Postępy Astronomii nr 3/1976

POSTĘPY

A S T R O N O M I I

C Z A S O P I S M O

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

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

PTA

TOM XXIV — ZESZYT 3

1976

WARSZAWA • LIPIEC — WRZESIEŃ 1976

✓ Ś C iŁ io r

TK

ą

( O K ' e c_{* A J}

Vr; - V

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

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

TOM XXIV - ZESZYT 3

1976

KO LEGIU M RED AK CYJN E

Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

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

W Y D A W A N E Z ZASIŁKU POLSKIEJ AK A D E M II NAUK

Prłatcd in Poland „

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1976

W y d a n ie I. N akład 640 + 100 egz. Ark. u>yd. 5,25. Ark. drnk. 4,00. Papier offsetowy kl. 111,80 g, 70x 100. Podpisano do druku we wrześniu 1976

D ruk ukończono w październiku 1976 r. Zam . 410/76. R-16. C ena zł 10,— Zakład Graficzny Wydawnictw Nuukowych

ARTYKUŁY

POSTĘPY ASTRONOM II Tom X X IV ( 1 9 7 6 ). Z eszyt 3

KOSMOLOGIA LEMAITREW M I C H A Ł H E L L E R

K O C M O JIO rH H JIEM ETPA

M. T e ji n e p

C o n e p i K a H H e

B CTaTbc roBopHTca o B K J ia a e JleMeTpa, b coBpeMeHHbie B033peHHfl Ha Bcenennyio. Onucano y^acTHe JleMeTpa b o a h o h H3 n a H K p y r iH e H u r H X n a y w H b ix peBoniouHH, aaKJiw'iaiomeHCH b nepe- xo fle o t CTaTHiecKoro oopa3a BceneHHoftna 3KcnaHCHBHy k>. [H n ore3a JleMeTpa o nepBHHHOM aTOMe nonoK una Hanano HcaieflOBaraHM KocMHHecKoro HyK.’ieocHHTe3a. M3 3ioro cHHTC3a BbiTeKaeT cytUecTBOBauHe p e n m a o r o H3JiyiieHH?i„ JleMeTp ojmaKo o u i h 6 o 'i h o oToacuecTBHji 3 t o H3JiyMeHHe c k o c m h 'i c c k h m H3JiyHeHHeM. B K pam e npcncTaBjieHa aajibHeńuiaH h c t o p h h k o c - MOjrorimecKOH MOflejiH JleM eipa.

LEM A ITR E’S COSMOLOGY

S u m m a r y

The p aper presents L em aitre’s co n trib u tio n to th e m odern views o n th e Universe. His p articip a tio n in one o f th e greatest scientific revolutions — in th e tran sitio n from static to th e expanding p ictu re o f th e Universe — is briefly outlin ed . L e m a itre ’s hypothesis o f th e Primaeval A tom has in itiated th e nucleosynthesis problem in cosm ology. The existence o f th e relic radia­ tio n has been p red ic ted o n th e basis o f this hypothesis. L em aitre, how ever, m istakenly id e ntified th e p red ic ted rad iatio n w ith th e cosm ic rays. F u rth e r history o f L em aitre’s cosm ological m odel is briefly rep o rted .

M. Heller

L WPROWADZENIE

We wrześifiu 1972 r. na M iędzynarodowym Sympozjum w Trieście — którego celem b y ło „dokonanią- pT/eglądu, w perspektywie historycznej, ważniejszych struktur pojęciow ych fizyki naszego stulecia" - Denis S c i a m a dokonał przeglądu osiągnięć współczesnej kosmologii. Stw ierdził'on. że wprawdzie jesteśmy jeszcze odlegli od posiadania jednego m odelu, który by wiernie odtw arzał strukturę .rzeczywistego świata, ale dzisiejsza kosmologia jest w stanie podać pewne cechy, o których z dużym stopniem prawdopodobieństwa wiemy, iż przysługują naj­ większemu z możliwych zbiorowi zdarzeń fizycznych, czyli Wszechświatowi. I tak wiemy, że Wszechświat: 1) istnieje, 2) podlega ewolucji, 3) spełnia pewne symetrie, 4) w jego historii b y ła chwila osobliwa (S c i a m a 1973).

Wszechświat istnieje-jako j e d e n u k ła d fizyczny, posiadający swoją strukturę, którą można badać metodam i fizyki. Symetrie w rozkładzie mas (zwane niekiedy zasadą kosm o­ logiczną) należą do wyjściowych obserwacji kosmologicznych; potwierdzone odkryciem m ikro­ falowego promieniowania tła o tem peraturze 2,7°K ograniczają one zbiór wszystkich możliwych relatywistycznych modeli Wszechświata do klasy tzw. modeli Friedmanna- -Lemaitre'a, spełniających te symetrie. Promieniowanie tła i przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktyk są silnymi argumentami za tym , że Wszechświat jako całość nie jest obiektem statycznym , ani nawet stacjonarnym , lecz jako całość podlega ewolucji i że „na początku" tej ewolucjf znajdow ał się w „osobliwych” stanach supergęstych. Na pewnego ro ­ dzaju nieuniknioność stanów osobliwych w kosmologii relatywistycznej wskazują ponadto znane twierdzenia Hawkinga, Penrose’a i Gerocha.

Z trzema, spośród czterech wymienionych powyżej, osiągnięciami współczesnej kosmologii związane jest nazwisko L e m a i t r e ’ a. On to , niezależnie od F r i e d m a n n a, uzyskał rozwiązania przedstawiające sym etryczny, nie pusty świat podlegający wielkoskalowej ewolucji; on pierwszy zrozum iał, że rozwiązania te nie są tylko m atem atyczną ciekawostką, lecŁ odnoszą się do rzeczywistości; on wreszcie pierwszy w ysunął odważną hipotezę Big Bangu — Wielkiego Wybuchu, zapoczątkowującego obecną fazę ewolucji Wszechświata. Dziesiąta rocznica śmierci George’a L e m a t t r e ’ a jest okazją do przypom nienia jego postaci i dzieła.

George L e m a t t r e urodził się w Charleroi, w Belgii, dn. 171ipca 1 8 9 4 r. Studia roz­ począł na wydziale inżynierii górniczej Uniwersytetu w Louvain. Podczas pierwszej wojny światowej w stąpił jako ochotnik do armii belgijskiej. Po wojnie pow rócił na uniwersytet w Louvain, ale już na w ydział m atematyczno-fizyczny, gdzie w 1920 r. uzyskał stopień doktora z najwyższym odznaczeniem. W 1923 r. przyjął święcenia kapłańskie. W iatach 1 9 2 3 -1 9 2 4 pracow ał w Cambridge pod kierunkiem Sir A rthura Stanleya E d d i n g t o n a , a potem , 1 9 2 4 -1 9 2 5 , w Stanacn Zjednoczonych w Massachusetts Institute o f Technology i w wielkich obserwatoriach amerykańskich. W 1925 r. został m ianowany w ykładow cą, a wkrótce potem profesorem na Katolickim Uniwersytecie w Louvain. Tam też pozostał do końca życia. Umarł 20 czerwca 1966 r. w Louvain. Jeszcze tydzień przed śmiercią ‘ dyskutow ał ze swoim asy­ stentem Odonem G o d a r t e m na tem at kosmologicznych konsekwencji odkrycia izotro­ powego promieniowania tła .

Zestaw opublikowanych prac L e m a t t r e ’ a obejmuje ok. 80 pozycji. Nie wszystkie one odnoszą się do kosmologii, niektóre dotyczą innych dziedzin fizyki teoretycznej i m atem atyki. Pod koniec życia L e m a t t r e żywo interesow ał się zagadnieniami techniki numerycznej; opublikow ał kilka prac także i z tego zakresu. Najbardziej system atyczny w ykład swoich poglądów przedstawił w odczycie na 11 Sympozjum Solvaya w Brukseli w 1958 r. ( L e m a t t r e 1958b). Kilka popularnych i półpopularnych prac zebranych pod wspólnym

Kosmologia Lemattre’a 153

tytułem L 'Hypothese de 1’A tom e Primitif ( L e m a i t r e 1946) stanowi książkę dobrze wpro­ wadzającą w kosmologię L e m a t t r e ’ a. W 1972 r. ukazało się nowe wydanie tej książki opracowane przez G o d a r t a , zawierające m. in. kompletny zestaw publikacji

L e m a i t r e ’ a.

Informacje na temat kosmologii L e m a i t r e ’ a można znaleźć w następujących pracach: N o r t h 1965; M e r l e a u - P o n t y 1965; D i r a c 1968; G o d a r t 1967, 1976; G o d a r t i H e l l e r 1975; H e l l e r 1972.

2. OD STATYCZNOŚCI DO EKSPANSJI

Rewolucje naukowe bywają długo i starannie przygotowywane przez logikę narastania naukowych odkryć, ale samych przewrotów dokonują um ysły odznaczające się ryzykancką odwagą. Przekonanie o statyczności Wszechświata utrzymywało się przez długie stulecia. Było ono tak powszechne, że nigdy go wprost nie formułowano. Nawet Albert E i n s t e i n w swojej pionierskiej pracy z 1917 r., w której położył podwaliny pod współczesną kosmologię, nie odważył się złamać tego założenia. Człon kosmologiczny pojawił się w równaniach E i n s t e i n a właśnie w celu ratowania zagrożonej przez racje teoretyczne statyczności modelu. Ludźmi, którym nie zabrakło intelektualnego ryzykanctwa, by jeszcze raz zmienić zakorzenione wyobrażenia o strukturze Wszechświata jako całości, byli Wilhelm d e S i t t e r , Aleksander F r i e d m a n n , Edwin H u b b l e , Arthur E d d i n g t o n i George L e m a f t r e . Ostatniemu z nich, jak zobaczymy, należy przyznać poczesne miejsce w tym gronie.

