziemi mniej więcej 25 razy. Trwało to około 75 m i­ nut; przez cały ten czas pracowały wszy­ stkie przyrządy znajdujące się na pokła­ dzie próbnika.

Dwa tygodnie po odłączeniu próbnika at­ m osferycznego, 27 lipca 1995 roku, po raz pierwszy od momentu startu w łączono na kilka m inut główny silnik sondy, aby skie­ rować j ą na tor um ożliw iający wykonanie w dniu 7 grudnia 1995 roku manewru czy­ niącego z niej satelitę Jowisza. W tym krytycznym dla pow odzenia całej misji dniu 7 grudnia w ciągu zaledwie 7 godzin GALILEO wszedł na orbitę wo- kóljowiszową, minął w odległości około 1 000 km księżyc Io (było to jedyne zbli­ żenie do tego najbardziej chyba intrygu­ jącego satelity Jowisza) oraz przeleciał nad

pow ierzchnią Jow isza w odległości 214 tys. km, odbierając dane pomiarowe przy­ rządów zanurzającego się w tym czasie w atmosferę planety próbnika. W ten spo­ sób rozpoczęła się ostatnia, zasadnicza faza misji GALILEO. Oczekuje się, że w

T ab. 2. Z bliżenia sondy G A LILE O z księżycam i Jow isza

Nr orb ity K siężyc Data O dległość

1 G a n im edes 1996.07.04 [km] 500 2 G a n im edes 1996.09.06 259 3 Kallisto 1996.11.04 1.102 4 Europa 1996.12.19 693

5 (bez bliskiego przelotu)

6 Europa 1997.02.20 587 7 G a n im e d e s 1997.04.05 3.056 8 G a n im e d e s 1997 05.07 1.580 9 K a llisto 1997 06.25 416 10 Kallisto 1997.10.17 524 11 Europa 1997.11.06 1.124 152 P o stę p y A s tr o n o m ii 4/1995

Z ostatniej chwili..

Tab. 3. P o d s ta w o w e d a n e te c h n ic z n e

Masa urządzenia [kg]

Masa ładunku użytecznego [kg]

Masa paliwa [kg]

D ługość [cm]

Źródło energii elektrycznej

O rbiter GALILEO

2.223

148

925

615

generator term o­ elektryczny w yko­ rzystujący energię rozpadu izotopów prom ieniotw órczych

Próbnik atm osferyczny

339 30 86 bateria litowo-siarkowa (730 watogodzin)

ciągu następnych 23 miesięcy sonda 11 razy okrąży Jow isza po różnych orbitach um ożliwiających obserwację planety, ba­ dania in situ m agnetosfery oraz zbliżenia do największych satelitów (w tym po trzy do Europy i K allisto oraz cztery do Gani- m edesa). D odajm y, że bliskie przeloty koło księżyców galileuszow ych będ ą także wykorzystywane do naturalnej mo­ dyfikacji trajektorii sondy (podobnie jak początkowe zbliżenia do W enus i Ziemi). O statn ia faza lotu

do Jow isza przyniosła też różne nie­ spodzianki. W sierpniu 1995 roku GA­ LILEO nieoczekiw anie przeszedł przez stosunkow o gęstą chm urę pyłu m iędzy­ planetarnego. D etektor pyłow y sondy przez około trzy tygodnie rejestrow ał do 20 tys. drobin na dobę, podczas gdy poza tym okresem średnio je d n ą cząstkę na trzy dni. Przypuszcza się, że pył ten pocho­ dzi z otoczenia Jow isza (jest być może w ynikiem erupcji w ulkanicznych na lo) lub też stanowi pozostałość po kom ecie Shoem aker-L evy 9.

Również w sierpniu 1995 roku zauw ażo­ no, że jeden z dwóch w entyli zbiornika helu w głównym silniku sondy pozosta­ je otwarty. W ywołało to zrozum iały nie­ pokój o wpływ tej usterki na dalsze funk­ cjonowanie całego urządzenia. Stwierdzo­ no jednak, że rygorystyczne przestrze­ ganie pewnych ograniczeń tem peratury i ciśnienia podczas pracy wszystkich przy­ rządów, pow inno skutecznie zabezpieczyć sondę przed niebezpiecznym i konse­ kwencjami tego uszkodzenia.

