Postępy Astronomii nr 1/1975

omn

₁₂₅

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

X X I I I

— ZESZYT 1

1975

WAR S Z AWA • S T Y C Z E Ń — M A R Z E C 1975

/ ^ b U T ó t e ] ^

(

u n i w e r s y t e c k a

)

\ w Toruniu

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 X X III - ZESZYT 1

1975

KO LEGIU M RED AK CYJN E

Redaktor naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań

Warszawa Włodzimierz Zonn

Sekretarz Redakcji: Jerzy Stodółkiewicz, Warszawa

Adres Redakcji: Warszaw*, Al. Ujazdowskie 4 Obserwatorium Astronomiczne UW

W Y D A N O Z PO M O C Ą FIN A N S O W A POLSKIEJ A K A D E M II NAUK

f " W l’ntcd Ih Poland

i

UtWwSTUCJUk

T

Państwowe W ydaw nictw o Naukowe O ddział w Łodzi 1975

W y d a n ie L N akład 633 + 127 egz. Ark. myd. 6.00. Ark. druk. 5,25. Papier offset, kl. II I , 80 g, 70X 100. P odpisano do druku u; marcu 1975 r. D ruk ukończono

u j marcu 1975 r. Zam . nr 713/74. C-38 Cena zł 10,—

Zakład Graficzny W ydaw nictw Naukowych Łódź, ul. Żuiirki 2

SPIS TREŚCI

tomu XXIII (1975)

ZESZYT ]

A R T Y K U Ł Y

J. H a n a s z , R. S c h r e i b e r , H. W e ł n o w s k i , B. W i k i e r s k i , W. I. A k s e n o w ,

Obserwacje radiowe z pokładu satelity Interkosmos-Kopernik 500 ... 3

R. S c h r e i b e r, Obserwacje radioastronomiczne spoza Ziemi ... 11

K. S t ę p i e ń, Przyczyny zraian jasności gwiazd magnetycznych ... 21

T. J a r z ę b o w s k i , U kłady podwójne ze składnikiem rentgenowskim ... 33

T. K w a s t , Pozagalaktyczne źró d ła promieniowania rentgenowskiego... 55

A. O p o l s k i , W rocznicę rocznicy K opernikańskiej... 61

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W J. M e r g e n t a l e r , Uwagi o wielkości wahań aktywności słonecznej w różnych cyklach . . 65

H. K o r p i k i e w i c z , Badanie wieku rojów m e te o ro w y c h ... 69

M. P a ń k ó w , K. R u d n i c k i , Dwudziestolecie Planetarium Śląskiego ... 73

K R O N I K A J. M. K r e i n e r, 67 Sympozjum Międzynarodowej Unii A stro n o m iczn e j... 75

K. R u d n i c k i, IV Letnia Szkoła Kosmologii w O p o l u ... 76

ZESZYT 2

| Włodzimierz ZONN - Wspomnienia z czasów wileńskich, W. Iw a n o w s k a ... 87

| Włodzimierz ZONN~|- Okres warszawski, S. P io tr o w s k i... 91

A R T Y K U Ł Y A. K r a s i ri s k i, Modele Wszechświata w teorii w zględności... 97

M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Ekstremalne stany materii w astrofizyce. Część 1. Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty f i z y c z n e ... 111

L. N o w a k o w s k i , Usuwanie w pływ u listków bocznych charakterystyki anteny radiotele­ skopu na radiową mapę n i e b a ... 131

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W K. B o r k o w s k i , S. G o r g o l e w s k i , J. U s o w i c z , Interferom etr do obserwacji S łoń­ ca na częstotliwości 127 MHz ... ... 141

Nąftkowe ośrodki astronomiczne w k ra ju ... 152

4

Spis treści

D Y S K U S J E

W sprawie nauczania astronomii w dziesięcioletniej szkole średniej (uchwała ZG P T A ) ... 153

ZESZYT 3

A R T Y K U Ł Y

S. K r a s i ń s k i , Czy Słońce jest k u l i s t e ? ... 159 M. S. B o r c z u c h, B . K u c h o w i c z , Ekstremalne stany niaterii w astrofizyce. Część II.

Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty astro fizy czn e... 177 K. B o r k o w s k i , Radioźródła kalibracyjne... 199

\

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

K. K o z i e ł, Krakowskie wyniki badań libracyjnych w świetle pomiarów laserowych Księżyca 209 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a ju ... 213

K R O N I K A

K. R u d n i c k i, Konferencja „Ukryta Masa we Wszechświecie” poświęcona pamięci Pawła Pietrowicza Parenagi, Tallin, 2 8 -3 0 stycznia 1975 ... 215 J. M i e t e l s k i , M . W i n i a r s k i , Podwójny jubileusz w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Jagiellońskiego... 219

ZESZYT 4

A R T Y K U Ł Y

R. G ł ę b o c k i , Chromosfery gw iazdow e... 229 J. K r e ł o w s k i , Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Część I I ... ... 243 K. R u d n i c k i, Nowsze dane obserwacyjne o supernowych... 257

B. K o ł a c z e k , Laserowe obserwacje odległości Ziemia-Księżyc i związany z nimi rozwój badań libracji fizycznej Księżyca i jego o r b ity ... .... 271

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W

J. M. K r e i n e r, Zmiany okresów gwiazd podwójnych wybuchowych... 281

K R O N I K A

B. K o ł a c z e k , J. Ś l e d z i ń s k i , Kolokwium MUA Nr 26 — Podstawowe układy współ­ rzędnych w badaniach dynamiki Ziemi, Toruń, 26-3 1 sierpień 1974 ... 289 Z. K o b y l i ń s k i , Czyżby monopol m agnetyczny?... 293

Spis treści

5

C0j5EP>KAHHE T E T P A flH 1 C T a T b H • o . fl. X a H a r n , P. H l p e f t S e p , T. Bc j i h o b c k h, E. B H K e p c K H , B. H. Ak c c h o b, P aA H O H aG nK w eH H H c 6 o p T a c n y m H K a HHTEPKOCMOC - K o n e p H H K 5 0 0 ... 3 P. Ul p e Ił 6 e p , B n e a e M H b ie p a f lu o a c T p o H O M H ie c K H e H a 6 n io f le H H H ... 11 K . C r s M n e H b , HpHWMHbi n e p e M e H H o e T H G n e c łc a M arH H T H b ix 3b c3a . . . ... 2 1 T . J l > K e M 6 o B C K H , X lBO ftH ble CHCTeMbl C peH TTeHO B C K O tł K O M IIO H eH T O fi... 3 3 T. K s a c i , B H e ra n a K T H H e c K H e h c t o t o h k h p e m r e H O B C K o r o H3nyM eHHH... 55 A. O n o j i b C K H , B r o n o B iu H H y K o n e p H H K O B C K o ił r o A O B i m i H b i ... 6 1

H 3 J i a S o p a T o p H l t h o 6 c e p ba i o p h ił

H. M e p r e H i a j i e p , O n y K T y a u H H cpeHHeiwecHHHbix MHcen B o n b 4 > ab pa3Hbix UHKJiax coji-IleHHOtt aKTHBHOCTH... ... 65 K . K o p n H K e B H i , H c c n e n o B a H H e B 0 3 p a c T a M e T e o p H T H b ix p o e B ... 6 9 M . n a h b k y b, K . P y n H H U K H , f l B a a u a m n e T H e O u i e 3 C K o r o n n a n e T a p n a ... ... 7 3

X p o hh k a

E. M. K p e Ił h e p , 67 CHMno3HyM MoKnynapoAHoti AcTp0H0MHwecK0ił Y h h h ... 75 K. P y

n

h h u k h , IV J le m a a l l l K o n a K o c m o j i o i h h b O n o n e... 76

COflEPWAHME TETPA JW 2

BnoRHMiie>K 3QHH ]fl. H e a n o ecx a ... 87

BnoffHMHeac 3QHH| C. flu o r p o e c K u... 91

C T a T b M

A. K p a c H H b C K H , MoflenH BcejieHHoJł b T e o p H H oTHocHTeJibHOCTH . . ... 97 M. C. E o p s y x , E . K y x o bh 3 K C T p e M a J ib H b ie c o c T o a H i w M a re p H H b ac T p o (J)H 3 H K e .

Macrb I. CBepxTeKynecTb h CBepxnpoBomiMocTb: (JnoHMecKHe acneK Tbi... 111 JI. H 0 B a K 0 B C K H , Y c T p aH eH H e B JIM H H H 6 0 K 0 BbIX J1HCTKOB X apaK TepH C TH K H aUTCHHbl

p a j w o T e n e c K o n a H a p a a H O K a p T y H e 6 a . ... 131

M 3 n a 6 o p a T o p H f t h o 6 c e p b a to p hłł

K. E o p k o b c k h , C. T o p r o n e B C K H , Y c o b h m , H H T e p 4 > e p o M e T p pjin

Ha6jiio-Hemiił ConbHua Ha MacroTe 127 Mi t... 141 HaywHbie acxpoH O M H M ecK H e ueirrpbi b c i p a H e ... 152

f l H C K y C C H H

Flo B o n p o c y o R y w e H H a acT poH O M H H b n e c H T H n e r H e ti c p e flH e f t u i K o n e (n o cT aH O B JieH H e T n a B -Horo ynpaBneHHH HonbCKoro AcTpoHOMHwecKoro O S m ecT B a)... 153

6

Spis treści

COflEP)KAHHE TETPAJW 3

C T a T b H

A . K p a c H H f c C K H , IilapoBHflHo n u C o jiH u e ... 159 M . C. E o p h y x, E . K y x o bhm, 3KCTpeManbHbie c o c t o k h h h MaTepHH b acTpo(J)H3HKe.