Już dwa miesiące po opublikowaniu przez E i n s t e i n a (1917) statycznego modelu ko­ smologicznego, d e S i t t e r (1917a) znalazł rozwiązanie równań pola ogólnej teorii względności przedstawiające niestatyczny, rozszerzający się świat. Ale świat d e S i t t e r a by ł pusty; ściślej, gęstość materii w tym świecie wynosiła zero. Z tego też względu opinia naukowa traktowała go początkowo jako matematyczną ciekawostkę, zresztą dość kłopotliwą, bo podważającą pewne filozoficzne koncepcje E i n s t e i n a dotyczące względności masy (tzw. zasada Macha). Sam d e S i t t e r był skłonny traktować swój model jako „asympto­ tycznie” opisujący rzeczywisty świat (d e S i t t e r 1917b).

F r i e d m a n n pierwszy uzyskał niestatyczne modele kosmologiczne „pośrednie” między światem E i n s t e i n a — nierealistycznym, bo bez ruchu, a światem d e S i t t e r a - nie­ realistycznym, bo bez materii ( F r i e d m a n n 1922, 1924). Pierwszą pracę F r i e d - m a n n a E i n s t e i n skwitował krótką notatką (1922) wytykającą pom yłkę w rachunkach. Prywatny list F r i e d m a n n a przekonał E i n s t e i n a , że to on sam uległ pomyłce. W kolejnej notce (1923) — liczącej zaledwie siedem (!) wierszy druku — E i n s t e i n przy­ znał rację F r i e d m a n n o w i . „Okazuje się — pisał — że równania pola, obok statycznych, dopuszczają także dynamiczne (tzn. zmienne względem czasu), centralnie symetryczne roz­ wiązania dla struktury przestrzeni” . Druga praca F r i e d m a n n a przeszła niezauważona. Wartość jego prac E i n s t e i n docenił dopiero w 1931 r. F r i e d m a n n wówczas już nie żył. Być może autorytet E i n s t e i n a w płynął na to, że prace F r i e d m a n n a przez długi czas nie były znane naukowemu światu, m. in. i L e m a i t r c ’ o w i .

W 1921 r. znano 29 widm galaktycznych z przesunięciem ku czerwieni. E d d i n g t o n wyjaśniał je za pomocą zjawiska Dopplera w ramach pustego modelu de Sittera. Galaktyki były wprowadzane do modelu sztucznie jako cząstki próbne z zaniedbywalną masą

154 M. Heller

L e r a a i t r e pracował wówczas w Cambridge. Za E d d i n g t o n e m podjął on problem „paradoksalnego” modelu de Sittera. W oryginalnej pracy d e S i t t e r a metryka jego świata wygląda „statycznie” : współczynniki przy kwadratach różniczek współrzędnych nie zależą od czasu t, z tym , że czas t nie jest tu „czasem kosmicznym”, jak w modelu Einsteina. Ponadto w modelu pojawia się osobliwa hiperpowierzchnia, która ówczesnym kosmologom sprawiała wiele interpretacyjnych kłopotów . W swojej pierwszej pracy kosmologicznej L e m a t t r e (1925) znalazł transformacje przekształcające metrykę de Sittera do postaci ujawniającej sta­ cjonarny, ale niestatyczny charakter modelu i likwidującej osobliwą hiperpowierzchnię, a następnie — posługując się nową postacią metryki — wyprowadził formuły na dopplerowskie przesunięcie ku czerwieni. „Nasze podejście — pisał — ujawnia niestatyczny charakter świata de Sittera, co daje przypuszczalną interpretację średniego ruchu ucieczki mgławic spiralnych” . Warto zaznaczyć, że przeprowadzona przez L e m a i t r e ’ a analiza modelu de Sittera pod względem matematycznej elegancji nie ustępuje dzisiejszym „analizom globalnym” rozwiązań kosmologicznych (por. rozdz. 5 w monografii H a w k i n g i E l l i s 1973). Studiowanie globalnych własności świata d e S i t t e r a w ytyczyło L e m a i t r e ’ o w i kierunek dalszych poszukiwań: „Chęć znalezienia rozwiązania - czytamy w jego pracy — które by m iało równocześnie zalety światów Einsteina i de Sittera doprowadziła nas do badań świata Einsteina ze zmiennym promieniem przestrzeni” ( L e m a i t r e 1927a).

A więc znowu trzeba b y ło powrócić do modelu Einsteina. E d d i n g t o n (1930) od jakiegoś czasu podejrzewał, że statyczny świat E i n s t e i n a jest niestabilny, według niego proces kondensacji materii w galaktyki m ógłby zapoczątkować ekspansję lub kurczenie się modelu Einsteina. L e m a i t r e (1931b) stwierdził, że proces kondensacji tylko pośrednio wpływa na niestabilność modelu. Powstanie kondensacji, jego zdaniem, sprawia, że pewna część energii kinetycznej może zostać związana z kondensacjami, co z kolei zmienia efektywne $ ciśnienie w modelu. Proces ten, który L e m a i t r e nazywał „stagnacją” , może za­ początkować ekspansję pierwotnie statycznego modelu. W efekcie otrzymuje się model, określany potem mianem modelu Eddingtona-Lemaitre’a, ekspandujący monofonicznie, przy czym gdy — model przechodzi w statyczny świat E i n s t e i n a , a gdy t-+ + — w pusty świat d e S i t t e r a . Model posiada stałą kosmologiczną, co do wartości równą stałej kosmologicznej modelu Einsteina A f . E d d i n g t o n do końca bronił tego modelu, z racji na jego „nieosobliwy początek” , wydłużający historię Wszechświata dowolnie w przeszłość.

L e m a t t r e nie b y ł zadowolony z takiego rozwiązania. Jego zdaniem, w miarę gdy

t -*■ - °o i świat cofał się do „logarytmicznej osobliwości” (tzn. do stanu statycznego), również

wszystkie procesy fizyczne „zwalniały logarytmicznie”, a więc wydłużenie skali czasu w takim modelu jest tylko pozorne.

Pomysł nowej idei przyszedł jeszcze przed szczegółowymi badaniami dotyczącymi nie­ stabilności świata Einsteina. Miało to miejsce w Stanach Zjednoczonych podczas seminarium, na którym H u b b l e referował wyniki pomiarów przesunięć ku czerwieni w widmach galaktyk. Mówca wyrażał jeszcze pewne obawy co do pełnej akceptacji ich dopplerowskiego wyjaśnienia. Ale L e m a i t r e zrozumiał, że trzeba się odważyć na krok decydujący*.

W 1927 r., w m ało podówczas znanym czasopiśmie „Annales de la Society Scientifique de Bruxelles” , ukazuje się fundamentalna praca L e m a i t r e ’ a pt. Un Univers homogene de

masr.e constante et de rayon croissant, rendant eom pte de la vitesse radial des nebuleuses extra-galactiques ( Wszechświat jednorodny o stałej masie i rosnącym promieniu, wyjaśniający

Kosmologia Lemattre’a 155

prędkości radialne mgławic pozagalaktycznych) ( L e m a i t r e 1927a). Przyjęcie dla stałej

kosmologicznej wartości nieznacznie większej od A^. daje Wszechświat rozpoczynający swoją ewolucję od osobliwości z nieskończoną (w granicy) gęstością materii i nieskończonym ciśnie­ niem. Po okresie gwałtownej ekspansji ewolucja wchodzi w dowolnie długi stan quasi-statyczny (długość tego stanu wydłuża się dowolnie, w miarę gdy A -* A ^.), by potem, po ponownym przyspieszeniu, doprowadzić do stanu opisywanego przez pusty model de Sittera. Ten ostatni okazał się przypadkiem granicznym, gdy na skutek nieograniczonej ekspansji gęstość materii we Wszechświecie zmierza do zera (rys. 1).

‘ł » lat

Rys. 1. „T rójfazow y” m odel kosm ologiczny wg rysunku L e m a t t r e ’ a (1948b). L e m a t t r e p rz y ją ł

tu obecny prom ień W szechświata = 10 - R ^ . gdzie = const jest prom ieniem statycznego Wszechświata

Einsteina; „w iek W szechświata” = l / H = 4 • 10^ l a t , / / j e s t s ta łą Hubblea’a

Dwa lata potem H u b b l e (1929) opublikował ustalony obserwacyjnie związek między odległością a prędkościami radialnymi galaktyk, znany dziś jako prawo Hubble’a.

E d d i n g t o n pierwszy docenił wagę pracy L e m a i t r e ’ a. On to zapoznał świat naukowy l jej wynikami, jego staraniem został opublikowany angielski przekład tej pracy w 1931 r. w czasopiśmie ..Monthly Notices oi the Royal Astronomical Society” ( L e m a i t r e I‘>3la). Tego samego roku L e m a i t r e wystąpił z oficjalnym expose na zebraniu

156

M. Heller

„Association for the Advancement o f Sciences” w Londynie. Przedmówcą L e m a l t r e ’ a był d e S i t t e r , który stw ierdził, że największą trudnością dla współczesnej kosmologii jest niezgodność skali czasu wymaganej przez ewolucję gwiazd i ewolucję Wszechświata. D e S i t t e r sugerował, że obydwie ewolucje odbywają się niezależnie od siebie. L e m a i t r e , podejmując zagadnienie, opowiedział się za jednością świata i struktur astro­ nomicznych we Wszechświecie, chociaż - jak stwierdził — wymaga to całkowitej rewizji przyjętych idei: „Potrzebujemy <fajerw erkow ej> teorii ewolucji. W ciągu ostatnich dwu miliardów lat ewolucja odbyw ała się wolno, ale też jest tylko popiołem i dymem jasnej i niezwykle gwałtownej racy” (G o d a r t 1976).

W ten sposób teoria Big Bangu ujrzała św iatło dzienne.