N iep o m y śln e w ieści

o funkcjonowaniu sondy zostały ponadto o debrane II p aźd ziern ik a 1995 roku. W krótce po w ykonaniu zdjęć Jow isza i jego satelitów z odległości około 35 min

km, jaka wtedy dzieliła sondę od plane­ ty, stwierdzono wadliwe działanie ma­ gnetofonu pokładowego polegające na nie zatrzymaniu się taśmy po zapisaniu od­ powiednich danych (pojem ność jedynej tego typu pamięci na pokładzie sondy wy­ nosi 109 megabajtów). N a miesiąc przed osiągnięciem Jowisza nie udało się jeszcze w pełni zdiagnozować i usunąć tej uster­ ki. Wiadomo jedynie, że może ona bardzo poważnie ograniczyć - i tak ju ż znacznie zredukowane brakiem anteny dużego zy­ sk u - informacje, które sonda zdoła prze­ kazać na Ziemię. T rw ają więc gorączko­ we próby, zarówno naprawienia magne­ tofonu, jak i takiego przeprogramowania sondy, aby ja k najmniej stracić danych pom iarowych gdyby nie udało się usunąć uszkodzenia. Jeśli chodzi o program na­ ukowy to najbardziej na razie zagrożone likw idacją są zdjęcia satelity Io, które miały być wykonane podczas jedynego niestety zbliżenia sondy do tego księżyca w dniu 7 grudnia 1995 roku.

Obfitujący w sukcesy i porażki dotych­ czasowy przebieg misji GALILEO wy­ daje się potwierdzać coraz powszech­ niejszą opinię, że tak wielkie i skompli­ kow ane (a tym sam ym kosztow ne) przedsięwzięcia nie prow adzą do opty­ malnego wykorzystania środków przezna­ czonych na badania kosmiczne. Budow a małych oraz prostszych sond i satelitów zdom inuje zapewne działania w tym za­ kresie w najbliższej przyszłości. Po GA­ LILEO jeszcze tylko m isja CASSIN I, której celem je s t Saturn, ma szansę ju ż wkrótce dostarczyć podobnych emocji. Oby były to same sukcesy.

K rzysztof Ziolkowski je s t specjalistą mecha­ niki nieba, głównie dynamiki małych cial Ukła­ du Słonecznego (komet i planetoid), pracują­ cy w Centrum Badań Kosmicznych PAN.

Od wielu łat w Warszawie redaguje bratnie pismo astronomiczne pt. „ Urania ".

Nadeszły ju ż pierw sze rezultaty ba­ dań dokonanych przez Jowiszowego prób­ nika misji GALILEO. Wszedł on do at­ mosfery największej planety naszego Ukła­ du Słonecznego na głębokość ok. 600 km w dniu 7 grudnia 1995 r. P rzez pierwsze 160 km było to „ wolne spadanie ”, w cza­ sie którego otworzył się spadochron. Pręd­ kość wejściowa wynosiła po n a d 40 km/s, tarcie powodow ało lokalną temperaturę dwukrotnie wyższą niż temperatura p o ­ wierzchni Słońca, a siła hamowania prze­ wyższała 230 razy przyciąganie ziemskie. Wysoka temperatura i duże ciśnienie spo­ wodow ały kres życia p ró b n ik a i koniec transmisji danych. D ane z 6 instrumen­ tów próbnika przez 57 minut były przeka­ zywane do krążącej wokół Jow isza stacji badawczej (orbiter a - pierw szego sztucz­ nego satelity Jowisza), która przez naj­ bliższe 2 łata będzie obserwowała tę p la ­ netę. Z tej stacji, dane z próbnika zostały ju ż przekazane na Ziemię, do Laborato­

rium Napędów Odrzutowych (JPL) w Pasadenie. Ich ja k o ść przew yższa ocze­ kiwania, a one same zm uszają do przem y­ ślenia na nowo teorii tworzenia się i ewo­ lucji planet, a w szczególności Jowisza.

Cóż znalazł próbnik Galileo? Odkrył, że wody je s t na Jow iszu znacznie mniej niż się spodziewano, a helu je s t zaledwie p o ­ łowa tego co przyjm ow ano dla budowy modeli tej planety. Podobnie je s t z innymi lekkimi pierwiastkam i. Generalnie zakła­ dano bowiem, że Jow isz razem ze Słońcem i innymi planetam i p ow stał z tej samej, a więc i o takim samym składzie chemicz­ nym, materii pierw otnej mgławicy. Prób­ nik nie potw ierdził istnienia 3 warstw chm ur postulow anych we wszystkich modelach Jowisza. Stw ierdził wystęjjowa- nie znacznie silniejszych wiatrów (aż do 500 km/godz. wobec spodziewanych naj­ wyżej 300 km/godz.) i turbulencji atmo­ sferycznych. Wiatry wydają się nie zm ie­ niać z głębokością, co sugeruje, że nie p o ­ wstają one na skutek różnej ilości energii słonecznej odbieranej przez obszary rów­ nikowe i polarne planety. Odkrył, że bu­ rze z piorunam i występują na Jowiszu 10 razy rzadziej niż na Ziemi, a to znacz­ nie redukuje szansę odkrycia w je g o at­ mosferze złożonych molekuł organicznych. Wyładowania elektryczne pom agają bo­ wiem istotnie w form ow aniu się takich związków.