MacTb II. CBepxTeKy'iecTb h CBepxnp0B0flHM0CTb: acrpoclHomecKHe acneKTbi... 177 K . E O P K O B C K H , KanHCpOBOiflUbie p aflHO HC TO HHH KH... 1 9 9

H 3 n a 6 o p a T o p H t t h o 6 c e p b a t o p h ił

K . K o 3 u e ji, KpaKOBCKHe pe3ynbraTbi nn6pauHOHHbix HccneHOBaHHft b cbjhh c na3epHbiMH H3MCpCHHKMH ... HaywHbie acTpoHOMHMecKHe yMpeacneHHH b C TpaHe... ... ... 21 3

X p o hh k a

K . P y a H H U K M , KoH4>epeHUMH „CKpbiTaa M acca b o BceneHHoR” , nocBHiueHHaK nainara IlaBJia IleTpoBHHa napeHara, TannHH 2 8 - 3 0 HHBapa 1 9 7 5 ... 215

H . M e i e n b c K H , M . B h h h p c k h , U b o K h o B ioCnjieft b AcTpoHOMHHecKOft

06cepBa-TopiiH HrennoHCKoro yHHBepcHTeTa... 2 1 9

COflEPWAHHE TETPAUM 4

C T a T b H

P. T J I 3 M 6 0 U K H , 3Be3flHbie x p o M o c ^ e p b i ... 22 9

51. K p e n o B C K H , 3BĆ3AM rana R ceBepHoft K o p o H b i ... ... ...24 3

K . P y f l H H U K H , HoBiune Ha6nionaTenbHbie naHHbie o C B epxHO BbiX ... ... 257 E. K o n a i e K , JIa3epHwe Ha6niojieHHH paccTOHHHH 3eMna-JIyHa h cB«3aHHbie c 3Thmh

HaSnioAeHHHMH pasBHTHe HccjieflOBaHHft 4>H3HMecKoB jinSpauHH JlyHbi h efl o p 6H T bi. . . 271

H 3 n a 6 o p a T o p H # h o G c e p B a T o p H f l

E. M. K p e f l M e p , H3MeHeHna nepwofloB BcnbixHBaiomHx HBoftHbix 3 B e 3 H... 281

X p o H hk a

E . K o ji a i e k , H . C b n e n 3 H H b C K H , 2 6 KoJinoKBHyM M A C - O c h o b h w c CHCTeMbi KoopnHHaT b HccnenoBaHHXX W H a M H K H 3eMJin. TopyHb, 2 6 - 3 1 aBrycrra 1 9 7 4 r ... 2 8 9 3 . K o 6 b i j i H H b C K H , Pa3Be j i h MarHeTHwecKHft M O H o n o n b ? ... 29 3

CONTENTS

NUMBER 1

A R T I C L E S

J. H a n a s z , R. S c h r e i b e r , H. W e ł n o w s k i , B. W i k i e r s k i , W. I. A k s e n o w , Radio Observations from Intercosmos - Kopernik 500 Satellite... R . S c h r e i b e r , Extraterrestrial Radioastronomical Observations ... K. S t ę p i e ń, Mechanisms of Light Variability of Magnetic S t a r s ... T . J a r z ę t f o w s k i , Binary Systems with an X -R ay C o m p o n e n t ... T. K w a s t Extragalactic X -R ay S ources... ... A. O p o 1 s k i, On the Anniversary of Copernicus Anniversary...

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

J. M e r g e n t a l e r , Comments on the Magnitude of Variation of Solar Activity in Different C ycles... H. K o r p i k i e w i c z , Investigation of Meteor Stream A ges... M. P a ń k ó w , K. R u d n i c k i , Twenty years of the Silesian Planetarium ...

C H R O N I C L E

J. K r e i n e r, 67^' Symposium of the International Astronomical U n i o n ... K. R u d n i c k i, 4™ Summer School on Cosmology in O p o le ...

NUMBER 2 W. Iwanowska

S. Piotrowski

A R T I C L E S

A. K r a s i ń s k i , Models of the Universe in General Relativity... M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Extremal States of the Matter in Astrophysics. Part I. Superfluidity and Superconductivity: Physical Aspects ... L. N o w a k o w s k i , Removal of the Influence of the Side Lobes of a Radiotelescope Aerial

Upon the Radio Map of the S k y ... ...

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

K. B o r k o w s k i , S. G o r g o l e w s k i , J. U s o w i c z , Interferometer for Observations of the Sun at 127 M H z ... Scientific Astronomical Centres in Poland ...

. ... .

D I S C U S S I O N S

On teaching of Astronomy in the 10-year Secondary School (resolution of the Board of the Po­ lish Astronomical S o cie ty )... Włodzimierz ZONN

Spis treści 8

NUMBER 3

A R T I C L E S

A. K r a s i ń s k i, Is the Sun Sph erical?... 159 M. S. B o r c z u c h , B. K u c h o w i c z , Extremal States of Matter in Astrophysics. Part II.

Superfluidity and Superconductivity: Astrophysical A s p e c ts ... ... 177 K. B o r k o w s k i , Calibration Radio Sources . . . . ... 199

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

K. K o z i e ł, The Cracow Results of Libration Studies in View of the Lunar Laser Measurements

m en ts...

t . . . .

... 209 Astronomical Scientific Centres in Poland... 213

C H R O N I C L E

K. R u d n i c k i, In Memory of P.P.Parenago: „The Hidden Mass in the Universe” - a Con­

ference Held in Tallin on January 28-30, 1975 ... ... 215 J. M i e t e l s k i , M. W i n i a r s k i , Double Jubilee in the Astronomical Observatory of the

Jagellonian University... 219

NUMBER 4

A R T I C L E S

R. G ł ę b o c k i , Stellar Chromospheres... . 229 J. K r e ł o w s k i , R Coronae Borealis Type Stars. Part II ... 243 K. R u d n i c k i, New Observational Data on Supernovae... 257 B. K o ł a c z e k , Laser Measurements of the Earth-Moon Distance and the Related with them

Investigations of Lunar Orbit and Lunar Physical L ib ratio n ... ... 271

F R O M L A B O R A T O R I E S A N D O B S E R V A T O R I E S

J. M. K r e i n e r, Period Changes of Double Eruptive S ta rs... 281

C H R O N I C L E

B. K o ł a c z e k , J. Ś l e d z i ń s k i , IAU Colloquium No 26 — Reference Coordinate Sy­

stems for Earth Dynamics, Toruń, Poland, 26-31 August, 1974 ... 289 Z. K o b y l i ń s k i , A Magnetic Monopole? . ... 293

I N D E K S

Zeszyt Strona A k s e n o w W. I., H a n a s z J., S c h r e i b e r R., W e ł n o w s k i H., W i k i e

Spis treici

9

Zeszyt Strona B o r c z u c h M. S., K u c h o w i c z B., Ekstremalne stany materii w astrofizyce.

Część I. Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty fizyczne ...• • • • 2 111 B o r c z u c h M. S., K u c h o w i c z B., Ekstremalne stany materii w astrofizyce.

Część II. Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty astrofizyczn e... 3 177 B o r k o w s k i K., G o r g o l e w s k i S . , U s o w i c z J . , Interferometr do obserwacji

Słońca na częstotliwości 127 M H z ... 2 141 B o r k o w s k i K., Radioźródła kalibracyjne... 3 199 G ł ę b o c k i R., Chromosfery gw iazdow e... 4 229 G o r g o l e w s k i S., B o r k o w s k i K., U s o w i c z J., Interferometr do obser­

wacji Słońca na częstotliwości 127 M H z ... 2 141 H a n a s z J., S c h r e i b e r R., W e ł n o w s k i H., W i k i e r s k i B . , A k s e

-n o w W. I., Obserwacje radiowe z pokładu satelity I-nterkosmos-Kopemik 500 . . 1 3 I w a n o w s k a W., I Włodzimierz ZONN~] Wspomnienia z czasów wileńskich . . . . 2 87 J a r z ę b o w s k i T., Układy podwójne ze składnikiem rentgenow skim ... 1 33 K o b y l i ń s k i Z., Czyżby monopol magnetyczny? ... 4 292 K o ł a c z e k B., Laserowe obserwacje odległości Ziemia—Księżyc i związany z nimi

rozwój badań libracji fizycznej Księżyca i jego orbity... 4 271 K o ł a c z e k B., Ś l e d z i ń s k i J., Kolokwium MUA Nr 26 — Podstawowe układy

współrzędnych w badaniach dynamiki Ziemi, Toruń, 26-31 sierpień 1974 ... 4 289 K o r p i k i e w i c z H., Badania wieku rojów meteorowych ... 1 69 K o z i e ł K., Krakowskie wyniki badań libracyjnych w świetle pomiarów laserowych

K się ż y c a ... 3 209 K r a s i ń s k i A., Modele Wszechświata w teorii w zglę d n o śc i... 2 97 K r a s i ń s k i A., Czy Słońce jest k u lis t e ? ... 3 159 K r e i n e r J. M., 67 Sympozjum Międzynarodowej Unii Astronom icznej... 1 75 K r e i n e r J. M., Zmiany okresów gwiazd podwójnych wybuchowych... 4 281 K r e ł o w s k i J., Gwiazdy typu R Coronae Borealis. Część I I ... 4 243 K u c h o w i c z B., B o r c z u c h M. S., Ekstremalne stany maierii w astrofizyce.

Część I. Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty fizyczne... 2 111 K u c h o w i c z B., B o r c z u c h M .S., Ekstremalne stany materii w astrofizyce.