Prawie równocześnie E i n s t e i n (1931) docenił wagę obserw acyjnych'rezultatów H u b b 1 e’ a, w p ełn i uznał wartość rozwiązań F r i e d m a n n a i ostatecznie odstąpił od założenia statyczności Wszechświata.

Wkrótce L e m a i t r e (1933a) wymienia już prace F r i e d m a n n a jako „bien connu” (dobrze znane)i uzyskuje rozwiązania jego równania rozszerzone o człon kosmologiczny, me­ todą funkcji eliptycznych. ( L e m a i t r e ponadto, w odróżnieniu od F r i e d m a n n a , rozważał modele z nieznikającym ciśnieniem).

Z czasem rewolucyjne idee F r i e d m a n n a - L e m a f t r e ’ a stały się kosmologiczną rutyną.

3. HIPOTEZA PIERWOTNEGO ATOMU

Teoria Wszechświata podlegającego ewolucji prow adziła do zagadnienia początku tej ewo­ lucji. Istnienie „początkowej osobliwości” w ydaw ało się kosmologom zjawiskiem podej­ rzanym. Nazwa „Big Bang” m iała pierwotnie ironiczne zabarwienie*. Ale L e m a i t r e szybko zrozum iał, że kłopotliw ego zagadnienia „początku” nie da się usunąć z kosmologii relatywistycznej za pom ocą żadnych prostych zabiegów. W ostatnim rozdziale swojej pracy

L'Univers en expansion (1933a), niejako podsumowującej jego dotychczasowe wyniki, prze­

analizował to zagadnienie z czysto formalnego punktu widzenia. Zw rócił przede wszystkim uwagę na fakt, że uwzględnienie w równaniach ciśnienia, które w stanach początkowych wcale nie musi b yć zaniedbywalne, nie zmienia sytuacji w sposób istotny (przeciwnie, „ciśnienie wzmacnia działanie grawitacji” ). Rozważył ponadto prostą m etrykę anizotropową i — p o słu ­ gując się nierównością przypominającą tzw. warunek energetyczny stosowany dziś w dow o­ dzeniu twierdzeń o osobliwościach (por. H a w k i n g i E l l i s 1973) - pokazał, że m etryka ta również prowadzi do stanów osobliwych. L e m a i t r e uznał to za silną poszlakę wska­ zującą, że wprowadzanie anizotropii nie usuwa osobliwości.

Jeżeli formalizm m atem atyczny tak uparcie produkuje osobliwość początkową w modelach kosmologicznych, to powstaje zagadnienie jej fizycznej interpretacji. L e m a i t r e podjął to zagadnienie. Pierwsze sform ułow anie hipotezy „pierwotnego atom u” ukazało się drukiem w belgijskim czasopiśmie „Revue des Questions Scientifiques” jako półpopularny arty k u ł zaty ­ tułow any h 'expansion de l'espace ( L e m a i t r e 1931 c). Potem L e m a i t r e wielokrotnie powracał do tego tem atu (por. np. L e m a i t r e 1935, 1945, 1 9 4 6 ,1948a, b, 1958a, b).

*W kręgach naukow ych nazywano czasem L e m a i t r e ’ a „Big Bang Je su it” , chociaż L e m a i t r e nig­ dy nie b y ł Jezu itą (P rof. G o d a r t).

Kosmologia Lemattre'a 157

Geneza idei b y ła niezwykle prosta i od początku ściśle związana z fizyką kwantową. Zasady term odynam iki sform ułow ane w języ k u mechaniki kwantowej dają dwa następujące stwier­ dzenia: 1) energia występuje w postaci kw antów , jej ilość pozostaje zawsze stała, 2) ilość kwantów nieustannie wzrasta. W przypadku promieniowania będącego w równowadze entropia jest proporcjonalna do liczby kw antów i stwierdzenie 2) wyraża w gruncie rzeczy zasadę wzrostu entropii. Jeśli dokonam y ekstrapolacji tych dwóch stwierdzeń na cały Wszechświat i jeśli będziem y obserwować jego ewolucję cofając się w czasie, to stwierdzimy, że ilość kw antów maleje, energia koncentruje się coraz bardziej, aż wreszcie jest skupiona w tak m ałej ilości kw antów jak to tylko możliwe, lub nawet — w przypadku granicznym — w jednym tylko kwancie.

Ten początkowy stan o maksymalnej koncentracji energii L e m a l t r e nazw ał „pier­ wotnym atom em ” . „Słow o < a to m > — pisał — należy tu rozum ieć w jego pierw otnym , greckim znaczeniu. A tom jest czymś tak prostym , że niczego o nim nie można stwierdzić, ani postawić odnośnie do niego żadnego pytania. Mamy tu całkowicie niedostępny początek. Dopiero gdy atom rozpadł się na wielką liczbę fragmentów, w ypełniając przestrzeń o m ałym , ale nie rów nym dokładnie zeru, prom ieniu, pojęcia fizyczne zaczęły nabierać znaczenia” ( L e m a l t r e 1948b, s. 477). W szczególności czas i przestrzeń, jako w swej istocie pojęcia statystyczne, zaczęły odgrywać rolę w ewolucji kosmicznej stopniowo, w miarę pojawiania się „mas statystycznych” produktów rozpadu pierwotnego atomu.

Klasyczny obraz świata b y ł konsekwentnie determ inistyczny. Stany ewolucji Wszechświata odpowiednio bliskie osobliwości powinny być traktow ane konsekwentnie kwantowo: „Każdy układ fizyczny, a więc i Wszechświat, opisuje się przy pomocy zbioru potencjalnych <sta- nów > , które mogą, ale nie muszą b yć zrealizowane. Najbardziej praw dopodobnym , a za'tem .końcow ym , rozkładem jest rozkład polegający na zajęciu wszystkich możliwych stanów. W takim przypadku energia jest podzielona na tak wiełe odrębnych pakietów jak to tylko jest możliwe [...]. Stan minimum entropii b y łb y stanem iw którym energia pozostaje zmaga­ zynowana w tak m ałej ilości pakietów, jak to tylko je5t możliwe [...]. Oczywiście taki stan jest zbyt prosty, ażeby m ógł nam dostarczyć wystarczającą ilość informacji, z których d ało b y się wywnioskować przyszłą ewolucję. Ale nie jest to teraz potrzebne, ponieważ klasyczny deter- minizm już nie obowiązuje. Warunki początkowe nie muszą posiadać takich stopni swobody, jakie będzie posiadać Wszechświat, który się z nich rozwinie. Z tego samego początku m ogły pow stać bardzo różne Wszechświaty” ( L e m a l t r e 1958b).

Trudno w tym miejscu powstrzym ać się od filozoficznych spekulacji. L e m a l t r e ostrożnie zarysował tylko możliwości. Jeżeli świat znajdował się kiedyś w stanie powszechnej kontrakcji (model Wszechświata-Feniksa, mitycznego ptaka odradzającego się z popiołów , terminologia L e m a i t r e ’ a), to „wszystkie detale z okresu kurczenia zostały całkowicie spalone i zniszczone” . Istnieje wszakże, zdaniem L e m a i t r e ’ a, jedna poszlaka, która m ogłaby naprowadzić na rozwiązanie zagadki, co b y ło „przedtem ” : „Ekspansja ze stanu Wszechświata-Feniksa dałaby w wyniku jednostajnie rozłożony w przestrzeni gaz o wysokiej tem peraturze, w którym z dużą precyzją realizowałby się najbardziej praw dopodobny, a mianowicie maxwellowski, rozkład tem peratur [duża entropia]. Przeciwnie, rozkład prędkości w nowej materii b y łb y rozkładem o minimalnej entropii, tzn. rozkładem bardzo nieprawdo­ podobnym , bardzo odległym od równowagi termodynamicznej. Tego rodzaju rozkład prędkości nie m iałby absolutnie nic wspólnego z rozkładem Maxwella” ( L e m a l t r e

1958b).

Spekulacje L e m a l t r e ’ a odży ły z chwilą odkrycia izotropowego promieniowania tła . Okazuje się, że entropia promieniowania na jeden nukleon podzielona przez stałą Bolzmanna

158 M. Heller

jest wielkością niezależną od epoki i wynosi s/k = 108. Przypuszcza się, że tak wysoka entropia mogła zostać wyprodukowana przez „silnie nieodwracalną ekspansję” w pobliżu osobliwości początkowej (por. S c i a m a 1971), lub, że została ona odziedziczona po uprzedniej fazie kontrakcji. To ostatnie przypuszczenie nie całkiem usuwa problem początku. Już T o 1 m a n (1934) pokazał, że nieodwracalne procesy generujące entropię w każdym kolejnym cyklu oscylującego modelu prowadzą do nieograniczonego wzrostu maksymalnego promienia Wszech­ świata (kolejne cykle są rosnące). W efekcie otrzymuje się modele z nieskończoną przyszłością, ale ze skończoną przeszłością. Zwrócili na to uwagę m.in. N o w i k o w i Z e l d o w i c z (1973) oraz P e e b l e s (1971, s. 192); konkretny przykład takiego modelu można znaleźć w pracy H e l l e r a i in. (1973).

Są to dyskusje na granicy zdolności rozdzielczej naszych obecnych narzędzi teoretycznych. Zdrowe wydaje się stanowisko L e m a i t r e ’a: stany dostatecznie bliskie kosmologicznej osobliwości są ze swej natury kwantowe. Wszechświat jest wówczas opisywany raczej za pomocą zbioru stanów potencjalnych niż za pomocą jednoznacznie zdeterminowanej ewolucji. Czasoprzestrzeń, jako ciągła (i różniczkowalna) rozmaitość, wyłania się dopiero w miarę, gdy zaczyna działać prawo wielkich liczb; dopiero wtedy można prawomocnie stosować ogólną teorię względności do badań struktury-ewolucji Wszechświata. Pytanie „co było przedtem? ” zakłada dwie rzeczy:

1

) że istnieje uniwersalny czas kosmiczny,

2

) że czas ten posiada dobrze określony zwrot.