Przedstawione pow yżej w telegraficz­ nym skrócie pierw sze rezultaty uzyskane z próbnika Galileo są oczywiście wynika­ mi wstępnymi i muszą być poddane dalszym analizom.

(aw )

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLE'A

obserwuje

Gwiezdne cmentarzysko

K o sm iczn y T elesk o p H u b b le ’a bez w y tc h n ien ia d o starcza fa sc y n u ją cy ch o b ra zó w W sze ch św ia ta . Po

dokonanej korekcie jego system u optycznego jest w stanic spoglądać dalej, na ob iekty słabsze, innym i słow y

p otrafi obrazow ać bardziej zam ierzchłe dzieje kosm osu.

W yk orzystując potężne m ożliw ości tego orbitalnego obserw atorium , grupa astronom ów k anadyjskich i

am erykańskich, prow adzona przez H arvcya B. R ichera, przyjrzała się bacznie grom adzie kulistej M 4. Chcąc

ubrać istotę odkrycia w d ram atyczne słowa, m ożna by pow iedzieć, że znaleźli oni g w iezd n e cm entarzysko.

Co zaobserw ow ano ?

G ro m a d a k u lista to setki ty sięcy g w iazd sk u p io n y ch w o b szarze o p ro m ie n iu 2 0 - 5 0 pe. P o śró d teg o m ro w ia g w ia z d u czeni w y p a try w a li p e w n y c h s z c z e g ó ln y c h o b ie k tó w , d la k tó ry c h a s tro n o m ia u k u ła n azw ę b iały ch k arłó w . T e k o ń co w e sta d ia e w o lu c ji n ie z b y t m a sy w n y c h g w ia z d ( n asze S ło ń ce te ż ta k „ s k o ń c z y ” z a o k o ło 5 m ilia rd ó w la t ) p e łn i ą d o n io s łą ro lę kosm iczn y ch zegarów . Z eg aró w szczeg ó ln y ch , bo w skazujących d o ln ą g ran icę w ie k u W szech św iata.

B iały k a rz e ł to p o w o lu tk u stygnące, w y p alo n e ją d ro gw iazdy. P o n ie w a ż s p o r a m a s a j e s t s k u p io n a w n ie w ie lk ie j b ry le (w ie lk o śc i rz ę d u Z ie m i), czyli g ę sto ść m a te rii je s t z n a c z n a , p ro c e s c h ło d z e n ia trw a n ie z m ie rn ie długo. D ość p o w ie d z ie ć , że W sz e c h ś w ia t je s t je s z c z e za m ło d y na to, by ja k ik o lw ie k biały k a rz e ł z d o ła ł o sty g n ą ć , zn ik a ją c z p o la w id z e n ia ja k o czarn y karzeł.

P o m im o , że o b ecn o ść b iałych k a rłó w w g ro m ad ach kulistych z o sta ła p rz e w id z ia n a te o re ty c z n ie , pró b y ich z a o b se rw o w a n ia napotykały na zasad n icze tru d n o ści — duże odległości o raz m ałe ja s n o śc i n a w e t ty ch n a jg o rę tsz y c h b iały ch karłów . N a to m ia st z a o b s e r w o w a n ie p o p u la c ji ta k ic h g w ia z d d o s t a r c z y ł o b y isto tn y ch d a n y c h na te m a t te m p a tw o rz e n ia się b iały ch k arłó w z g w ia z d gałęzi o lb rz y m ó w , tem p a u traty m asy ty c h o sta tn ic h , a co za ty m id zie sto p n ia w z b o g a c e n ia c h e m ic z n e g o G alaktyki p rz e z m a ło m a s y w n e g w iazd y .

Przy pom ocy kam ery szerokokątnej (W F P C 2) zarejestrow ano p o n ad 75 b iały ch k a rłó w w je d n y m tylko o b sz a rz e M 4 (p a trz z d ję c ie na d ru g ie j stro n ic o k ła d k i). Ż eb y u z m y s ło w ić so b ie c zu ło ść a p a ra tu ry n ie z b ę d n e j do z a o b se rw o w a n ia ta k słab y ch o b ie k tó w w y sta rc z y w y o b ra z ić so b ie , że je s t to ró w n o w ażn e z o g ląd an iem 1 0 0 -w ato w ej ż aró w k i, zn ajd u jącej się n a K siężycu! M4 z perspektyw y lat