Część II. Nadciekłość i nadprzewodnictwo: aspekty astrofizyczne... 3 177 K w a s t T., Pozagalaktyczne źródła promieniowania rentgenow skiego... 1 55 M e r g e n t a l e r J., Uwagi o wielkości wahań aktywności słonecznej w różnych

cy k lach ... 1 65 M i e t e l s k i J., W i n i a r s k i M., Podwójny jubileusz w Obserwatorium Astrono­

micznym Uniwersytetu Jagiellońskiego... 3 219 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a j u ... 2 152 Naukowe ośrodki astronomiczne w k r a j u ... 3 213 N o w a k o w s k i L., Usuwanie wpływu listków bocznych charakterystyki anteny

radioteleskopu na radiową mapę nieba . . . ... 2 131 O p o l s k i A., W rocznicę rocznicy Kopernikańskiej... ... 1 61 P a ń k ó w M., R u d n i c k i K., Dwudziestolecie Planetarium Ś ląsk ie g o ... 1 73 P i o t r o w s k i S., I Włodzimierz ZONlT| - Okres warszawski... 2 91 R u d n i c k i K., Konferencja „Ukryta Masa we Wszechświecie” poświęcona pamięci

Pawła Pietrowicza Parenagi, Tallin, 2 8 -3 0 stycznia 1975 ... 3 215 R u d n i c k i K., IV Letnia Szkoła Kosmologii w Opolu ... 1 76 R u d n i c k i K., Nowsze dane obserwacyjne o supernow ych... 4 257 R u d n i c k i K., P a ń k ó w M., Dwudziestolecie Planetarium Ś ląsk ie go ... 1 73 S c h r e i b e r R., H a n a s z J., W e ł n o w s k i H., W i k i e r s k i B , , A k s e

-n o w W. I., Obserwacje radiowe z pokładu satelity I-nterkosmos-Koper-nik 5 0 0 . . . 1 3 S c h r e i b e r R., Obserwacje radioastronomiczne spoza Z i e m i ... 1 11 S t ę p i e ń K., Przyczyny zmian jasności gwiazd m agn etyczn ych... 1 21

10 Spis treści

Zeszyt Strona Ś l e d z i ń s k i J., K o ł a c z e k B., Kolokwium MUA Nr 26 - Podstawowe układy

współrzędnych w badaniach dynamiki Ziemi, Toruń, 2 6 -3 1 sierpień 1974 . . . . 4 289 U s o w i c z J., B o r k o w s k i K., G o r g o l e w s k i S., Interferom etr do obser­

wacji Słońca na częstotliwości 127 M H z ... 2 141 W e ł n o w s k i H., H a n a s z J., S c h r e i b e r R . , W i k i e r s k i B . , A k s e

-n o w W. I., Obserwacje radiowe z pokładu satelity I-nterkosmos-Koper-nik 500 . . 1 3 W i k i e r s k i B . , H a n a s z J., S c h r e i b e r R . , W e ł n o w s k i H., A k s e

-n o w W. I., Obserwacje radiowe z pokładu satelity I-nterkosmos-Koper-nik 500 . . 1 3 W i n i a r s k i M., M i e t e 1 s k i J., Podwójny jubileusz w Obserwatorium Astrono­

micznym Uniwersytetu Jagielońskiego... 3 219 W sprawie nauczania astronomii w dziesięcioletniej szkole średniej (uchw ała ZG PTA) . 2 153 I Włodzimierz ZONNl - Okres warszawski.S. P io tr o w s k i... 2 91

ARTYKUŁY

POSTĘPY ASTRONOMII

Tom XXIII (1 9 7 5 ). Zeszyt 1

OBSERWACJE RADIOWE Z POKŁADU SATELITY

INTERKOSMOS-KOPERNIK 500

J A N H A N A S Z , R O M A N S C H R E I B E R , H E N R Y K W E Ł N O W S K I , B O G D A N W I K I E R S K I

Z a k ła d A stronom ii PAN (Pracow nia w T o runiu)

W I K T O R I. A K S E N O W

Instytut Radiotechniki i Elektroniki Akademii Nauk ZSRR (Moskwa)

PAIlHOHAEJlKWEHHfl

C

EOPTA CnYTHHKA

HHTEPKOCMOC-KOnEPHHK 500

H. X a H a u i , P. U l p e f t S e p , T. B e J i H O B C K H , B, B H K e p c K H , B. H. A k c e h o b

C o s e p j K a H H e

rip e a c T a B J ie H b iH B K p a m e k o c m h m c c k h h 3 K c n e p n M e H T Ha cnyTHHKe K r n e p K o c M O C -

-KonepHHK 500. Bo BpeMH 3KcnepHMeHTa

p a A H o c n e K T p o rp a c } ) 3aperHCTpHpoBan o k o j i o

50 BcnnecKOB III

THna cnopaaHMecKoro paflHOH3JiyiieHHH C ornua b

AHana30He nacTOT

0.6 flo 6.0 Mru.

OflHapy>KeHa

HeperynapHan c~pyKTypa HeKOTopwx BcimecKOB III

THHa b

4>a3e pocia, HanoMHHaioiuaH HeKaMeipoBbie

B c m ie c K H

THna III b . PaflHO-

c n e K T p o r p a t f )

n0CT0HHH0 perHCTpnpoBaji

n n a 3 M e H H b ie

pe30HaHCbi, B03HHKai0utHC

b h o -

Hoc(J)epe.

RADIO OBSERVATIONS FROM INTERCOSMOS-KOPERNIK 500 SATELLITE

S u m m a r y

The space experiment Intercosxnos-Kopemik 500 has been briefly described. 50 solar

type III radio bursts were observed with the aid o f a radio-spectograph swept over the

freouency range of 0.6 to 0.6 MHz. Irregular structure of some type III bursts has been

4 ./. Hanasz, R. Schrciber, / / . Wcłnowski, B. Wikierski, W. I. Aksenow

discovered during the increasing phase of bursts. It reminds decametric type Illb bursts. Ionospheric plasma resonances had been continuously recorded.

19 kwietnia 1973 r. z terenu Związku Radzieckiego wprowadzony został na orbitę okołoziemską satelita Interkosmos-Kopernik 500, przeznaczony do badań sporadycznego promieniowania radiowego Słońca oraz parametrów jonosfery ziemskiej. Eksperyment kosmiczny, wspólne dzieło radzieckich i polskich naukowców, był jednym z przedsię­ wzięć przeprowadzonych w związku z obchodami 500-lecia urodzin Mikołaja Kopernika. Satelitę wprowadzono na orbitę o parametrach: wysokość w apogeum - 1551 km, wy­ sokość w perigeum — 202 km, nachylenie orbity do równika - 48“ 5, początkowy okres obiegu dookoła Ziemi - 102,2 min.

Na satelicie Interkosmos-Kopernik 500 przeprowadzono kilka eksperymentów. Oto one:

1) badania wybuchów sporadycznego promieniowania radiowego Słońca w zakresie częstotliwości od 0,6 do 6,0 MHz za pomocą radio spektrografu (eksperyment polski, kierownictwo naukowe: J. H a n a s z ) ;

2) badania charakterystyk ekranu jonowego, tworzącego się wokół anteny zanurzonej w plazmie jonosferycznej, oraz badania parametrów jonosfery: gęstości elektronów i temperatury na podstawie danych o impedancji anteny elektrycznej, mierzonej za po­ mocą niskoczęstotliwościowego miernika impedancji (eksperyment Instytutu Radio­ techniki i Elektroniki AN ZSRR, kierownictwo naukowe: W. I A k s e n o w);

3) pomiary lokalnej gęstości elektronowej jonosfery i jej niejednorodności metodą wysokoczęstotliwościowej sondy impedancyjnej (eksperyment Instytutu Badawczego Padiofizyki w Gorkim, kierownictwo naukowe: G. P. K o m r a k o w).

Prócz tego polski radiospektrograf rejestrował stale rezonanse plazmowe, które pojawiają się w jonosferze. Okazało się w trakcie lotu satelity, że otrzymane mate­ riały obserwacyjne stanowią cenne źródło dla badań fizyki jonosfery. Dlatego też studia nad rezonansami jonosferycznymi stały się dodatkowym czwartym tematem badawczym programu naukowego satelity Interkosmos-Kopernik 500.

Na satelicie umieszczono aparaturę składającą się z radiospektrografu pracującego w zakresie częstotliwości od 0,6 do 6,0 MHz (opracowanego w Polsce) oraz' dwóch sond impedancyjnych na niskie i wysokie częstotliwości (opracowanych w ZSRR). Na pokła­ dzie satelity polscy uczestnicy eksperymentu umieścili także dodatkowy nadajnik radio- telemetryczny, wyprodukowany w Czechosłowacji, przeznaczony do przekazywania (w czasie rzeczywistym) na Ziemię informacji o jakości pomiarów wykonywanych przez radiospektrograf. Odbiór tych danych był regularnie prowadzony na stacji telemetrycznej w Obserwatorium Astronomicznym w Ondrzejowie w Czechosłowacji przez czechosło­ wackich i polskich obserwatorów.

Koordynatorem wszystkich eksperymentów na pokładzie satelity był W. I. A k s e ­ n o w z Instytutu Radiotechniki i Elektroniki Akademii Nauk ZSRR.