1

jedno, i drugie założenie może okazać się niesłuszne poza granicą sto­ sowalności klasycznej teorii pola.

4. EWOLUCJA

Powróćmy do dziedziny, w której możemy bezpiecznie przynajmniej stawiać pytania. Zdaniem L e m a i t r e ’ a pierwsze sensowne pytanie fizyczne dotyczące stanów początko­ wych brzmi: czy zbiór cząstek — produktów rozpadu pierwotnego atomu stanowił gaz? Ażeby zbiór jakichś cząstek mógł zostać nazwany gazem, rozkład prędkości cząstek należących do tego zbioru musi "być rozkładem maxwellowskim. Przy kolosalnych prędkościach (teore­ tycznie, w granicy nieskończonych) taka sytuacja wydaje się wysoce nieprawdopodobna. Pro­ duktom rozpadu pierwotnego atomu należy raczej przypisać własności promieniowania.

1

tu pojawiają się dalsze pytania:

1

) w jaki sposób pierwotne promieniowanie stopniowo stało się gazem? 2) w jaki sposób z tego gazu uformowały się galaktyki? 3) co się stało z tą częścią pierwotnego promieniowania, która nie przeszła w stan gazu? Szukanie odpowiedzi na te pytania powinno się opierać na następującej metodologii. Wychodząc z hipotetycznie przyjętych „warunków początkowych” należy, za pomocą znanych praw fizyki, odtworzyć ewolucję, która by doprowadziła do obecnie obserwowanego obrazu Wszechświata. Dostarcza to możliwości obserwacyjnego testowania hipotez kosmogonicznych.

Postawienie powyższych pytań wraz z ustaleniem metody obserwacyjnego sprawdzania proponowanych odpowiedzi zmieniło kosmologię z „geometrii Wszechświata” w „fizykę Wszechświata” .

Rozważanie składu chemicznego pierwotnego „promieniowania korpuskularnego” (tak je nazywał I e m a i t r e) doprowadziło do powstania klasycznego już dziś zagadnienia nukleosyntczy kosmicznej. Nie będziemy tego zagadnienia omawiać szerzej. Wiadomo, że teoria Leniaftre'a dose dobrze wyjaśniała syntezę ciężkich pierwiastków, natomiast miała poważne kłopoty z pierwiastkami lekkimi. Późniejsza teoria Alphcra, Bethe’go i Gamowa (1948) (zwana dziś teorią a (3

7

), opierająca się na nowszych osiągnięciach fizyki jądrowej,

Kosmologia Lemaitre'a 159

o d s u n ę ła n a b o k koncepcje L e m a i t r e ’ a. O dkrycie m ikrofalow ego prom ieniow ania t ła , przepow iedzianego przez te o rię a — ji 7 , o statecznie p rz y p ie c z ę to w a ło o d ło ż en ie idei

L e m a i t r e ’ a d o h istorii nauki*.

1 tu d o ch o d zim y do historycznej ciekaw ostki. Z kosm ogonicznej h ip o te zy L em aitre’a w y n i k a ł o , że resztk a pierw otnego prom ieniow ania korpuskularnego p ow inna istn ieć do dziś (p o r. wyżej p y ta n ie 3)). N iestety, od sam ego p o cz ątk u sfo rm u ło w an ia h ip o te zy p ier­ w otnego ato m u poszukiw ania L e m a t t r e ’a sz ły w z ły m k ieru n k u . Nie o d w a ż y ł się 011 na przepow iednie, lecz prom ieniow ania resztkow ego sz u k a ł w śród znanych podów czas zjawisk. Je d y n y m k a n d y d a te m m o g ło b y ć prom ieniow anie kosm iczne. Nie w yklu czo n e, że w ystęp u je tu subtelne sprzężenie zw rotne. Z jednej stro n y te o ria b y ła z b y t jakościow a, by zdecydow anie p o k a z a ć , iż prom ieniow anie kosm iczne nie je s t zadow alającym k a n d y d a te m ; z drugiej stro n y L e m a i t r e b y ł z b y t zasugerow any prom ieniow aniem kosm icznym , by p o p ro w a d zić te o rię we w łaściw y m k ie ru n k u . Dla u d o k u m e n to w an ia jeszcze raz za cy tu jm y L e m a i t r e ’ a: H ipo­ te za p ierw otnego ato m u „ofiaruje in te rp re tac ję obserw ow anego p rom ieniow ania kosm icznego; in te rp re tac ja ta oczyw iście m oże się o k az ać ty lk o cz ęścio w a. D yskutując te n aspekt teorii, trz e b a w ziąć p o d uw agę red u k cję n a tę ż e n ia p rom ieniow ania na sk u tek ekspansji. Zjaw isko to , z u p e łn ie analogicznie d o o p ty czn eg o przesunięcia k u czerw ieni, redukuje n atęż en ie p ro m ie­ niow ania p roporcjonalnie d o R _ 1 . P rom ieniow anie kosm iczne daje o k o ło 1/10 0 0 0 c a łk o ­ witej energii zm agazynow anej w m aterii gw iezdnej. O znacza to , że prom ieniow anie kosm iczne i m a teria b y ły tego sam ego rzę d u w ielkości w epoce, gdy pro m ień W szechświata b y ł rów ny zaledw ie jednej tysięcznej jego obecnej w artości” ( L e m a i t r e 19 4 8 b ). Z am ieniając „ p ro ­ m ieniow anie k osm iczne” n a „ izo tro p o w e prom ieniow anie m ik ro falo w e” i o d pow iednio p rz y ­ taczane w ielkości, m ożna by w ziąć pow yższe zdan ia za c y ta t ze w spółczesnego p o d ręc zn ik a kosm ologii. Z auw ażm y zresztą, że zagadka p rom ieniow ania kosm icznego do dziś nie z o s ta ła całk o w icie rozw iązana.

L e m a i t r e p rzy p isy w a ł w ielkie znaczenie obserw acyjnej w eryfikacji kosm ologicznych h ip o te z. Nic dziw nego, że przeglądając bibliografię jego prac znajdujem y aż ty le pozycji p o św ię co n y c h b ad an io m ró żn y c h aspektów p rom ieniow ania kosm icznego (p o r. np. L e m a i t r e 1933b, 1 937; L e m a i t r e i V a l l a r t a 1936a, b ; L e m a i t r e i C o ­ d a r t 1 938; L e m a i t r e i T c h a n g Y o n g - L i 1939; L e m a i t r e i V o g e l a e r e 1950). Je d n y m z isto tn y c h zagadnień je s t o d d ziały w a n ie pierw otnego prom ieniow ania kosm icz­ nego z atm osferą ziem ską. B yć m oże dlatego In s ty tu t, k tó reg o L e m a i t r e b y ł d y rek to rem , obecnie zajm uje się przede w szystkim ... fizyką atm osfery.

L e m a i t r e o p ra c o w a ł ta k że , w ram ach swojego m odelu,’ te o rię p ow staw ania galaktyk i grom ad g alaktyk. Jego m e to d a b y ła , w zasadzie, id e n ty cz n a z ek sploatow aną p ó źn iej in te n ­ syw nie m eto d ą zaburzeń p ierw o tn ie jed n o ro d n e g o ro z k ła d u m aterii. W ystępow anie okresu quasi-statycznego w m odelu L em aitre’a u su w a ło wiele trudności pojaw iających się w p ó źn iejszy ch wersjach tego podejścia d o zagadnienia. K oncepcja L e m a i t r e ’ a je st silnie w ystaw iona na testo w an ie, n a k ła d a bow iem ścisłą granicę w ieku na w szystkie galaktyki i grom ady g alaktyk. Po okresie quasi-statycznym nie w y stęp u ją ju ż procesy galaktykotw órcze.

Zagadnienie pow staw ania i ew olucji galaktyk d o chwili obecnej nie d o c z e k a ło się ogólnie p rzy ję teg o rozw iązania. Nie oznacza to oczyw iście, żeby dziś m ożna p ow rócić d o czasów

L e m a i t r e ' a . W nauce nie m a p o w ro tó w . U p o przedników szuka się tylk o inspiracji.

*Sukccs teorii

a (]

7 b y ł połow iczny. Dobrze wyjaśniała ona genezę izotropowego promieniowania tła i syntezę lekkich pierwiastków, ale miała poważne kłopoty z pierwiastkami ciężkimi. Dopiero praca (B u r b i d g e i in. 1957) podała zadowalające mechanizmy syntezy ciężkich pierwiastków we wnętrzach masywnych gwiazd.

160

M. Heller

5. KILK A UWAG NA ZAKOŃ CZEN IE

T rzeba p rzy z n a ć , że p o d w zględem całościow ości opracow ania (geom etria W szechświata, stany p o czątk o w e, n u k leo sy n teza, pow staw anie g alaktyk) chyba ty lk o w sp ó łczesn y , tzw. standardow y m odel W szechświata (zw any ta k że „gorącym W szechśw iatem ” ) m oże się ró w n ać z kosm ologiczną wizją L e m a l t r e ’ a Jeżeli w spółczesny m odel zaw iera w ięcej „ b ia ły c h p la m ” , to d latego, że wiedza kosm ologiczna znacznie w zro sła i nie godzim y się ta k ła tw o na z b y t uproszczone rozw iązania.