W szy stk ie p o jed y n cz e g w iazd y tw o rzące gro m ad ę k u lis tą które k o ń c z ą s p a l a n i e j ą d r o w e w s w y c h w n ę tr z a c h , p o w in n y p r z e k s z ta łc ić s ię w b ia łe k a rły . M a ją c na u w a d z e fa k t, że g ro m ad y te s ą o b iek tam i b ard zo stary m i (w iek M 4 sz acu je się n a o k o ło 14 m ilia rd ó w lat), p o w in n y one z aw ierać w ie le b iałych k arłó w . S to s u n e k ja s n o ś c i do m asy d la g ro m ad k u listy ch je s t teg o rz ę d u co d la S ło ń ca, co o z n a c z a , że ty p o w y je j c z ło n e k to c h ło d n a g w ia z d a o m a sie ~ 1 Mq . C a łk o w ita ja s n o ś ć M 4,

w y n o sz ą c a 5 x 1 0 4 Lq s k ła n ia do p rz y p u s z c z e n ia , że za w ie ra o n a o k o ło 2 x l 0 4 i n t e r e s u j ą c y c h n a s g w i a z d . S z a c u n k i d o k o n y w an e n a b azie o b se rw a c ji n a z ie m n y c h z k o ń c a la t 8 0 - ty ch w sk a z y w a ły je d y n ie n a p o p u la c ję - 2 4 0 b ia ły c h k a rłó w ja ś n ie js z y c h n iż M v ~ 11 m ag.

Jedna cecha M 4 w y ró ż n ia ją s p o ś tó d innych grom ad kulistych. Jest najbliższa. R óżni b adacze p o d a ją że od leg ło ść do niej należy d o p rz e d z ia łu 1.7 ± O.l-s-2.0 ± 0 .2 k p c . N ie tr u d n o w ię c z ro zu m ieć, ż e j e s t o n a c h ę tn ie o b se rw o w a n a - p o te n c ja ln ie je s t w stan ie d o sta rc z y ć w ięcej in fo rm ac ji n iż in n e, d a lsz e g rom ady kuliste.

P atrząc na diagram H - R , sp o rząd zo n y d la M 4 na po d staw ie o b se rw a c ji o b e jm u ją c y c h o k re s k ilk u d z ie s ię c iu la t (ry s. 1), m o żem y w y ró żn ić k ilk a rzeczy . M ia n o w ic ie g ó rn a czę ść g ałęzi c z e rw o n y c h o lb rz y m ó w s k ła d a się z n ie w ie lu g w ia z d , k tó ra d o d a t k o w o j e s t n ie z b y t d o b r z e o d d z i e l o n a o d g a ł ę z i a s y m p to ty c z n e j. B o g a ta j e s t n a to m ia s t g a łą ź h o ry z o n ta ln a ,

B-V

Rys. 1. D ia g ra m k o lo r - ja s n o ś ć dla p ra w d o p o d o b n y c h członków M4. W yp e łn io n e kółka o z n a c z a ją g w ia z d y o pra w d o ­ p o d ob ie ń stw ie n a le że nia do g ro m a d y P>90% , a pu ste - 30% < P < 90%, (K. M C u d w o rth i R. Rees, Astron. J., 99 (5), 1491 (1990)).

obserwuje

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLE'A

posiadająca mniej więcej rów ną ilość gwiazd po obu stronach obszaru, w którym w ystępują gw iazdy zm ienne typu RR Lyrae.

W ielkość śred n ieg o p o cz erw ien ien ia grom ady m ożem y określić poprzez analizę kolorów kraw ędzi pasa niestabilności. Dzięki tem u m ożem y znaleźć, że nadw yżka barwy E(B - V), równa różnicy absorpcji w dwóch pasmach, wynosi 0.40 ± 0.04.

Jeśli teraz przyjmiemy, że jasność absolutna gałęzi horyzontalnej

M V(HB) = 0.70 ± 0.15, stosunek absorpcji całkowitej do selektywnej R = A V/E (B - V)=3.2 Jasność wizualna gałęzi horyzontalnej V(HB) = 13.45, to otrzym am y m oduł odległości (m - M )0 = 11.47 ±

0.2. Co ostatecznie w skazuje na odległość 2.0 ± 0.2 kpc. Fakt, żc M4 je st położona za kom pleksem pyłowym S c o -

Oph, zdaje się tłum aczyć w skazyw any ju ż od daw na efekt

określany m ianem poczerw ienienia różnicowego. Objaw ia się on tym, żc szerokość gałęzi podolbrzym ów je st większa, niż m ożna by się spodziew ać oraz gwiazdy z tej gałęzi leżące na z a c h o d n ie j s tr o n ie g ro m a d y s ą c z e r w ie ń s z e w B - Vo

~ 0.05 ± 0.015 m ag w stosunku do tych ze w schodniego jej

k ra ń c a . P o n a d to , z ja w is k o to m o g ło b y tłu m a c z y ć sła b e rozdzielenie pom iędzy gałęziączerw onych olbrzym ów a gałęzią asym ptotyczną.