Głównym kanałem przekazywania danych pomiarowych z satelity na Ziemię był Jziecki system radio telemetryczny. Pozwala on, dzięki zastowaniu układu pamięci

O bserwacje radiow e satelity 1 nterkosm os-K opernik 500

0 pojemności 100 min., zapisywać na pokładzie wyniki pomiarów uzyskanych w ciągu całego okrążenia Ziemi i następnie szybko je odtw arzać w czasie przelotu satelity nad naziemną stacją odbioru danych, leżącą na terenie Związku Radzieckiego. W ciągu doby udaw ało się na ogół odbierać dane z 5 okrążeń, zwykle prócz sobót, niedziel i świąt. Łączność z satelitą w obie strony — tzn.: przekazywanie „kom end” do satelity i odbiór danych pom iarow ych — należały do strony radzieckiej. Również w stępne opracowanie 1 przetwarzanie danych odbyw ało się w Związku Radzieckim. Uporządkowane wyniki pom iarów, zaopatrzone w nawiązanie czasu, polscy uczestnicy eksperym entu otrzym ują sukcesywnie od strony radzieckiej. Dane te mają postać analogową — rejestrację na taśmie filmowej i postać cyfrową - na taśmie magnetycznej.

Eksperym enty na satelicie Interkosm os-Kopernik 500 trw ały ok. 6 miesięcy. 16 p aź­ dziernika 1973 r., na 2665-tym okrążeniu satelita wszedł w gęste warstwy atmosfery i sp ło n ą ł. 680 razy nawiązywano bezpośrednią łączność z satelitą, na 540 okrążeniach pracow ała jego aparatura badawcza z zastosowaniem u k ła d u pam ięci, dostarczając reje­ stracji dla ok. 900 godz. pracy satelity. 264 razy w łączano nadajnik telem etryczny produkcji czechosłowackiej nad stacją odbiorczą w Ondrzejowie.

Do końca eksperym entu aparatura badawcza i wszystkie urządzenia pokładow e sate­ lity pracow ały praw idłow o.

Uzyskane informacje naukowe są obecnie opracowywane przez zespoły w Polsce i w Związku Radzieckim. W niniejszym artykule przedstawiono tylko polską część pro­ gramu badawczego satelity. Opisano krótko m etodę pomiarów sporadycznego prom ie­ niowania radiowego Słońca oraz pierwsze wyniki obserwacji radiowych Słońca ijono- sfery za pomocą radiospektrografu zainstalowanego na satelicie.

Radioastronom iczne badania S łońca i innych obiektów kosmicznych mogą być pro­ wadzone z powierzchni Ziemi w szerokim przedziale częstotliwości okna radiowego, które sięgać może długości fal ok.30 m. Na tych i dłuższych falach promieniowanie pozaziemskie jest skutecznie ekranowane w jonosferze ziemskiej i zakłócane przez stacje nadawcze i w yładow ania atm osferyczne. Wiedza nasza o naturze wybuchów prom ienio­ wania radiowego Słońca na falach hektom etrow ych i dłuższych pochodzić może z obser­ wacji prow adzonych na satelitach, których orbity sięgają wysoko ponad jonosferę. Z przeglądem wyników tych obserwacji Czytelnik może zapoznać się obszerniej w arty­ kule R. S c h r e i b e r a , zamieszczonym w tym zeszycie. Obserwowane w paśmie hektom etrow ym w ybuchy są klasyfikowane na ogół jako długofalow e przedłużenie wybuchów typu III, rejestrow anych w paśmie fal m etrow ych i dekam etrow ych (np. F a i n b e r g i S t o n e 1973). Sądzi się obecnie, że wybuchy te powstają w wyniku oddziaływ ania fal plazmowych, pobudzanych w koronie słonecznej przez strumienie na­ ładow anych cząstek o prędkościach ok.1/3 prędkości św iatła. Częstotliwości drgań plaz­ mowych są proporcjonalne do pierwiastka z lokalnej gęstości elektronowej w koronie, stąd też strumienie cząstek w yw ołują zwykle promieniowanie elektrom agnetyczne naj­ pierw na wyższych, potem na niższych częstotliwościach (d ry f częstotliwości). Badanie wybuchów typu 111 może przeto dostarczyć danych o fizyce cząstek pobudzających, strukturze plazmy koronalnej, mechanizmach pobudzania fal plazmowych, a także o me­ chanizmach przemiany energii tych fal w energię fal elektrom agnetycznych.

Program obserwacyjny obejm ow ał badania struktury wybuchów typu III w zakresie częstotliwości od 0,6 do 6,0 MHz (długości fal od 50 do 500 m). Granice przedziału

6

J. Hanasz, R. Schreiber, H. Wełnowski, B. Wikierski, W. I. Aksenow

1

częstotliwości odpowiadają poziomom plazmowym w koronie od kilku do kilkudzie­

sięciu promieni słonecznych. Dokładne wartości wysokości tych poziomów nie są znane

aktualnie na dużych odległościach od Słońca, dlatego oszacowań wysokości poziomów

plazmowych dokonuje się zwykle za pomocą uśrednionych modeli korony. Wybór dolnej

granicy analizowanego pasma częstotliwości wynikał z oceny gęstości elektronowej jono-

sfery na wysokości apogeum satelity - ok. 1500 km. Promieniowanie radiowe pocho­

dzenia kosmicznego na częstotliwości ok.0,6 MHz może docierać do tego poziomu przy

założeniu uśrednionego rozkładu gęstości elektronów w jonosferze. Maksymalna gęstość

elektronów w warstwie F jonosfery stanowi o wyborze górnej granicy analizowanego

pasma. Powyżej ok. 6 MHz jonosfera nieskutecznie ekranuje aparaturę odbiorczą od za­

kłóceń wywołanych wyładowaniami atmosferycznymi i emisją stacji nadawczych.

Radiospektrograf, którym prowadzono obserwacje wybuchów radiowych, stanowił

układ odbiorczy przestrajany cyklicznie w paśmie od 0,6 do 6,0 MHz. Był on połączony

z układem antenowym składającym się z dwóch wzajemnie prostopadłych dipoli. P ła­

szczyzna anten b y ła prostopadła do osi głównej satelity. Anteny o rozpiętości 15 m.

(4 elementy po 7,5 .n) stanowiły krótkie dipole elektryczne, pracujące poza rezonansem.

Taka konfiguracja dipoli umożliwiała prawie jednakowy odbiór promieniowania ze

wszystkich kierunków. Rozwiązanie takie b y ło nieodzowne dla uniknięcia efektów

związanych z rotacją satelity wokół własnej osi. Dzięki temu uzyskano ciągłość obser­

wacji wybuchów słonecznych z satelity, który nie by ł zorientowany na Słońce. Każdy

z dipoli byłj, połączony z niezależnym traktem odbiorczym radiospektrografu. Sumo­

wanie sygnałów z obu traktów dokonywało się w układzie odbiorczym analogowo po

wzmocnieniu i detekcji kwadratowej wg zasady:

Ar2(£^sin20 + £^cos20) = t f E 2,

^

gdzie: £sin0 i EcosB - rzuty wektora elektrycznego padającej fali na poszczególne dipole

odbiorcze, k — współczynnik wzmocnienia.

Cykl przestrajania radiospektrografu wynosił 12 sek. i by ł synchronizowany z pokła­

dowego bloku jednolitego czasu. Zakładano, że okres ten jest porównywalny ze skalą

czasową zmian w strukturze widm dynamicznych wybuchów słonecznych w paśmie

częstotliwości od 0,6 do 6,0 MHz. Przegląd zarejestrowanych zjawisk ujawnił jednak, że

okres ten jest zbyt długi dla śledzenia zmian w drobnej strukturze niektórych wybuchów.

Okres ten by ł zdeterminowany ograniczoną przepustowością systemu radiotelemetry-

cznego.

W związku z koniecznością równomiernego obciążenia kanałów telemetrii analizo­

wany przedział częstotliwości został podzielony na 4 pasma, obsługiwane przez 4 nie­

zależne kanały radiospektrografu (1 kanał = 2 trakty odbiorcze dla 2 dipoli).

Dzięki zastosowaniu automatycznej regulacji wzmocnienia zakres mierzonych ampli­

tud wynosił ok. 60 decybeli mocy, co wystarczyło dla rejestracji nawet najsilniejszych

wybuchów słonecznych.

Zdolność rozdzielcza po częstotliwości była określona wstęgą przepuszczania radio­

spektrografu równą 32 kHz. Częstotliwość próbkowania telemetrii w 100-minutowvch

seansach zapamiętywania informacji wynosiła w każdym kanale radiospektrografu

12 Hz, zatem średnio 3 próbki przypadały na jedną wstęgę w każdym kanale.

1 Obserwacje radiowe satelity Interkosmos-Kopernik 500 7

Nadawane z Ziemi „rozkazy” włączenia aparatury naukowej satelity powodowały

równoczesne włączanie wbudowanego w radiospektrograf systemu wewnętrznych kali­

bracji amplitudy i częstotliwości, dzięki czemu każdy seans rejestracji danych był po­

przedzony co najmniej jednym cyklem kalibracyjnym.