K osm ologię L e m a f t r e ’ a pow inniśm y ocen iać z p u n k tu w idzenia dzisiejszych osiągnięć. W p rzestrzen i w szystkich je d n o ro d n y c h m odeli W szechświata m odele F riedm anna- - L em aitre’a tw o rzą zbiór m iary ze ro * , ale w łaśn ie ten zbiór m iary zero z d obrą d o k ła d n o ścią opisuje obserw ow any Wszechświat! M am y w ięc sytuację następ u jącą. O d czasów L e m a f t r e ’ a kosm ologia p rz e sz ła od badania zbioru „m iary zero” d o badania zbioru znacznie „obszerniejszego” , obejm ującego w szystkie m ożliw e rozw iązania kosm ologiczne, a rów nocześnie narastające dane obserw acyjne coraz w yraźniej w yróżniają „lem aftrow ski” po d zb ió r ja k o zaw ierający m odel rzeczyw istego Wszechświata.

T rójfazow y m odel L em aftre’a p rze ży w ał ró żn e koleje. D o lat p ię ć d z ie sią ty c h o jego a tra k ­ cyjności d ec y d o w a ła m ożliw ość niem al dow olnego m anipulow ania „w iekiem W szechśw iata” (zbliżając w artość sta łe j kosm ologicznej — z góry - d o w artości w ystępującej w sta ty c zn y m m odelu E insteina, m ożna w y d łu ż a ć środkow ą, ijuasi-statyczną faz ę). Przeskalow anie w ieku W szechświata, o p a rte o now sze obserw acje, sp o w o d o w ało zm niejszenie zainteresow ania ty m m odelem . P o tem , gdy do n iesięn o o nadm iarze p rz e su n ię ć k u czerw ieni w w idm ach kw azarów o k o ło w artości z - 2, e fe k t te n p ró b o w a n o w yjaśnić o d w o łu ją c się d o m odelu L em aftre’a ( P e t r o s i a n i in. 1967; P e t r o s i a n i S a l p e t e r 1968). Po 1968 r. now e dane do tyczące p rze su n ięć k u czerw ieni, a zw łaszcza istnienie w w idm ach kw azarów p rze su n ięć w iększych o d 2,5 , jeszcze raz o d w ró c iło sy tu a cję. Ju ż ty lk o m anipulując, nieznaną obecnie, ew olucją sam ych ra d io ź ró d e ł m o żn a nagiąć dane obserw acyjne d o m odelu L em aitre’a

( P e t r o s i a n 1974).

Stanow isko L e m a l t r e ’ a w sporze o c z ło n kosm ologiczny b y ło w yraźnie pragm a­ tyczn e. Nie u p ie ra ł się o n przy sta łe j kosm ologicznej różnej o d zera dlatego, że w ym agał tego jego trójfazow y m odel. L e m a l t r e u w a ż a ł, iż ogólność rozw ażań wym aga pisania w szystkich rów nań z c z ło n e m kosm ologicznym . O w artości sta łe j kosm ologicznej pow inno zad ecy d o w ać dośw iadczenie, a nie racje estety czn e. Z rów nań ogólnych ła tw o p rzejść do p rzy p a d k u

A

= 0, jeżeli ta k i b ęd z ie w erd y k t dośw iadczenia ( L e m a i t r e 1955; o zn a­ czeniu sta łe j kosm ologicznej i poglądach L e m a t t r e ’ a na te n te m a t p o r. M c C r e a 1971). O becne dane eksperym entalne w skazują

na|A|

< 2 . 1 0 ~ 5 6 c m “ 2 ( P e t r o s i a n 1974). Coraz pow szechniejsza staje się p ra k ty k a „pracow ania” n a m o delach bez sta łe j k o sm o ­ logicznej, aż d o czasu — ja k nie bez ironii pisze P e t r o s i a n — kiedy znow u b ęd z ie trzeba w ró cić do m odelu L em aitre’a.

Ale kosm ologia L e m a 11 r e ’ a to nie ty lk o jego trójfazow y m odel i h ip o te z a pierw otnego ato m u , to także - a m oże przede w szystkim - pew na „filo zo fia” leżąca u po d staw jego stylu upraw iania kosm ologii. G dzie indziej staraliśm y się p o k a z a ć , że ta sam a — lub w każd y m razie

*Ściślej: w przestrzeni warunków początkowych prowadzących do m odeli jednorodnych podprzestrzeń warunków początkow ych prowadzących do m odeli izotropizujących się w trakcie ew olucji jest zbiorem miary zero, tzn. otoczenie zbioru warunków początkowych prowadzących do modeli izotropizujących się nie zawiera żadnego otwartego zbioru warunków początkow ych prowadzących do takich modeli.

Kosmologia Lemaitre’a 161

bardzo podobna — „filozofia” steruje rozwojem dzisiejszej kosmologii ( G o d a r t i H e l l e r 1975). Bardzo często znajomość początków idei stymuluje jej rozwój.

Pragnę wyrazić wdzięczność Profesorowi Odonowi G o d a r t o w i , byłemu asystentowi L e m a t t r e ’ a, obecnie dyrektorowi Instytutu Astronomii i Geofizyki im. George’a Lemaitre’a w Louvain-la-Neuve, za udostępnienie mi archiwum rękopisów L e m a i t r e ’a oraz za długie rozmowy na temat kosmologii i jej dziejów.

L I T E R A T U R A A 1 p h e r R. A., B e t h e H., G a ni o w G., 1948, Phys. Rev, 73, 803.

B u r b i d g e E. M., B u r b i d g e G. F., F o w l e r A., H o y 1 e F., 1957, Rev. Mod. Phys., 29, 547. C o l l i n s C. B., H a w k i n g S. W., 1973, Astrophys. J., 180, 317.

M c C r e a W. H., 1971, Quart. J. astron. Soc., 12,140.

D i r a c P. A. M., 1968, The Scientific Work of G. Lemaitre, Pont. Acad. Scient., Comm., Vol. II, No. 11,1. E d d i n g t o n A! S., 1923, The Mathematical Theory o f Relativity, Cambridge Univ. Press.

E d d i n g t o n A. S., 1930, MontNot. Roy. Astron. Soc., 90, 668. E i n s t e i n A., 1917, Sitzungsber. preuss. Akad. Wiss., 1,142—152. E i n s t e i n A .,1 922, Zeits. fiir Phys., 11, 326.

E i n s t e i n A., 1923, Zeits. fiir Phys., 16, 228.

E i n s t e i n A., 1931, Sitzungsber. preuss. Akad. Wiss., phys.-math. Kl., 235. F r i e d m a n n A., 1922, Zeits. fiir Phys., 10, 377.

F r i e d m a n n A., 1924, Zeits, fiir Phys., 21, 326. G o d a r t 0., 1967, Ciel et Terre, 83, 3.

G o d a r t 0., 1976, Acta Cosm., w druku.

G o d a r t 0., H e l l e r M., 1975, Rev. Quest. Scient., w druku.

H a w k i n g S. W., E l l i s G. F. R., 1973, The Large Scale Structure o f Space-Time, Cambridge, At the Univ. Press.

H e l l e r M., 1972, Post. Astr., 20, 241.

H e l l e r M., K l i m e k Z., S u s z y c k i L., 1973, Astrophys. and Space Sci., 20, 205. H u b b l e E. P., 1929, Proc. Nat. Acad. Sci., 15,168.

L e m a 11 r e G., 1925, Journ. of Math, and Phys., 4, 37. L e m a i t r e G., 1927a, Ann. Soc. Sci. Brux., 47 A. 49. L e m a i t r e G., 1927b, Ann. Soc. Sci. Brux., 47 A, 103.

L e m a i t r e G., 1931a, Mont. Not. Roy. Astron. Soc., 91, 483 (angielska wersja pracy 1927a). L e m a i t r e G., 1931b, Mont. Not. Roy. Astron. Soc., 91, 490.

L e m a i t r e G., 1931c, Rev. Quest. Scient., 391. L e m a i t r e G., 1933a, Ann. Soc. Sci, Brux., 62 A, 51. L e m a i t r e G „ 1933b, Phys. Rev. 33,87.

L e m a i t r e G., 1935, Bull. Soc. Astron. de France, 153. L e m a i t r e G„ 1937, Nature, 140, 23.

L e m a i t r e G., 1945, Acta Soc. Helv. des Scient. Natur. (Friebourg), 77.

L e m a i t r e G., 1946, L ’Hypothese de I’Atome Primitif, Neuchatel (w 1972 r. kolfejne, rozszerzone wy-danie t sj książki).

L e m a i t r e G., 1948a, Rev. Quest. Scient., 321. L e m a i t r e G., 1948b, Pont. Acad. Scient., 25.

L e m a i t r e G-, 1955, w: Albert Einstein: Philosopher — Scientist, Kohnhammer Verl., 312. L e m a i t r e G., 1958a, Pont. Acad. Scient., 475.

L e m a i t r e G., 1958b, w: La Structure et I’Evolution de I’Univers, Bruxelles, 5. L e m a i t r e G., G o d a r t 0., 1938, Ann. Soc. Sci. Brux., 58, 27.

L e m a i t r e G., T c h a n g Y o n g — Li , 1939, Ann. Soc. Sci. Brux., 59, 285. L e m a i t r e G., V a 11 a r t a M. S., 1936a, Phys. Rev., 50, 493.

162

M. Heller

L c m a t t r e G., d e V o g e l a e r e R., 1950, Ann. Soc. Sci. Brux . 64, 83.

M e r l e a u - P o n t y J., 1965, Cosmologie du \X * siecle, Galliinard.

N o r t h J. D., 1965, Tl>e Measure o f the Universe, Clarendon Press, Oxford.

N o w i k ó w 1. D., Z e 1 d o w i c z J. B., 1973, Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 11, .187.

P e e b l e s P. J. E., 1971, Physical Cosmology, Princeton Univ. Press.

P e t r o s i a n V., 1974, w: Confrontation o f Cosmol. Models with Observ., 1AU Symp. Kraków, 31.

P e t r o s i a n V., S a 1 p e t e r E. E., S-z e k e r s P., 1967, Astrophys. J ., 147,1222.

P e t r o s i a n V., S a 1 p e t e r E. E., 1968, Astrophys. J., 151, 411.