I rzeczyw iście, obierając odpowiedni model opisujący owo poczerw ienienie różnicow e i usuwając jego wpływ na rys. 1, otrzym ujemy diagram kolor-jasność, ukazany na rys. 2. Gałąź p o d o lb rz y m ó w j e s t ju ż tam w y ra ź n ie w ę ż sz a , a g a łę z ie asymptotyczna i czerwonych olbrzymów lepiej rozdzielone. Nieco mniejszy jest również rozrzut gwiazd na gałęzi horyzontalnej, choć je st on praw dopodobnie wywołany w większym stopniu przez

efekty ew olucyjne niż ekstynkcję różnicową.

Stosując nieco bardziej w yrafinow ane techniki, możemy z diagram u k o lo r - ja s n o ś ć odzyskać inform ację o m etaliczności grom ady. I tak na przy k ład n ach y len ie gałęzi czerw onych

V

17

•0.20 {!.:«' 0.60 1.0 !.4 1.8 2.2

B-V

R ys. 2. D iagram ko lo r-ja s n o ś ć dla gwiazd o P > 90% , ale popraw iony na efekt poczerw ienienia różnicowego.

(K. M. Cudworth i R. Rees, Astron. J., 99 (5), 1491 (1990)).

s

AV

(B -V )0g

M5

4.4

2.6

0.80

M4

4.3 ± 0 .2

2.28

0.87

47 Tuc

3.4

2.1

0.95

olbrzym ów S, zdefiniow ane jako w spółczynnik kierunkow y tej gałęzi pom iędzy poziom em gałęzi horyzontalnej a punktem jaśniejszym o 2.5 mag, wynosi S = 4.3 + 0.2. P onadto m ożem y z w y k re su o d cz y ta ć w arto ść A V , cz y li w y so k o ść gałęzi czerw onych olbrzym ów ponad h o ryzontalną dla (B - V)0 = 1.4 lub też (B - V)0 0 - kolor gałęzi czerw onych olbrzym ów na poziom ie gałęzi horyzontalnej. W szystkie te param etry lokują M4 pom iędzy grom adą M 5, a 47 Tuc ( która je s t obfitsza w metale).

Dla sporej próbki członków grom ady pom ierzono względne ruchy własne. D okonując odpow iednich przeliczeń, posiłkując się znajom ościąparalaks (czyli odległości) i prędkości radialnej (71 ± 1 km - S '1), na s k ła d o w e p r ę d k o ś c i o tr z y m u je m y następujące w artości :

(U, V, W) = (-5 3 ± 4, - 1 8 7 ± 20,3 ± 8) km ■ s’1

(w układzie lew oskrętnym , w którym oś U je s t w kierunku / = 180°, V - 1= 90°, a oś W - b = + 9 0 °).

N ie w dając się zbytnio w szczegóły, za d ziw iają co m ała wartość prędkości W, ja k dla um iarkow anie ubogiej w m etale gromady, będącej na małej szerokości galaktycznej (b = + 16°), zdaje się w skazyw ać na to, że orbita M4 je s t ograniczona do dysku G alaktyki. O becna odległość pow yżej płaszczyzny tego dysku, z = 550 pc, musi być zatem w po b liżu m aksim um osiąganego przez gromadę.

Po zapoznaniu się z parametrami opisującymi M4 jako całość, w arto przyjrzeć się bliżej jej ciekaw szym składnikom .

• Trzy gwiazdy zm ienne - L4632, L4512, L4507 (patrz rys. 1) leżą poza pasem niestabilności, ale bliska poziomu gałęzi horyzontalnej. Fakt ten zachęcił Yao do wysunięcia hipotezy, żc reprezentująonc now ąpodklasę gwiazd W? Lyrae, dla której zaproponował oznaczenie RRe. Jednakże, jeśli są to faktycznie gwiazdy zm ienne gałęzi horyzontalnej położone z dala od pasa niestabilności, to m echanizm fizyczny odpow iedzialny za ich zm ienność może być zupełnie odmienny od tego działającego w zw ykłych RR L yrae. P o d d a w a ło b y to w w ątp liw o ść zasadność wyodrębniania nowej podklasy tych gwiazd.