Obecnie trwa opracowywanie materiałów obserwacyjnych. Na taśmach z zapisami

fotograficznymi zidentyfikowano ok. 50 wybuchów sporadycznego promieniowania

radiowego Słońca. Widma tych wybuchów, znanych jako typ III, są na tyle charakte­

rystyczne, że dają się łatw o wyróżnić spośród innych typów sygnałów rejestrowanych

przez radiospektrograf. Kryteria wyboru były następujące: dryf po częstotliwości od

wyższych ku niższym, ostry front i powolny, eksponencjalny zanik. Przykład większego

wybuchu typu III zarejestrowanego na taśmie fotograficznej 4 lipca 1973 r. przedstawia

rys. 1. Widoczne są 12-sekundowe kadry cyklu przestrajania w 3-ch podzakresach

często-4 L IP C A 1973

_______ 1______________________ (L it _______________________________ 44-6.0 MHz

1 ~ ^

1

i

' "

r

rV"T -i^ i 4- i ■

r 1 1 "i

r -1

r

i" i

\ \ -__________________________ i______ \ ________________________ 5.0-44 I " l ' I ~ I i ~ I i \ i i “ i 'i " “ i ~ ~ ” 1 ” i ' l " i ” ■ i i

\

\

—

— ___________ ___

_ > ________V

- ^

v

- . 17-30

p n 'ZT' ~ 1 = - l I r ” “ T ' n ^ T I- - - V 1- - - 1- - - 1- - - 1- - - . I I ”' S r I ^ I 4 46 UT 4 47 N 4 48 4h49mUT

Rys. 1. Wybuch typu III zarejestrowany w dniu 4 lipca 1973 r. za pom ocą radiospektrografu na sate­ licie Interkosmos-Kopernik 500

tliwości od 1,7 do 6,0 MHz. Amplituda zapisu nie uwzględnia kalibracji. Linia P-P po­

kazuje charakterystyczny dryf początku wybuchu (po częstotliwości), linia M-M — dryf

maksimum. Przygotowano katalog wszystkich zauważonych na taśmach fotograficznych

wybuchów radiowych Słońca. Katalog zawiera takie dane jak: czas początku zjawiska,

czas trwania i ocenę amplitudy. U szeregu zjawisk zarejestrowanych przez satelitę znale­

ziono odpowiedniki w paśmie metrowym na częstotliwościach od 45 do 90 MHz (radio­

spektrograf Instytutu Magnetyzmu Ziemskiego, Jonosfery i Rozprzestrzeniania się Fal

Radiowych AN ZSRR w Moskwie).

Podczas wizualnego przeglądu taśm fotograficznych zauważono szereg wybuchów

radiowych, w których wyróżnić można drobną, nieregularną strukturę frontów (rozumia­

nych jako części wybuchów od momentów początku do momentu maksimum), oraz

łagodną, eksponencjalnie zanikającą strukturę (od maksimum do końca). Fronty te

przypominają wybuchy typu Illb, występujące w paśmie dekametrowym. W przeci­

wieństwie do zwykłych „gładkich” wybuchów typu III, wybuchy typu Illb składają się

z dużej ilości „prążków” układających się w łańcuchy z dryfem od wysokich ku niskim

częstotliwościom odpowiadającym prędkości dryfu zwykłych wybuchów typu III (d e

l a

N o e

i B o i s c h o t |1972). W paśmie dekametrowym obserwuje się często

pary wybuchów typu Illb i typu III, przy czym wybuchy typu Illb wyprzedzają zwykle

wybuchy typu III-o kilka sekund ( d e l a N o e i B o i s c h o t 1972). Można ocze­

kiwać, że na niższych częstotliwościach pary takie łączą się w jeden wybuch, którego

8 J. Hanasz, R. Schreiber, H. W ełnowski, B. Wikierski, W. I. A ksen ow

front przypomina wybuch Illb obserwowany na falach dekametrowych, zaś łagodny,

eksponencjonalny zanik jest niskoczęstotliwościowym przedłużeniem dekametrowego

„gładkiego” tjpu III. Nieregularne wybuchy przypominające wybuchy Illb nie były

obserwowane dotąd na częstotliwościach poniżej 20 MHz ( d e l a N o e i B o i s c h o t

1972). Nie były także zauważone przez urządzenia Eksplorera Radioastronomicznego

(RAEI). Przypuszczać można, że do wykrycia tej struktury w czasie naszego eksperymen­

tu przyczynił się inny sposób rejestracji wybuchów oraz fakt posiadania quasi-izotropo-

wej charakterystyki odbiorczej anten, dzięki czemu udało się uniknąć szybkich modula­

cji sygnału w wyniku rotacji satelity. Sądzić więc można obecnie, że granica zanikania

cech charakterystycznych dla wybuchów typu IIIb sięga częstotliwości 3 MHz lub niższej.

Wykrycie nieregularnej struktury wybuchów typu III w paśmie fal hektometrowych może

mieć istotne znaczenie dla badań struktury plazmy koronalnej i natury strumieni

cząstek naładowanych, pobudzających drgania.

Ilościowe badania struktury wybuchów radiowych będą prowadzone z wykorzysta­

niem elektronowej techniki obliczeniowej na podstawie materiałów zarejestrowanych na

nośniku magnetycznym.

W ciągu eksperymentu kosmicznego Interkosmos-Kopernik 500 rejestrowano regu­

larnie za pomocą radiospektrografu naturalne rezonanse plazmowe, powstające wjono-

sferze.

Wstępne wyniki tych obserwacji, jak również wyniki obserwacji sporadycznego .pro­

mieniowania Słońca, przedstawiono na sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicz­

nej w Toruniu we wrześniu 1973 r. ( H a n a s z , A k s e n o w , K o m r a k o w 1973).

Wyniki te pokazują dobrą korelację częstotliwości rezonansu z: 1) pomiarami gęstości

elektronów w jonosferze (eksperyment Komrakowa), 2) — pomiarami pojemności ekranu

jonowego (eksperyment Aksenowa). Rysunek 2 przedstawia zestawione ze sobą pomiary

jonosfery wykonane w czasie jednego z okrążeń. Obserwacje za pomocą radiospektrogra­

fu wykazują ponadto efekt modulacji amplitudy rezonansu związany z obrotem anten

radiospektrografu dookoła linii sił ziemskiego pola magnetycznego. Rysunek 3 uwidacz­

nia periodyczne zmiany amplitudy rezonansu na zapisie telemetrycznym.

Sprawą niejasną jest powstawanie rezonansu plazmowego w otoczeniu satelity, który

nie wytwarza wokół siebie pól wysokiej częstotliwości zdolnych do pobudzenia oscylacji

otaczającej plazmy jonosferycznej. Nie wiadomo również, dlaczego widać zazwyczaj tylko

jeden typ rezonansu, podczas gdy inne są w tym czasie niewidoczne. Analiza i kla­

syfikacja pasywnych rezonansów plazmowych obserwowanych naszym spektrografem

jest obecnie przeprowadzana we współpracy z Instytutem Badawczym Radiofizyki

w Gorkim (N1RFI).

Na podstawie dotychczasowego przeglądu materiałów obserwacyjnych zapisanych na

taśmach filmowych można wysnuć następujące ogólne spostrzeżenia:

Obserwacje radiowe satelity Interkosm os-Kopernik 500 9

w y so ko ść, km

Rys. 2. Pomiary częstotliwości rezonansu ( f ) , gęstości elektronowej (7V) i pojemności ekranu jonowego (C) na 53 okrążeniu satelity Interkosmos-Kopernik 500

3 MAJA 1973

6 0 7

Rys. 3. Modulacja am plitudy rezonansu jonosferycznego, związane z rotacją anten radiospektrografu w ziemskim polu magnetycznym (pomiary z satelity Interkosmos-Kopernik 500)

10 J. Hanasz, R. Schreiber, H. Wetnowski, B. Wikierski, W. I. Aksenow

1) obserwacje sporadycznego promieniowania radiowego Słońca przedstawiają ma­

teriał nadający się do badań zjawisk zachodzących w wysokich warstwach korony sło­

necznej. Szczególnie interesujące dane dotyczą drobnej struktury wybuchów typu III;

2) ogólny wygląd zaobserwowanych wybuchów potwierdza wyniki otrzymane przez

innych autorów w ostatnich latach. Dotyczy to w szczególności ocen prędkości dryfu,

czy czasu trwania części zanikającej;

3) w czasie eksperymentu obserwowano sporadyczne promieniowanie radiowe Słońca

w zakresie od 1,7 do 6,0 MHz, nie zaobserwowano zaś w zakresie od 0,6 do 1,7 MHz. Jak

się okazuje, stosunkowo niewiele czasu satelita znajdował się na dostatecznie dużych

wysokościach po stronie dziennej. Nie było ani jednej obserwacji wybuchu na maksy­

malnej wysokości w pobliżu 1500 km, gdy odległość zenitalna Słońca była niewielka;

4) radiospektrograf dostarczył ciekawych danych o rezonansach powstających w jono-

sferze i ich modulacji z okresem rotacji satelity.

W niniejszym artykule przedstawiono tylko polską część eksperymentu i wstępne

wyniki obserwacji. Dalsze opracowanie wyników jest w toku. Pomyślny przebieg ekspe­

rymentu zawdzięcza się w dużym stopniu pomocy i bezinteresownemu współdziałaniu

radzieckich naukowców i techników pracujących nad przygotowaniem, przeprowa­

dzeniem eksperymentu i opracowaniem informacji naukowej. Pracownicy Obserwatorium

Astronomicznego w Ondrzejowie w Czechosłowacji udostępnili stację odbiorczą i brali

udział w odbiorze danych telemetrycznych. Konstrukcja radiospektrografu była

wspólnym dziełem Toruńskiej Pracowni Astrofizyki Zakładu Astronomii PAN, Zakładu

Radioastronomii Uniwersytetu Toruńskiego i Instytutu Lotnictwa w Warszawie. Anteny

radiospektrografu zostały wykonane w Związku Radzieckim. Zespół Pracowni Przetwa­

rzania Danych Kosmicznych Instytutu Maszyn Matematycznych w Warszawie zajmuje się

przetwarzaniem danych zarejestrowanych na nośniku magnetycznym oraz danych o po­

łożeniu i orientacji satelity, za pomocą maszyny cyfrowej IBM 370/145. Eksperyment

by ł jednym z przedsięwzięć (międzynarodowego programu współpracy krajów socjalisty­

cznych w dziedzinie badań kosmicznych — Interkosmos. Udział Polski w eksperymencie

Interkosmos-Kopernik 500 by ł koordynowany przez Komitet do Spraw Badań i Poko­

jowego Wykorzystania Przestrzeni Kosmicznej. Prace związane z tym eksperymentem są

finansowane z funduszy przeznaczonych na realizację problemu PAN — 14 „Zagadnienia

fizyki kosmicznej” .