S c i a m a D. W., 1971, Modern Cosmology, Cambridge, At the Univ. Press.

S c i a m a D . W„ 1973, w: The Physicist’s Conception o f Nature, pod red. J. Mehra, D. Reidel Publ. Comp.

D e S i t t e r W., 1917a, Proc. Akad. Wetensch., Amsterdam, 19, 1217.

D e S i t t e r W., 1917b, Mont. Not. Roy. Astron. Soc., 73, 3.

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIV (1 9 7 6 ). Zeszyt 3

CHWILOWE ŹRÓDŁA RENTGENOWSKIE (NOWE RENTGENOWSKIE)

M A R C I N K U B I A K

Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego (Warszawa)

BPEMEHHblE PEHTrEHOBCKHE MCTOMHHKH (HOBbIE PEHTrEHOBCKHE) M. K y 6 « k

C o f l e p s ł c a H H e

B CTaTbe a a n KpaTKHM o63op nocneflHHX o t k p ł i t h h h H aS jnofleH H H KpaTKoapeMeHHbix peH TreH O BCK H X HCTO^HMKOB H3JiyMeHMH.

TRANSIENT X -R A Y SOURCES (X-RAY NOVAE)

S u m m a r y

The article gives a short review o f recent discoveries and observations o f transient X-ray sources.

1. WSTĘP

Wśród źró d eł promieniowania rentgenowskiego obserwowanych w eksperym entach rakie­ tow ych i satelitarnych podejmowanych w latach 1965—1975 stwierdzono istnienie kilkunastu obiektów o wyraźnie aperiodycznym charakterze zmian strumienia promieniowania X. Dane

obserwacyjne, które posiadamy dla tych źró d eł zależą w istotny sposób od czasu i sposobu ich obserwacji. Podobnie jak w całej astronomii rentgenowskiej, również i w tym wypadku m o­ m entem przełom ow ym b y ło podjęcie długotrw ałych obserwacji satelitarnych, zapoczątko­ wanych w 1971 r. przez rentgenowskiego satelitę UHURU.

164

M. Kubiak

2. ŹRÓDŁA OBSERWOWANE W LATACH 1965-1971

Analizę obserwacji chwilowych źródeł rentgenowskich zauważonych w latach 1965—1971 przeprowadzili A m n u e 1 i in. (1974). W oparciu o fragmentaryczne obserwacje wykonane w rozm aitych eksperym entach rakietowych i rozproszone w literaturze zestawili oni katalog źró d eł rentgenowskich, podejrzanych o aperiodyczną, wybuchową zmienność jasności rentge­ nowskiej. Dane obserwacyjne odnoszące się do tych źró d eł b y ły zebrane w przypadkowo rozłożonych m om entach czasu, w różnych zakresach widmowych i za pomocą różnych urządzeń odbiorczych. W celu zredukowania tych obserwacji do jednego przedziału energii fotonów , autorzy założyli, że wszystkie źró d ła charakteryzują się widmem typu prom ienio­ wania hamowania (bremsstahlung): E ~ 1 e x p ( - E / k T ) , gdzie E jest energią fotonów , a

T — tem peraturą gazu emitującego promieniowanie rentgenowskie. Założenie takie jest

oczywiście dowolne i opięta się na bardzo przybliżonych ocenach charakteru widma rozwa­ żanych ź ró d eł. Niemniej jednak pozw oliło ono sprowadzić obserwacje wykonywane w rozm aitych zakresach energii do wspólnego zakresu 2 - 6 keV, w którym prowadzone b y ły obserwacje UHURU. O kazało się wówczas, że 9 źró d eł (spośród 15 podejrzanych) wykazuje zbliżony charakter zmian jasności rentgenowskiej: szybki wzrost jasności w skali miesięcy, a następnie powolny spadek jasności w skali kilku lat. Pojedyncze punkty obserwacyjne dla tych źró d eł p o słu ży ły do sporządzenia syntetycznej krzywej blasku przedstawionej na rys. 1. Faza 0,0 odpowiada maksimum jasności, natom iast faza 1,0 — chwili, w której jasność spadała do 0,1 jasności maksymalnej. Jasność w każdej chwili jest wyrażona w jasnościach maksimum. Ponieważ zarówno położenie maksimum w czasie, jak i bezwzględna wartość jasności w m ak­ simum (decydujące o względnej skali strumienia i fazy) zostały określone w sposób dowolny, przedstawiona syntetyczna krzywa blasku ma tylko ograniczone znaczenie i co najwyżej może być uważana za pewną wskazówkę odnośnie do istnienia szczególnego typu zmiennych źródeł rentgenowskich charakteryzujących się asymetrią krzywej blasku i czasem zaniku promienio­ wania rzędu kilku lat.. Do sporządzenia syntetycznej krzywej blasku po słu ży ły następujące źró d ła: 1 4 4 5 -5 2 , 1 6 2 4 -4 9 , 1 6 5 5 -4 2 , 1 7 1 9 -3 4 , 1 7 2 5 -3 0 , 1 7 2 8 -1 6 , 1 7 5 5 -3 3 , 1 8 2 0 -3 0 i 2109+ 38. Ogólny charakter zmienności tych źró d e ł można opisać za pomocą średniej wartości czasu, w ciągu którego strumień promieniowania X spada do połow y i do jedrfej dziesiątej: wynosi on odpowiednio 1,7 i 3,9 lat.

R ys. 1. S y n te ty c z n a krzyw a blasku 9 n o w y ch ren tgen ow sk ich ob serw ow an ych przed rokiem 1971 o cha­ rak terystyczn ym czasie zaniku p rom ien iow ania rzęd u kilku lat. P unkty oznaczają p o szc zeg ó ln e obserw acje.

C hw ilowe ź r ó d ła rentgenowskie 165

We wspomnianym okresie 1966-1971 zaobserwowano również cztery inne ź ró d ła przejścio­ we, nieco odmienne od źródeł wspomnianych poprzednio. Ź ródła te to Cen X - 2 , Cen X—4, 2 U 1 7 3 5 -2 8 i 2 U 1 5 4 3 -4 7 . Istniejące dla nich dane obserwacyjne są bardziej kom pletne. Ogólną ich cechą jest większa szybkość spadku jasności.

Cen X—2. Ź ródło to zostało w ykryte w kwietniu 1967 r. i b y ło obserwowane aż do maja 1967, po czym stało się niewidoczne aż do listopada 1968 (R a o i in. 1969). Nie jest wyklu­ czone, że ź ró d ło b y ło jaśniejsze od tła również w październiku 1967. Po roku 1968 brak jest doniesień o obserwacjach Cen X —2. Powiązanie ze sobą wszystkich obserwacji wykonywanych w różnych zakresach energii fotonów X daje widmo obiektu stosunkowo płaskie, pozwalające dość dobrze przybliżyć się przez krzywą potęgową E ~ a , gdzie a jet równe ok. 1,2.

Cen X - 4. Ź ró d ło zostało zaobserwowane w lecie 1969 r., a jego jasność zm alała o k o ło stu razy po 80 dniach ( E v a n s i in. 1970). Widmo nie zostało dokładnie określone, jednak istniejące dane wskazują, że b y ło ono również stosunkowo płaskie.

2 U 1 7 3 5 -2 8 . Ź ró d ło bardzo k rótkotrw ałe, b y ło obserwowane tylko dwukrotnie w odstępie jednego tygodnia; trzy tygodnie po ostatniej obserwacji b y ło już niewidoczne.

2U1543—47. Ź ró d ło pojaw iło się najprawdopodobniej w końcu lipca 1971 r. i zostało po raz pierwszy zaobserwowane przez satelitę UHURU 17 sierpnia 1971 ( T a n a n b a u m i T u c k e r 1974). Od tej chwili b y ło śledzone niemal nieprzerwanie aż do 15 grudnia 1971, gdy jego jasność spadła do ok. 0,1 jasności maksymalnej. Krzywa blasku wykazuje dość wyraźne maksima w tórne odległe od siebie o ok. 40 dni. Przez cały czas widmo b y ło sto­ sunkowo strom e, a ~ 3,0. Brak b y ło też oznak obcięcia niskoenergetycznego krańca widma aż do granicy 1,7 keV. Nachylenie widma wykazyw ało chwilowe wahania w czasie rzędu godzin.

Krzywe blasku źró d eł Cen X—4 i 2U 1543—47 są przedstawione na rys. 2.

T

r

i i

- p

i fi ? i ,

i

f ,

-Rys. 2. Zmiany rentgenowskiej jasności źródeł Cen X - 4 i 2U 1543-47 w zakresie energii 3-12 keV. Na osi pionowej podana jest liczba zliczeń na sekundę, na osi poziomej czas liczony od dowolnego momentu początkowego. W górnej części rysunku przedstawiona jest zmiana w ykładnika a dla źró d ła 2U1543-447,

przy założeniu, że widmo można opisać w każdej chwili krzywą typu E

166

M. Kubiak

3. ŹRÓDŁA WYKRYTE PRZEZ SATELITĘ ARIEL 5

Znacznie dokładniejsze obserwacje chwilowych źródeł promieniowania rentgenowskiego zostały wykonane przez anglo-amerykańskiego satelitę Ariel 5. Został on wyniesiony na równikową orbitę okołoziemską dnia 15 października 1974 r. Na pokładzie tego satelity znajduje się sześć oddzielnych zestawów instrumentalnych przeznaczonych do obserwacji rentgenowskich. Poniższych pięć zestawów było wykorzystywanych do obserwacji źródeł przejściowych:

All Sky Monitor (ASM) — układ dwóch pin-hole kamer i liczników proporcjonalnych czułych w zakresie 3—6 keV. Urządzenie to charakteryzuje się dużym polem widzenia i w ciągu jednej orbity pokrywa ponad 37T sfery niebieskiej. Jest ono przystosowane do wykrywania nowych źródeł rentgenowskich.