P rz ec iw n y pro b lem re p re z e n tu je g w ia z d a L 3306 — zn a jd u je się o n a w e w n ą trz o b sz a ru za jm o w a n e g o p rze z RR L yr, je d n a k ż e nie w y k az u je z m ie n n o ś c i. N a to, że n ie je s t to ra c z e j g w ia z d a tła w s k a z u je je j p rę d k o ś ć rad ia ln a, zg o d n a z t ą d l a g rom ady. Jeśli L 3306 nie byłaby

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLE'A

obserwuje

g w ia z d ą zm ien n ą, to m ógłby lo być układ podw ójny, bo jej fo to m e tria je s t tak a sam a ja k dla układu złożonego ze sła b e j, n ie b ie s k ie j g w ia z d y g a łę z i h o ry z o n ta ln e j o ra z podolbrzym a.

Z n a le z io n o k ilk a k a n d y d a tó w na tzw . b łę k itn y c h

m a ru d eró w czyli gw iazdy, które choć n a le ż ą do grom ady,

na d ia g ra m ie H -R le ż ą na p rze d łu że n iu ciągu głów nego pow yżej punktu o d ejścia, a w ięc tam , gdzie nie pow inno ju ż być żad n y ch gw iazd grom ady. P raw d o p o d o b n ie s ą to obiekty rzeczy w iście m łode, pow stałe z p ołączen ia gw iazd 0 m n iejszy ch m asach.

Y 453 — słaba, bardzo n iebieska ( V = 15.86, B - V = 0.00 ) g w ia z d a , p o ło ż o n a d ale k o od innych cz ło n k ó w g r o m a d y . P r z y p u s z c z a l n i e z n a jd u je s ię o n a w k r ó t k o t r w a ł y m s ta d iu m e w o lu c y jn y m tu ż p r z e d p rze k szta łc en ie m się w białego karła. N ie je s t to raczej gw iazda tła, gdyż rzadko s ą one spotykane z ta k ą ja s n o ś c ią 1 takim kolorem .

P o p u la cja b iałych karłów w M 4

P oniew aż zaobserw ow ane białe karły pow stały z gw iazd o zbliżonych masach, ich położenie na diagram ie kolor-jasność będzie odpow iadać linii zasadniczo stałej masy, nazyw anej

sekw encją chłodzenia. Na rys. 3 widać, że je st ona wyraźna i

_ i _______i_______:______ i--- i--- i--- 1--- i--- L

-2

0

2

4

6

(błękitniejsze, gorętszo) kolor I temperatura (U-I)Q (czerwieńsze, chłodniejsze)

Rys. 3. Sekwencja chłodzenia białych karłów zobserwowana

przez H S T w M4 (H. B. Richer i in Astrophys. J., 451, L17 (1995)).

dobrze oddzielona od ciągu głównego i gwiazd tła z wybrzuszenia Galaktyki (widzianych jako rozproszenie gwiazd wokół ciągu głównego). Białe karły przypadają na zakres jasności M y = 9 (błędy wyznaczenia jasności i koloru ± 0.05 ) do M y = 13 (±0.3).

Przyjm ując m oduł odległości (m - M ) y i poczerw ienienie

E(B- V) okazuje się, że sekwencja ta je st złożona z białych karłów

o masie 0.5 ± 0.05 M@. Zgadza się to z teoretycznym modelem dla białych karłów typu DA ( w ęglow e ją d ro , w arstw y helu zawierające 1 % masy i grube warstwy w odorowe, mające 0.01 % masy g w ia z d y ).

O m ów ione tutaj najnow sze o bserw acje M4 nie sta n o w ią jeszcze granic m ożliw ości HST. D latego uzasadnionym je st p rz y p u sz c z a ć , że n ie b aw em p o ja w ią się k o le jn e w y n ik i, z w ię k s z a ją c e ilo ś ć z a o b s e rw o w a n y c h b ia ły c h k a rłó w i zwiększających dolną granicę wieku W szechświata.

M a rek G o łęb iew sk i

Dżety optyczne

w radiogalaktykach

W poprzednim num erze PA w rubryce „Teleskop kosm iczny H ubble’a obserw uje” prezentow aliśm y radiow e (M ERLIN ) i optyczne (HST) obrazy dżetów w pobliskim kw azarze 3C273. To, że dżety s ą b ard z o p o w s z e c h n ą c e c h ą m o rfo lo g ic z n ą ra d io ź ró d e ł p o za g a la k ty c z n y c h , w iad o m o od daw n a, a na podstawie współczesnych obserwacji radiow ych m ożna wręcz powiedzieć, iż trudno jest w ogóle znaleźć pozagalaktyczne źródło nie posiadające - przynajmniej śladów - dżetu. Skoro tak, to jak najbardziej na miejscu byłoby pytanie o częstość w ystępowania dżetów w innych dziedzinach widm a elektrom agnetycznego, ot choćby w zakresie światła widzialnego. Czy zatem przypadek

3C273 to wyjątek, czy też po prostu jeden z wielu przykładów

dżetu optycznego?