L I T E R A T U R A

d e l a N o e , i., B o i s c h o t, A., 1972, Astron. Astrophys. 20, 55: F a i n b e r g , J., S t o n e , R. G., 1973, GSFC, Preprint X-693-73-346.

H a n a s z , J., A k s e n o v , V. I., K o m r a k o v, G. P., 1974, Exploration o f the Planetary Sy­ stem (1AU Symp. No. 65), pp. 6 7 -7 3 .

POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXIII (1975). Zeszyt 1

OBSERWACJE RADIOASTRONOMICZNE SPOZA ZIEMI

R O M A N S C H R E I B E R Z akład Astronomii PAN (Pracownia w Toruniu)

BHE3EMHbIE PAJJHOACTPOHOMM4ECKHE HAEJllOHEHHfl P. Ul p e ń 6 e p

C o a e p * a H H e

Uejibio CTaTbH H BJinercH oimcaHHe ycnexoB BHe3eMHOH paflHoacTpoHOMHH b npo-

aoji)KeHHH nocneflHHx 10 n e i; cymecTBeHHbiH n p o r p e c c , o c o 6 c h h o KacawmHńcH Haójno-

fleHHH COJ1HC4HOH KopoHbi h Me>KnjiaHeTHoro npodpaHCTBa. OTMe*ieHbi Ha6nK),aeHHH njia-

Het h ranaK T H K H . CTaTbio 3aKaHMHBaio'r 3aM ewaHH«

o

6yaym H X SKcnepHM emax. ’

EXTRATERRESTRIAL RADIOASTRONOMICAL OBSERVATIONS

S u m m a r y

The review is an attempt to describe the achievements of extraterrestrial radioastro­

nomy during the last 10 years. Substantial progress, especially in the observations o f the

solar corona and the interplanetary space is reported. Observations o f planets and Galaxy

are also mentioned. Some remarks concerning the future experiments are briefly outlined.

W ostatniej dekadzie również radioastronomia skorzystała z możliwości, które po­

jawiły się w wyniku rozwoju astronautyki.

„Okno radiowe” na Ziemi obejmuje obszar od fal milimetrowych do dekametrowych.

Fale dłuższe odcina ziemsla jonosfera. Bardzo rzadko udaje się obserwować na często­

ściach pojedynczych megahertzów. Dlatego dopiero wzniesienie się ponad jonosferę, czy

12

R. Schreiber

chociażby jej najgęstsze warstwy umożliwia obserwacje na falach hekto- i kilometrowych. Radioastronomia pozaziemska jest m łodą dziedziną, ale chociaż liczy dopiero 10 lat ma już sporo osiągnięć. A rtykuł jest próbą przedstawienia obserwacji źró d eł ściśle „poza­

ziemskich” ; dlatego pomija obserwacje radiowe jonosfery i magnetosfery, które stanowią oddzielny, bardzo ciekawy tem at.

1. PROBLEMY ZWIĄZANE Z RADIOASTRONOMIĄ SATELITARNĄ

Obserwując spoza Ziemi musimy liczyć się z ograniczeniami. Dotyczą one m.in. wagi aparatury naukowej, jej rozmiarów, m ocy czy ilości obserwacji, które chcemy otrzym ać. System odbioryczy umieszczony poza Ziemią musi być niezawodny i jednocześnie możliwie prosty. Jak każdy taki system, składa się z anten, odbiornika i układów reje­ strujących. Te ostatnie połączone są z urządzeniami telem etrycznym i przekazującymi zdobytą informację na Ziemię. Niekiedy obserwacje transm itowane są bezpośrednio, bez korzystania z rejestracji.

A nteny, ze względu na trudności technologiczne, ograniczają się zwykle do dipoli. Długość ich waha się m iędzy kilkoma a pięciuset m etrami. Dla fal hekto- i kilom etro­ wych prowadzi to do oczywistych trudności w lokalizacji radioźródeł. O statnio u d ało się za pomocą prostej techniki modulacji sygnału odbieranego przez anteny zwiększyć dokładność lokalizacji źró d e ł, która np. dla wybuchów słonecznych III typu dochodzi do 1° (S ł y s z 1967; F a i n b e r g et al. 1972). W ykorzystano tu o b ró t satelity (czyli jednocześnie anten) w okół osi. Wiążąc charakterystykę anteny ze zm odulowanym sygna­

łem można wyznaczyć kierunek przychodzącego promieniowania. N astępnym ele­ m entem systemu jest odbiornik. Używane są odbiorniki pracujące na kilku czy więcej częstościach jednocześnie, bądź przestrajane periodycznie w wybranym zakresie. W o stat­ nim w ypadku nie trzeba używać wielu kanałów telem etrycznych.

Odbiornik musi być niezawodny i stabilny. Elementy półprzew odnikow e w zetknię­ ciu z promieniowaniem kosmicznym stopniowo zmieniają swoje właściwości. Dlatego potrzebne są urządzenia kalibrujące. Dzięki nim obserwujemy zachowanie się odbiornika (czasem też anteny) w czasie lotu. D okładność pom iaru strum ienia obserwowanego prom ieniow ania jest zwykle ok. 10-20%. Dynamiczny zakres odbiornika powinien obej- mowć ok. 120 db. Nie trzeba wtedy obawiać się nasycenia, a i słabe sygnały są dobrze widoczne.

Telemetria jest następnym ogniwem systemu. Jest to jego „wąskie gardło” . Pojemność k anałów telem etrycznych, a w drugim rzędzie pam ięci rejestrującej obserwacje, ogra­ niczają często szybkość próbkow ania sygnału. Uzyskanie sensownych danych nie zawsze wymaga szybkiego próbkow ania (np. obserwacje tł a Galaktyki). Traci się jednak wtedy informację o zjawiskach krótkotrw ałych. Przykładem może być drobna struktura w ybu­ chów III typu, o której wspomina w swoim artykule J. H a n a s z .

Oprócz przeszkód natury technicznej istnieją jeszcze inne ograniczenia. Należą do nich zakłócenia, których silnym źró d łe m są ziemskie staq'e radiowe i w yładow ania atm osfe­ ryczne ( H e r m a n et al. 1973). Można je zmniejszyć oddalając satelitę od Ziemi. Trud­ niej uwolnić się od magnetosfery, która szczególnie silnie em ituje poniżej 1 MHz (F r a

n-Obserwacje radioastronomiczne spoza Ziem i 13

k e l 1973). Obserwacje z orbity wokółksiężycowej czy stacji m iędzyplanetarnej mogą być już w dużym stopniu wolne od tych szumów.

Niekiedy możemy traktow ać jak o zakłócenie promieniowanie radiowe Galaktyki osiągające maksimum strumienia w okolicy 3 MHz. Może ono skutecznie zasłaniać słabe źró d ła.

Innym problem em związanym z badaniem kształtów i położeń źró d eł jest powiększa­ nie się ich rozmiarów kątow ych w wyniku rozpraszania promieniowania na niejedno­ rodnościach plazmy m iędzyplanetarnej. Wiadomo np., że dla częstości niższych od 1 MHz ź ró d ła wybuchów słonecznych III typu rozmywają się do kilku i więcej stopni ( S ł y s z 1967). Ostatnie prace ( S t e i n b e r g 1972; F a i n b e r g e ta l. 1972) wska­ zują na realność tej trudności.

Osobnym zagadnieniem są szumy powstające w układach elektrycznych i elektro­ nicznych satelity. Ze względu na bliskie sąsiedztwo anten są one szczególnie niebez­ pieczne.

2. NIEKTÓRE EKSPERYMENTY RADIOASTRONOMICZNE POZA ZIEMIĄ Alouette I (1963-1965) ( H a r t z 1969). Przestrajany w paśmie 1,5-15 Mhz i 0,6-15 MHz. Wybuchy III typu - wysokości w koronie 4,5-40 (R Q - promień Słońca).

Łuna XI, XII ( 1 9 6 6 ) ( S ł y s z 1967). Trzy częstości: 30 kHz, 200 kHz, 1 MHZ. Wybuchy III typu, 35—200 R(). Informacje o położeniu źró d e ł z modulacji sygnału i zakryć przez Księżyc.

OGO III (1967) ( H a d d o c k et al. 1970). Przestrajany w paśmie 2-4 MHz. Wybuchy III typu, 5-10 R0 .

ATS II (1967) ( A l e x a n d e r et al. 1969). Dyskretne częstości w paśmie 0,45-3 MHz. Odpowiada to odległości 10-40 RQ.

RAE-I (Radio Astronomy Explorer I, 1968) ( F a i n b e r g , S t o n e 1970). C zęsto­ ści dyskretne i przestrajanie w paśmie 0,2-4,5 MHz. Odpowiada to odległości

10-100 Ro .

1MP-6 (1971) ( F a i n b e r g et al. 1972). 40 dyskretnych częstości w paśmie 0,03-5 MHz. W ybuchy 111 typu widoczne do orbity Ziemi. Wybuchy II typu, Galaktyka, Jowisz. Informacje o położeniu źródeł z modulacji sygnału.

lnterkosm os-Kopernik 5 0 0 (1 9 7 3 ) ( H a n a s z et al. 1975). Przestrajany w paśmie 0,6-6 MHz.