Rotation Modulated Collimator (RMC) — przeznaczony do pomiaru położeń" źródeł rentge­ nowskich. Urządzenie składa się z liczników proporcjonalnych o powierzchni czynnej 256 cm2 , przed którymi znajduje się układ kolimatorów w kształcie długich rurek. Szerokość połówkowa obrazu źródła punktowego jest w tym urządzeniu równa 15'. Odbiorniki są czułe w przedziale energii 3 ,1 -9 ,3 keV.

Sky Survey Instrument (SSI) — jest układem liczników proporcjonalnych pokrywających w 8 kanałach dwa zakresy energii: 1,2—5,8 keV oraz 2,4—19,8 keV.

Imperial College Detector — jest scyntylatorem krystalicznym pozwalającym na pomiar natężenia w 16 kanałach pokrywających zakres energii 26 keV—1,2 MeV.

Collimated Proportional Counter (CPC) — pozwala na analizę wysokości impulsów w 32 kanałach w dwu zakresach energii: 1 ,5-15 keV i 3 ,0 -3 0 keV.

Dzięki takiemu wyposażeniu, w ciągu niedługiego czasu, satelita Ariel 5 pozwolił odkryć i dość dokładnie zbadać cztery interesujące aperiodyczne źródła promieniowania rentge­ nowskiego.

Rys. 3. Zmiany jasności rentgenowskiej źró d ła A1524-62 w przedziale energii 3-6 keV. Linią ciągłą przed­ stawione są dane uzyskane w eksperymencie SSI, kropkami zaznaczone są obserwacje w eksperymencie ASM

Chwilowe źródła rentgenowskie 167

A l5 2 4 -6 2 (TrA X -1 ). Pojaśnienie źródła zostało wykryte w eksperymencie SSI, a następnie było obserwowane detektorami SSI i ASM przez ok. 150 dni. Krzywa blasku rentge­ nowskiego jest pokazana na rys. 3. Czterokanałowe widmo promieniowania zostało uzyskane dnia 328 i 330. Można je było opisać krzywą potęgową o wykładniku ok. —2,5. Wzrost jasności charakteryzował się wyraźnym „zmiękczaniem się” promieniowania, tzn. coraz to większym udziałem promieniowania o mniejszych energiach w całkowitym promieniowaniu dobiegającym do nas od źródła (K a 1 u z i e n s k i i in. 1975).

A l 118—61. Obecność źródła została dostrzeżona 17 grudnia 1974 r. przez RMC (E y 1 e s i in. 1975). Jego jasność rentgenowska szybko rosła osiągając maksimum ok. 8. dni później. Około 3 dni przed maksimum nastąpił chwilowy, ale bardzo wyraźny, spadek jasności źródła. Po osiągnięciu maksimum jasność dość szybko malała, spadając do 0,1 jasności maksymalnej po ok. 35 dniach.

Jednocześnie widmo było obserwowane za pomocą CPC, co pozwoliło na jego określenie w różnych fazach krzywej blasku ( I v e s i in. 1975). Widmo wykazuje wyraźne obcięcie w zakresie energii poniżej ok. 3 keV . i daje się dość dobrze opisać wyrażeniem o postaci e x p (-a £.A^H) • E ~ a , gdzie aE jest średnim przekrojem czynnym na absorpcję promieniowania rentgenowskiego w materii międzygwiazdowej odniesionym do jednego atomu wodoru, a ArH jest liczbą atomów wodoru za 1 cm2 . Parametry widma w różnych fazach są podane w tabeli 1. Na uwagę zasługują dwa fakty: w miarę wzrostu jasności widmo stawało się coraz bardziej płaskie, podczas gdy liczba atomów materii pochłaniającej, znajdującej się między źródłem i obserwatorem nie ulegała zmianie. 31 grudnia 1974 r. promieniowanie rentgenowskie dobie­ gające od źródła A l 118-61 były mierzone z czasową zdolnością rozdzielczą równą 64 s. Krótkookresowe periodyczne zmiany jasności były wyraźnie widoczne nawet w surowych danych obserwacyjnych. Dalsza analiza ujawniła, że dobiegające do nas promieniowanie jest modulowane z okresem 6,75 ± 0,03 min. Głębokość modulacji była większa od 80%. Taki sam wynik uzyskano w końcu stycznia 1975 r., gdy strumień promieniowania X był kilkaset razy słabszy. Powiązanie wszystkich obserwacji pozwoliło określić okres na 6,755 ± 0,010 min., a głębokość modulacji na 85 ± 3%. Modulacja ma charakter w przybliżeniu sinusoidalny i nie przypomina pulsów wysyłanych przez rotujące gwiazdy neutronowe.

T a b e l a 1

Parametry widma rentgenowskiego źródła Al 118-61

Faza -

a

atomów cm"2

Pojawienie się źródła Wzrost jasności Maksimum Spadek jasności 1,10+0,07 1,07+0,07 0,91 ±0,1)5 1,14+0,05 5,5+0,8 - 1022 6,5±0,8 • 1022 5,8±0,6 • 1022 5,9±0,6 • 1022

Ponieważ położenie źródła rentgenowskiego zostało określone z bardzo dużą dokładnością, podjęto również próby dokonania jego identyfikacji optycznej. F a b i a n i in. (1975) zapro­ ponowali identyfikację źródła Al 118—61 z obiektem optycznym RS Cen - znaną od dawna gwiazdą zmienną typu Mira o.okresie 164,5 dnia. Gwiazda ta znajduje się w pobliżu prostokąta błędów pozycji rentgenowskiej. Istniejące obserwacje rentgenowskie tego obszaru nieba, wykonane dwa okresy 164-dniowe przed stwierdzeniem źródła rentgenowskiego oraz jeden okres 164-dniowy po jego wykryciu w zakresie rentgenowskim, nie ujawniają śladów

wy-168 M. K ubiak

buchów poprzednich ani następnych. Dowodzi to, że nawet jeżeli identyfikacja ta jest p o ­ prawna, to aktyw ność typu Mira nie ma związku z aktywnością rentgenowską.

Inną identyfikację zaproponowali C h e v a l i e r i I l o v a i s k y (1975). W prostokącie b łę d ó w znajduje się gwiazda*zmienna o jasności V — 12,1 mag i barwach odpowiadających poczerwienionej gwieździe Be; B - V = +0,94, B - V = —0,43 do —0,28. Widmo gwiazdy wy­ konane w dyspersji 100 A/mm ujawniają słabe linie absorpcyjne H, Hel, N il, O li i SiIV oraz linie Hel, F ell, H beta i H gamma w emisji. Międzygwiazdowe pasmo 4430 A jest silne. Z dokładnością do 0,008 mag, gwiazda ta nie wykazuje zmian jasności optycznej z okresem 6,75 min. W tej sytuacji żadnej z proponow anych identyfikacji nie można uważać za bardziej prawdopodobną.

A0535 + 26. Ź ródło to zostało wykryte 13 kwietnia 1975 r., gdy jego jasność rentgenowska b y ła niewiele większa od jasności tła i od tej chwili b y ło obserwowane za pom ocą różnych detektorów satelity Ariel 5 praktycznie nieprzerwanie w okresie wzrostu jasności do maksimum, a następnie aż do zupełnego zaniku. Maksimum zostało osiągnięte ok. 2 maja 1975 r., a źró d ło przestało być widoczne w pierwszych dniach czerwca 1975. Wyniki uzyskane w różnych eksperym entach można streścić następująco ( R o s e n b e r g i in. 1975;

C o e i in. 1975; R i c k e t t s i in. 1975; K a l u z i e n s k i i in. 1975);

- w miarę wzrostu jasności widmo rentgenowskie w przedziale 2 6 -7 3 keV staw ało się coraz bardziej strom e, sugerując, że wzrost jasności b y ł wynikiem przede wszystkim wzrostu natężenia promieniowania niskoenergetycznego

- o k o ło 50% promieniowania z zakresu 3 - 7 keV b y ło m odulowanych z okresem 104,14 s. Widmo w tym zakresie energii pozostaw ało stosunkowo płaskie.

Niezależne obserwacje prowadzone przez trzy dni z p o k ład u SAS 3 (Small Astronom y Satelite) w zakresie 1—50 keV ( M a y e r 1975) potw ierdziły istnienie modulacji z podanym wyżej okresem.

Wobec stosunkowo dużej dokładności określenia pozycji ź ró d ła rentgenowskiego podjęto próby dokonania jego identyfikacji radiowej i optycznej. Obserwacje radiowe w częstości 10,6 GHz (H i g g s 1975) d ały wynik negatywny. Jako odpowiednik optyczny ź ró d ła rentge­ nowskiego L i l l e r (1975) zaproponow ał gwiazdę BD+26 883 = HDE 245770, która na kliszach harvardzkich wykazuje zm ienność jasności ok. 0,7 mag. Zdjęcia tego obiektu wy­ konane w m ałej dyspersji w 1920 r. nie ujawniają żadnych linii emisyjnych m iędzy 3800 i 4900 A. Odpowiednie zmiany jasności tej gwiazdy nie zo stały potwierdzone przez M u r d i n a (1975), który porów nyw ał ze sobą zdjęcia wykonane 4 i 5 maja 1975 r. z kliszami kolekcji Royal Greenwich Observatory.

Jest interesujące, że wg doniesienia J o s s a (1975) satelita SAS 3 zaobserwował kolejne pojaśnienie źró d ła A0535 + 26 w listopadzie 1975 r., a więc sześć miesięcy po pierwszym pojaśnieniu. Szczegóły tych obserwacji nie zostały jeszcze opublikowane.

Ostatnie z czterech aperiodycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego, ze względu na swój odm ienny charakter, jest omówione w p. 4.