O tó ż o k a z u je się , iż d ż e ty o p ty c z n e w o b ie k ta c h pozagalaktycznych to rzadkość, a ujmując rzecz nieco ostrożniej, znam y ich n ie w ie le , g dyż s ą one n ie z m ie rn ie tru d n e do zaobserwow ania ze względu na sw ą m ałą jasność. Dlatego też znane przykłady dżetów optycznych jeszcze do niedaw na można było d o sło w n ie w y lic zy ć na p a lc a c h je d n e j ręki. B yły to następujące radiogalaktyki: M 87 - centralna galaktyka gromady w Pannie - (z = 0.004), 3C66B (z = 0.0215), P K S0521-36 (z = 0.055), 3C264 (z = 0.022) oraz jedyny w tym gronie kw azar -

3C273 (z = 0.15 8). N ie bez powodu podajemy tu poczerwienienia

tych obiektów, aby zwrócić uwagę na g łów nąich w spólną cechę: bliskość.

Ostatnio do grona tego oficjalnie dołączyły dw a obiekty. 10 września 1995 r. doniesiono o odkryciu dżetu w galaktyce typu SO NGC 1218 będącej jednocześnie radioźródłem 3C78. Dżet ten jest bardzo podobny do istniejącego w M87. N a podkreślenie zasługuje to, iż żadna obserw acja dokonyw ana z pow ierzchni Ziemi nie w skazywała na jego istnienie i dopiero kam era WFPC2 Teleskopu Kosm icznego była w stanie przekazać jego obraz. O dnotujm y też, że 3C 78 je s t rów nież obiektem stosunkow o

obserwuje

TELESKOP

KOSMICZNY

HUBBLE'A

bliskim (z = 0.029). Drugim wspomnianym obiektem je st znana i także pobliska (z = 0.033) radiogalaktyka3C 720. Była ona celem w ielokrotnych obserw acji radiow ych w łaśnie ze w zględu na „wzorcowy” dżet. Jako obiekt optyczny, 3C120 jest klasyfikowana jako galaktyka Seyferta typu 1, a odkrycie w niej dżetu optycznego (data publikacji: 10 października 1995 r.) je st zasługą grupy duńskich astronom ów i ich teleskopu N ordic O ptical Telescope (NOT).

Zastanów m y się teraz nad kwestią, dlaczego dżety optyczne w galaktykach i kwazarach są tak trudne do obserwacji i wobec teg o , d la c z e g o do ich o d k ry w a n ia u ciek a ć się trz e b a do najlepszych teleskopów na czele z HST i wreszcie, gdy takie odkrycie n astąpi, dlaczego je s t to w ciąż w ydarzenie godne odnotowania. Jak ju ż wspomnieliśm y w poprzednim artykule na tem at d żetu w 3 C 273, d żet św ieci d zięk i m ech an izm o w i synchrotronow em u, tj. na skutek ruchu szybkich elektronów w p o lu m a g n e ty c z n y m . Z a le ż n o ś ć p o m ię d z y s tru m ie n ie m prom ieniow ania, a częstotliw ością opisuje formuła:

F — v

gdzie a nazywamy wskaźnikiem widmowym. A zatem dla dwóch częstotliwości: v , i V.,

log(F ,/F ,) = -ot,_2 log(v2/v,).

Dla m echanizm u synchrotronow ego a w yznaczane pomiędzy częstotliw ościam i wybranymi z pasm a radiowego i optycznego wynosi typowo 0.6. W idmo takiej em isji opada zatem w stronę w yższych częstotliw ości, co oznacza, że obiekty świecące na d ro d ze tego m e ch a n izm u s ą n ajlep iej o b se rw o w aln e ja k o radioźródła. Stąd właśnie bierze się wzmiankowana na początku p o w s z e c h n o ś ć d ż e tó w ra d io w y c h . J e ż e li te ra z za v ,/v , p o d s ta w im y I 0 (' (c z y li s to s u n e k c z ę s to tliw o ś c i św ia tła widzialnego do częstotliwości fal decymetrowych) otrzymujemy za F J F t liczbę rzędu 10‘3-1 0 '4. Typow e w artości strum ienia radiowego dżetów (np. na falach decymetrowych) to nie więcej niż 10‘2<l Wnv2H z'2 a częstokroć o rząd lub dwa mniej. Dla światła możemy się zatem spodziewać w najlepszym razie strumieni na poziomie 10'2<> W n r2H z'2 czyli około 22m (jak to ma miejsce w przypadku 3C273), a dla słabych, względnie bardziej oddalonych źródeł, m ogą one być naw et 2 rzędy w ielkości m niejsze, co odpow iada 5 wielkościom gwiazdowym więcej! Mając zatem na u w a d z e , ja k w ą tłe m o że być ś w ie tln e p r o m ie n io w a n ie sy n ch ro tro n o w e w w arunkach kosm icznych, nie mam y ju ż w ątpliw ości, że musi to być dom ena badań, do której trzeba angażować m.in. HST.