RAE-II (1973) ( F a i n b e r g , S t o n e 1973, COSPAR Inf.Buli. 1973). Dyskretne częstości: 9 kanałów w paśmie 0,45-9,18 MHz, 32 k anały w paśmie 0,025-13 MHz. Umieszczony 15 czerwca 1973 r. na orbicie w okółksiężycow ej.

3. WYNIKI OBSERWACJI

Obserwacje radioastronom iczne poza Ziemią ograniczyły się dotychczas do kilku obiektów. Nie licząc atm osfery i magnetosfery Ziemi są to:

14 R. Schreibcr

a) korona słoneczna i przestrzeń międzyplanetarna,

b) Jowisz,

c) Galaktyka.

I. OBSERW ACJE KORONY SŁO N ECZN EJ I PR ZESTR ZEN I M IĘDZY PLA N ETA RN EJ

Widziana z Ziemi korona słoneczna jest źródłem różnorakiego promieniowania radio­

wego. Również spoza Ziemi obserwuje się przejawy jej aktywności radiowej. Należą do

niej wybuchy radiowe II, III, U typu (np. F a i n b e r g , S t o n e 1973).

Wymienione trzy klasy wybuchów mają wspólne cechy: powstają w wyniku oddzia­

ływania poruszającej się w koronie fali uderzeniowej (wybuchy II typu), czy strumieni

elektronów (wybuchy III i U typu) z plazmą korony; częstotliwość pojawiających się

przy tym fal radiowych jest wprost proporcjonalna do lokalnej częstości plazmowej

w koronie. Przejście zaburzenia wywołuje drgania plazmy, które zostają częściowo prze­

tworzone na fale elektromagnetyczne. Częstość plazmowa jest z kolei proporcjonalna do

pierwiastka z lokalnej gęstości elektronowej. Oznacza to, że wybuchy charakteryzuje dryf

w stronę niższych częstości: powolny dla II typu (fale uderzeniowe poruszają się

z szybkościami rzędu 1000 km/sek.) i szybki dla III typu (strumienie elektronów wędrują

z szybkościami rzędu 0,3 prędkości światła). Dla wybuchów typu U dryf po pewnym

czasie zmienia Znak; źródło wędruje w stronę Słońca.

Z tego co wyżej powiedziano wynika, że wybuchy radiowe mogą stać się „sondą”

analizującą koronę na dużych odcinkach: dysponując np. odbiornikiem o zakresie

5-0,025 MHz możemy w zasadzie obserwować drogę wybuchu począwszy od odległości

kilku promieni słonecznych, a kończąc na 1 j.a. Poza tym nie jesteśmy ograniczeni tylko

do płaszczyzny ekliptyki. Badanych w ten sposób własności korony i przestrzeni między­

planetarnej jest sporo. Jest to domena największych osiągnięć radioastronomii sateli­

tarnej.

Najeżę ścig obserwuje się wybuchy III typu. O nich będzie głównie mowa w tej części

artykułu. Wspomniana wyżej hipoteza plazmowa jest ogólnie przyjęta jako tłumaczenie

powstawania wybuchów obserwowanych na falach hekto- i kilometrowych; nie ma na­

tomiast jasności co do szczegółów mechanizmu. Dlatego badane są stosunkowo proste

cechy wybuchów. Obserwując dryf w stronę niższych częstości można próbować wy­

znaczyć skalę wysokości w koronie słonecznej. Nie jest to procedura jednoznaczna. Bez­

pośrednim potwierdzeniem skali wysokości w koronie byłaby triangulacja, czego do tej

pory nie robiono. Oparte na największej ilości obserwacji pomiary F a i n b e r g a

i S t o n e ’ a (1971, 1973) dały zależność częstości f (MHz) wybuchu od odległości od

Słońca w postaci:

/ = 6 6 , 8 R 01,315

R > 1 0 R o.

Wykorzystano tu tzw. burze III typu zaobserwowane przez RAE-I ( F a i n b e r g ,

S t o n e 1970), składające się z wielkiej ilości wybuchów (zwykle o m ałym natężeniu)

oraz rotację Słońca w czasie burzy. Podobne pomiary oparte na propagacji wybuchów

III typu przeprowadzili ostatnio A l v a r e z i H a d d o c k (1973 b).

Obserwacje radioastronomiczne spoza Ziemi 15

Nie będziemy wdawać się tutaj w szczegóły, które można znaleźć np. u F a i n -

b e r g a i S t o n e ’ a (1973). Następnym krokiem jest przejście do skali gęstości elek­

tronowych w koronie. Początkowo wydawało się, że wybuchy III typu wzbudzane są na

częstości odpowiadającej podstawowej części drgań plazmy. Prowadziło to jednak do

istotnych rozbieżności między wyliczonymi a obserwowanymi „in situ” gęstościami

elektronowymi (sondy międzyplanetarne). Wybuchy wiązano również z gęstymi struktu­

rami w koronie. Nie występują one jednak tak często, szczególnie w większych odległo­

ściach od Słońca, by mogły propagować się w nich wszystkie wybuchy (F a i n b e r g,

S t o n e 1973). Obecnie wydaje się, że wybuchy III typu na falach hekto- i kilometro­

wych obserwowane są na pierwszej harmonicznej częstości plazmowej (F a i n b e r g,

S t o n e 1973), chociaż nie brak argumentów na korzyść częstości podstawowej

( D u n c k e l 1974). A l v a r e z i H a d d o c k (1973b) sądzą, że istnieje częstość

przejściowa, różna dla poszczególnych wybuchów, dla której częstość podstawowa prze­

chodzi w harmoniczną. Argumentem na korzyść harmonicznej sa obserwacje wybuchów

II typu (które zwykle obserwujemy na częstości podstawowej i harmonicznej jedno­

cześnie). Zakładając, że wybuchy III typu powstają na częstości harmonicznej drgań

plazmy otrzymujemy zgodność skali odległości dla wybuchów II i III typu aż do 1 j.a.

(M a 1 i t s o n et al. 1973a,b). Należałoby jednak dodać, że badane w ten sposób włas­

ności korony są jej średnimi własnościami.

Kolejnym zagadnieniem jest związek profilu wybuchu III typu z własnościami stru­

mienia cząstek wywołującego emisję radiową i samym mechanizmem powstawania i za­

nikania wybuchów.

Typowy profil (dla ustalonej częstości obserwacji) rozpoczyna część szybko narasta­

jąca przechodząca krótko po osiągnięciu maksimum w eksponencjalny spadek. Część

wstępująca wiąże się z powstawaniem fal elektromagnetycznych, zstępująca z zanikiem

tych fal (możliwa jest tu jeszcze minimalna generacja). Cząstkami wywołującymi wybuch

są elektrony. Udało się zaobserwować ich bezpośredni związek z wybuchami III typu

( A l v a r e z et al. 1972; F r a n k , G u r n e t t 1972; L i n et al. 1973). Odpowie­

dzialne za generację są elektrony o energiach ok. 10-100 keV. W miarę oddalania się od

Słońca długość wiązki elektronów rośnie. Nie wiadomo jeszcze, czy dyspersja prędkości

elektronów wzrasta z odległością od Słońca (dotychczas zakładano liniowy wzrost d łu ­

gości wiązki z odległością), czy też cała wiązka jest hamowana w miarę oddalania się od

Słońca ( E v a n s et al. 1973).

Nie dysponując dobrą teorią powstawania fal elektromagnetycznych w obszarze wy­

buchu trudno wyciągnąć wiele wniosków. Wydaje się, że w generacji wybuchu najsilniej

uczestniczą elektrony znajdujące się na początku wiązki o energiach od kilkuset eV do

ok. 10 keV ( L i n et al. 1973).

Obecnie prowadzone eksperymenty z wstrzeliwaniem elektronów w jonosferę Ziemi

i obserwacje generowanego przez nie promieniowania mogą pomóc w wyjaśnieniu tych

niejasnych mechanizmów ( C a r t w r i g h t , K e l l o g g 1974). Tak jak można ocze­

kiwać, elektrony poruszają się wzdłuż wielkoskalowych linii sił koronalnego pola magne­

tycznego, które w przybliżeniu mają kształt spirali Archimedesa.

Wybuchy III typu pozwalają zatem na śledzenie międzyplanetarnego pola magnety­

cznego i to również w obszarach poza ekliptyką. W związku z tym zauważono asymetrię

w rozkładzie względem centralnego południka słonecznego tych rozbłysków

opty-16 R. Schreiber

cznych, które są bezpośrednio związane z rozbłyskami III typu ( S a k u r a i 1972).

Może to być związane z kierunkowością emisji ( C a r o u b a l o s , S t e i n b e r g 1974),

czy z warunkami propagacji fal hekto- i kilometrowych w koronie. Podobna asymetria

jest oczywiście widoczna i w wypadku obserwacji elektronów dochodzących do orbity

Ziemi i odpowiedzialnych za powstawanie wybuchów.

Z opadającej części wybuchu III typu można otrzymać temperaturę plazmy koro-

nalnej ( J a e g e r , W e s t f o l d 1949). Zakładając zderzeniowe tłumienie fal plazmo­

wych (kulombowskie oddziaływanie elektron-jon), otrzymujemy prostą form ułę określa­

jącą temperaturę:

T = 0,65 x 10'4 Z4 / 3 £2^3

/ - częstość w Hz

t

— czas e - krotnego zaniku wybuchu (w sekundach)

A u b i e r i B o i s c h o t (1972) poddają w wątpliwość ten sposób mierzenia tem­

peratury korony, nawet dla wybuchów na falach dekametrowych. Obserwacje na falach

heto- i kilometrowych potwierdzają taki punkt widzenia ( A l v a r e z , H a d o c k

1973a). Temperatury mierzone w pobliżu Ziemi są co najmniej o rząd wielkości wyższe.