4. A 0620—00 - NOVA MONOCEROTIS

3 sierpnia 1975 r. detektor SSE satelity Ariel 5 w ykrył istnienie słabego ź ró d ła pro­ mieniowania X, którego jasność rentgenowska rosła następnie bardzo szybko w przedziale 2—1 8keV od początkowej wartości 15 zliczeń na sekundę do 9500 zliczeń na sekundę (14 sierpnia). Wzrostowi jasności tow arzyszyły wyraźne zmiany widma rentgenowskiego. Początkowo widmo b y ło stosunkowo płaskie i zawierało dużo promieniowania o dużych

Chwilowe źródła rentgenowskie

169

energiach. W miarę wzrostu jasności, po osiągnięciu pierwszego maksimum, natężenie pro­ mieniowania twardego w rzeczywistości malało, a wzrost jasności wynikał przede wszystkim ze wzrostu natężenia promieniowania miękkiego, o energii mniejszej od lOkeV ( E l v i s i in. 1975; R i c k e 11 s i in. 1975). Niezależne obserwacje prowadzone od 8 do 13 sierpnia 1975 r. z pokładu satelity SAS 3 ( D o x e y i in. 1976) w pełni potwierdziły wyniki uzyskane przez satelitę .Ariel 5. Widmo było miękkie i dawało opisać się w przybliżeniu przez widmo pro­ mieniowania hamowania o temperaturze

k T

« 1 ,3 keV (2 - 10 K) z absorpcją krańca nisko- energetycznego odpowiadającą kolumnie materii (3,5 ± 0,3) • 1021 atomów wodoru na cm2 (dopasowanie to odnosi się do widma w zakresie 1 —10 keV). Obserwacje linii 21 cm wskazują, że gęstość powierzchniowa wodoru neutralnego w kierunku źródła rentgenowskiego jest równa ok. 3,5 • 1021 atomów wodoru na cm2. Porównanie tych dwóch wielkości sugeruje, że źródło rentgenowskie leży poza dyskiem galaktycznym (A11 = - 6 ,5 °), tj. w odległości większej lub równej 1 kps. Odległość ta może być mniejsza, jeżeli obcięcie widma po stronie fał dłuższych jest spowodowane absorpcją w materii leżącej w pobliżu źródła promieniowania

X.

Dokładne określenie pozycji rentgenowskiej umożli\viło dokonanie jednoznacznej identy­ fikacji optycznej (B o l e y i in. 1976). W prostokącie błędów znaleziono obiekt, który w czasie pojawienia się źródła rentgenowskiego zwiększył swą jasność optyczną od ok. 18 mag na kartach Atlasu Palomarskiego do

V -

11,2 w pobliżu maksimum. Barwy obiektu optycznego ( F r e n c h 1975)

U -B

= -0 ,7 6 i

B -V =

0,21 umieszczają nową optyczną na krzywej poczerwienienia dla gwiazd typu 08. Gdyby nowa optyczna była ciałem doskonale czarnym o bardzo wysokiej temperaturze, wówczas jej nadwyżka barwy byłaby równa 0,64 mag, a absorpcja wizualna

A y

byłaby równa ok. 2 mag. Stwierdzoną przez D o l a n a (1975) pola­ ryzację w dziedzinie optycznej,

p

= 0,017 w kącie pozycyjnym 140°, można interpretować jako polaryzację międzygwiazdową związaną z absorpcją rzędu 2 mag.

E a c h u s i in. (1976) wykryli na kliszach harvardzkich, że nowa Monocerotis wybuchła już co najmniej raz w przeszłości, w roku 1917, a krzywa blasku możliwa do określenia na podstawie klisz archiwalnych wykazuje cechy właściwe powolnym nowym powrotnym. Gdyby nowa Monocerotis była typową nową powrotną o okresie ok. 68 lat, wówczas jej jasność absolutna byłaby równa ok. —6,0 mag w maksimum.

Wydaje się jednak, że nowa Monocerotis nie jest typową nową optyczną. 4 zdjęcia widma optycznego wykonane za pomocą przetwornika obrazów (dyspersja 120 A/mm) 17 i 19 sierpnia 1975 r. nie ujawniły żadnych linii absorpcyjnych, ani emisyjnych. Osobliwością tej nowej jest również bardzo duży, rzędu 103, stosunek jasności rentgenowskiej do jasności optycznej (w maksimum). Dla nowej Cygni 1976-jedynego innego obiektu, dla którego wielkość ta była mierzona — stosunek ten jest mniejszy od 10~4 .

Nowa Monocerotis została również zidentyfikowana ze źródłem promieniowania radiowego ( O w e n i in. 1975; D a v i s i in. 1975). Z obu obserwacji wynika, że w dniach od 16 do 29 sierpnia 1975 radiowa jasność nowej systematycznie malała.

Dotychczas nie zostały jeszcze opublikowane obserwacje dotyczące zaniku promieniowania rentgenowskiego i optycznego.

5. INNE CHWILOWE ŹRÓDŁA RENTGENOWSKIE

Wymienione wyżej źródła promieniowania rentgenowskiego były obserwowane przez wystarczająco długie okresy, by można było określić charakter zmian jasności, a w szczególności czas, w ciągu którego jasność spadała do wartości równej 0,1 jasności

maksy-170 M. Kubiak

malnej. Był on z reguły rzędu kilkudziesięciu lub stu dni. W literaturze spotyka się również doniesienia o pojedynczych obserwacjach nowych źró d eł rentgenowskich, które jednak z takich czy innych względów nie b y ły dalej obserwowane, lub których obserwacje nie zostały jeszcze opracowane.

. P ełna krzywa blasku została opublikowana ( R i c k e t t s i in. 1976) tylko dla źró d ła A l 103+38, które b y ło dostrzeżone w eksperymencie SSI Ariel 5 w dniu 22 maja 1975 r., osiągnęło maksimum jasności 28 maja, a następnie szybko zanikło w sposób dość nieregularny. Ź ródło to jest o tyle interesujące, że jego odpowiednikiem optycznym może być obiekt poza- galaktyczny, choć jednoznacznej identyfikacji jeszcze nie dokonano.

Doniesienia o innych źródłach rentgenowskich można znaleźć w IAU Circular nr 2729, 2752, 2761, 2859 i 2869. Bliższe omawianie tych źró d eł m ijałoby się z celem, jako że ich przynależność do omawianej grupy chwilowych źró d eł rentgenowskich nie została jeszcze potwierdzona.

Na uwagę zasługują jednak dwie okoliczności. Po pierwsze, dzięki w ysłaniu poza atmosferę ziemską satelitów przystosowanych do wykrywania nowych źró d eł rentgenowskich, liczba takich źró d eł wykrywanych w ciągu roku okazała się stosunkowo duża i jest co najmniej rzędu kilku. Po drugie, wobec zapewnienia obserwacji ciągłych w czasie, zdecydowanie zw iększyła się liczba źró d eł o szybkim zaniku jasności. W niedługim czasie stanie się też zapewne możliwe dokonanie oceny częstości pojawiania się nowych źró d eł rentgenowskich w Galaktyce. Dotychczasowe obserwacje zdają się wskazywać, że pojawień takich powinno być co najmniej ok. 100 na rok. Chwilowe ź ró d ła promieniowania X, czy t e ż —jak coraz częściej się mówi — nowe rentgenowskie, mogą okazać się obiektam i dość obficie w ystępującym i w Galaktyce, choć obecnie trudno jest jeszcze powiedzieć coś pewnego na tem at ich miejsca w schemacie ewolucji gwiazd.

L I T E R A T U R A

B o l e y F., W o l f s o n R., B r a d t H., D o x e y R., J e r n i g a n G . , H i l t n e r W. A., 1976, Astrophys. J . Letters, 203, L I 3.

A m n u e 1 P. R., G u s e i n o v O. H., R a k h a m i n o v Sh. Ju ., 1974, Ap. and Space Sci., 29, 331. C h e v a l i e r R., I l o v a i s k y M., 1975, IAU Circular No. 2778.

C o e M. J., C a r p e n t e r G. F., E n g e l A. R., Q u e n b y J J., 1975, Nature, 256, 630. D a v i s R. J., E d w a r d s M. R., M o r i s o n I., S p e n c e r R. E., 1975, Nature, 257, 659. D o l a n P., 1975, IAU Circular No. 2835.

D o x e y R., J e r n i g a n G., H e a r n D., B r a d t H., B u f f J., C 1 a r k G. W., D e 1 v a i 11 e J., E p s t e i n A., J o s s P. C., M a t i l s k y T., M a y e r W., M c C l i n t o c k J., R a p p a - p o r t S., R i c h a r d s o n J., S c h n o p p e r H., 1976, Astrophys. J . Letters, 203, L9.

E a c h u s L. J., W r i g h t E., L i 11 e r W., 1976, Astrophys. J. Letters, 203, L17.

E l v i s M., P a g e C. G., P o u i®d s K. A., R i c k e 11 s M. J., T u r n e r M .J .L ., 1975, Nature, 257, 656.

E v a n s W. D., B e 1 i a n R. D., C o n n o r s J .P ., 1970, Astrophys. J. Letters, 159, L57. E y 1 e s C. J ., S k i n n e r G. K., W i l l m o r e A. P., 1975, Nature, 254, 577.

F a b i a n A., C., P r i n g 1 e J. E., W e b b i n k R. F., 1975, Nature, 255, 208. F r e n c h P., 1975, IAU Circular No. 2835.

H i g g s L. A., 1975, IAU Circular No. 2787.

I v e s J. C„ S a n f o r d P. W„ B u r n e l l S. J., 1975, Nature, 254, 578. J o s s P. C., 1975, IAU Circular No. 2863.

K a l u z i e n s k i L. J., H o l t S. S., B o l d t E. A., S e r l e m i t s o s P. J., 1975, Nature, 256, 628. ,v a l u z i e n s k L j . , H o i t S. S., B o l d t E. A., S e r l e m i t s o s P. J., E a d i e G.,