Nie bacząc na to, iż -jak zauważyliśmy na początku - dżetów optycznych należy się spodziewać tylko w obiektach najbliższych, grupa astronom ów z Cambridge w ybrała do przebadania próbkę 28 radiogalaktyk z katalogu 3C o zdecydow anie w iększych przesunięciach ku czerwieni, mianowicie spełniających warunek: 0.6 < z < 1.8 (największe poczerw ienienie spośród radioźródeł z katalogu 3C, z = 1.825, ma 3C326.1). Prace nad trzema spośród nich zostały w łaśnie zakończone i opublikow ane 1 sierpnia 1995 r. S ą to obrazy obiektów znanych dotąd przede wszystkim jako radioźródła: 3C368 (z = 1.13), 3C324 (z = 1.21) i 3C265 (z = 0.81) uzyskane kam erąszerokopolow ą(W FPC 2).A by możliwe było wnikliw e porów nanie tych w yników z danymi radiowymi, dokonano także nowych obserwacji przy użyciu VLA (VeryLarge

Array). Każdy z tych 3 obiektów był obserwowany po pół godziny

przez T eleskop K osm iczny w dw óch przedziałach w idm a o

O brazy radiogalaktyk 3C368, 3C 324 i 3C 265 w zakresie w id zia l­ nym uzyskane Teleskopem H u bb le’a z nałożonym i izofotam i ra ­ diow ym i uzyskanym i z VLA.

szerokości 120 nm lub 1 3 6 n m ip o 2 2 minuty przez VLA (w tzw. konfiguracji „A”) na częstotliwości 8.4 GHz, co daje rozdzielczość k ą to w ą 0.15 sekundy łuku, a więc prawie ta k ą sa m ą ja k HST (0.1 sek.) i czułość 5 x 1 0 ' Wm “Hz ' . Precyzyjne nałożenie obrazów optycznych i radiow ych okazało się nader trudne i na razie poprzestano na dokładności od 0.5 do 1 sek. łuku.

We w szystkich tych trzech obiektach obserw ujem y ogólną zgodność położenia struktur radiowych i optycznych, natom iast różnią się one stosunkiem rozm iarów tychże struktur: dla 3C368 rozciągłość emisji radiowej i świetlnej są bardzo zbliżone, w

3C324 dżet optyczny jest znacznie bardziej skoncentrowany wokół

jądra obiektu, a „piaty” prom ieniow ania radiow ego w yznaczają jego zew nętrzne granice, zaś w przypadku 3C 265 em isja radiowa zajmuje obszar o rząd wielkości przewyższający strefę aktyw ną optycznie.

Je szcze w p o ło w ie lat 8 0 -tych, gdy z a cz ęto w y posażać teleskopy w pierwsze kamery CCD, dokonano przeglądu galaktyk będących radioźródłam i 3C przy pom ocy teleskopu na K ill Peak i francusko-kanadyjskiego teleskopu na Hawajach. Chociaż obrazy były nieporównywalnie gorsze od tych z Teleskopu Kosmicznego i potencjalne dżety optyczne dawały o sobie znać jedynie jako wydłużenia struktur galaktyk, ju ż wtedy zauważono zgodność tych kierunków z położeniam i dżetów radiow ych. Pow stała wtedy teoria mówiąca, że dżety stym ulują formację gwiazd. Świadczyć mogłaby o tym zgodność szacowanego w ieku dżetów radiowych -10" -10" lat z dominującym typem widmowym gwiazd O i B, a więc o podobnym wieku. Autorzy ostatnich obserwacji trzech radiogalaktyk za pom ocą HST nie odrzucająani nie potw ierdzają na ich podstawie owej teorii. Wydaje się natom iast, że można by ju ż p ozw olić sobie na tezę n astęp u jącą: dżety opty czn e w pobliskich galaktykach są„czy sto ” synchrotronow e. To sprawia, że sąone słabe i dlatego właśnie mała odległość je st tu czynnikiem nieprzypadkowym. W galaktykach bardziej odległych (z > 0.6) m am y n a jp ra w d o p o d o b n ie j do c z y n ie n ia ta k ż e z innym i zjawiskami wspomagającymi em isję synchrotronow ą. M iejmy nadzieję, że ich dokładniejsze objaśnienie będzie m ożliwe po zakończeniu program u obserw acyjnego rzeczonej grupy 28 radiogalaktyk Teleskopem H ubble’a.

A ndrzej M areck i