Oprócz tego średnia droga swobodna elektronów w tym obszarze korony może docho­

dzić do 1 j.a. Trudno tu mówić o tłumieniu zderzeniowym. A mimo to część zanikająca

ma kształt eksponencjalny i to przez kilka dekad ( E v a n s et al. 1973). Próbowano

wprowadzić tłumienie Landaua jako tłumaczące kształt części zanikającej wybuchu

( Z a i t s e v et al. 1972; H a r v e y , A u b i e r 1973).

Hipoteza Z a i t s e v a et al. (1972) nie daje jednak eksponencjalnego spadku

w obszarze kilku dekad, a H a r v e y i A u b i e r (1973) przewidują nagłe „ucięcie”

wybuchu niedaleko od maksimum, czego nie obserwuje się. B r a d f o r d o w i (1974)

udało się ostatnio dopasować charakterystyki wybuchów III typu uzyskane z obserwacji

do charakterystyk obliczonych przy założeniu tłum ienia Landaua i zderzeniowego dzia­

łających jednocześnie.

Inną możliwością jest znalezienie niezderzeniowego mechanizmu oddziaływania

cząstek w koronie. Jest to być może ten sam mechanizm, który odpowiada za różnicę

temperatur protonów i elektronów w wietrze słonecznym ( A l v a r e z , H a d d o c k

1973a).

U. OBSERW ACJE PLA N ET

Najjaśniejszą planetą na „radiowym niebie” jest Jowisz. Jedną ze składowych pro­

mieniowania Jowisza są sporadyczne „burze szumowe” pochodzenia nietermicznego za­

obserwowane z Ziemi od ok. 40 MHz ( W a r w i c k 1964) do 3,5 MHz (Z a b r i s k i e

et al. 1965). Związek okresów pojawiania się burz z położeniem księżyca Io oraz central­

nego południka planety (w tzw. III układzie współrzędnych nie związanych z widoczną

powierzchnią planety) szczególnie wyraźny na wyższych częstościach, wskazuje na cieka­

we i mało znane zjawiska w magnetosferze Jowisza. Dla częstości poniżej 10 MHz obser­

wowano z Ziemi promieniowanie quasi-ciągłe (D u 1 k i C l a r k 1966; Z a b r i s k i e

et al. 1965).

Obserwacje radioastronomiczne spoza Ziem i

17

Pierwsze próby zaobserwowania aktywności radiowej Jowisza na falach hektom etro- wych nie pow iodły się ( W e b e r i S t o n e 1970). Dopiero niedawno u d ało się „zobaczyć” Jowisza na niskich częstościach.

Wybuchy znaleziono wśród danych z RAE-I ( D e s c h i C a r r 1974) oraz z IMP—6 ( B r o w n 1974). Najniższą częstością, na której promieniowanie można b y ło jeszcze zauważyć jest 450 kHz. Widmo wybuchów załam uje się w okolicy 8 MHz (2 x 10‘19 W ■ m '2 • H z'1). Dla 450 kHz strumień spada do 4 x 10'21 W • m 2 • Hz 1

Wkrótce można spodziewać się dalszych prac na ten tem at.

Dotychczasowe badania ograniczyły się do Jowisza, chociaż nie jest on chyba jedyną planetą mogącą prom ieniować na niskich częstościach.

III.PRO M IEN IO W A N IE GA LA KTYKI

Elektrony przyspieszane w słabych międzygwiezdnych polach m agnetycznych prom ie­ niują w zakresie radiowym. Jest to promieniowanie synchrotronow e, którego strumień rośnie z maleniem częstości. Dzięki tem u Galaktyka jest dobrze widoczna na niskich częstościach.

Pomiary RAE-I ( S t o n e 1970) doprow adziły znane widmo do 0,4 MHz. W okolicy 3 MHz widoczne jest maksimum, potem widmo spada. Wyniki IMP-6 ( B r o w n 1973) dochodzą do 130 kHz. W obszarze 3-0,13 MHz jasność powierzchniowa Galaktyki spada od 10'20 W - m ^ - H z '1- sterad ian '1 do 10'23 W -m '2 - H z '1-ste ra d ia n '1.

Dzięki wspomnianej już technice modulacji sygnału okazało się, że istnieją wyróżnio­ ne obszary Galaktyki promieniujące najsilniej (m.in. okolice biegunów). Potw ierdziło to zresztą wcześniejszy wynik RAE-I. Załam anie widma Galaktyki w okolicach 3 MHz t ł u ­ m aczono absorbcją swobodno-swobodną. Dane IMP-6 wskazują na konieczność uwzględ­ nienia efektów wynikających z w pływ u plazmy i jej pola magnetycznego na emisję synchrotronow ą (widmo IMP-6 jest bardziej strom e niż widmo uzyskane przez RAE-I).

Prace nad stworzeniem modeli ośrodka międzygwiezdnego pasujących do wyników obserwacji są w toku.

4. PRZYSZŁE OBSERWACJE

Wydaje się, że następuje teraz drugi etap w rozwoju radioastronom ii satelitarnej. Pierwszy, w zasadzie opisany tu okres pozw olił zebrać doświadczenia i zorientow ać się w kierunkach dalszych badań.

Już najbliższe eksperym enty mogą wnieść dużo nowych danych. 10 czerwca 1973 r. wystrzelono RAE-2 (COSPAR Buli.,1973). Satelitę wprowadzono na kołow ą orbitę wokółksiężycową. Dzięki zakryciom radioźródeł przez Księżyc i izolacji od ziemskich szumów można uzyskać cenne informacje na tem at rozmiarów i położeń radioźródeł. Na rok 1975 planuje się wystrzelenie HELIOSA, który będzie umieszczony na orbicie okołosłonecznej o perihelium ok. 0,3 j.a. Pozwoli to na zbadanie dużej części przestrzeni m iędzy Ziemią a Słońcem . Przewidziane są bezpośrednie obserwacje fal plazmowych w czasie wybuchów pojawiających się w bezpośredniej bliskości anten. W roku 1978

18 R Schreiber

NASA-Goddard Space Flights Center i Obserwatorium Meudon przewidują wspólny

eksperyment radioastronomiczny. Dwa satelity pozwoliłyby na bezpośrednie śledzenie

i triangulację wybuchów (również w obszarze poza ekliptyką). W tym samym roku ma

być wystrzelony próbnik MJS (powyżej 5 j.a.). Wystąpiono już z propozycją, Interfero­

metru satelitarnego i związanej z tym możliwości syntezy apertury, nie wspominając

0 dużych antenach budowanych w przestrzeni kosmicznej -czy na Księżycu ( S t o ­

n e 1970).

Radioastronomia jest bardzo ważnym źródłem informacji o plazmie w większych

odległościach od Słońca. Przestrzeń kosmiczna jest olbrzymim laboratorium umożliwia­

jącym badanie plazmy w warunkach nieosiągalnych na Ziemi. Szereg zagadnień z tym

związanych nabiera obecnie znaczenia. Należy do nich m.in. problem niestabilności

plazmy (np. R o s e n b e r g 1973), czy wcześniej wspomniane oddziaływania protonów

1 elektronów w bezzderzeniowym wietrze słonecznym (jest to część bardziej ogólnego

zagadnienia oddziaływań „cząstka-fala” ). Niewiele wiadomo o mechanizmach pro­

mieniowania i propagacji elektronów odpowiedzialnych za wybuchy III typu. Nikt nie

badał jeszcze polaryzacji promieniowania radiowego dla fal hekto- i kilometrowych.

A mogłoby to dać szereg zupełnie nowych informacji.

Można wyliczyć więcej pytań, które już obecnie czekają na odpowiedź: Jak oddzia­

łuje ‘wiatr słoneczny z magnetosferami planet? Jakie jeszcze planety promieniują na

niskich częstościach? Jakie są przejawy aktywności meteorologicznej dużych planet

( S t o n e 1973)?

Poza Układem Słonecznym „czekają” na lokalizację źródła galaktyczne i pozaga-

laktyczne, a w wypadku osiągnięcia większych kątowych zdolności rozdzielczych — ko­

smologiczne. Są to tylko niektóre problemy czekające na badania i to kompleksowe

(przykładem może być wielokrotnie wspominany lot IMP-6).

Wydaje się, że radioastronomia satelitarna znajduje się dopiero na początku swej drogi

i że następna dekada przyniesie jeszcze więcej nieoczekiwanych odkryć. Jest to przecież

jeszcze m łoda dziedzina. A jeśli popatrzymy jeszcze jak szybko rozwija się radio­

astronomia na Ziemi, to chyba nie ma przesady w powyższych uwagach.

L I T 1- R A T U R A

A l e x a n d e r , J.K., M a 1 i t s o n, H.H., S t o n e , R.G.; 1969, Solai Phys.,8,388. A l v a r e z , H., H a d d o c k , F., L i n , R.P., 1972, Solar Phys., 26,268.

A l v a r e z , H., H a d d o c k , F., 1973a, Solai Phys., 29,197. A l v a r e z , H., H a d d o c k , F., 1973b, Solar Phys., 30,175. A u b i e r, M., B o i s c h o t, A., 1972, Astron. A stroph., 19,343.

B r a d f o r d , H.M., 1974, CAP/CAS Congres ,,Landau Damping o f Type III Solar Radio Bursts” . B r o w n , L.W., 1974, Astrophys. J., 192, 547.

C a r t w r i g h t , D.G., K e 11 o g, P.J., 1974, J.Geophys. Res., 79, 1439.

C a r o u b a l o s , C., S t e i n b e r g , J.L., 1974, Astron. Astroph., 32, pp.245, 255. COSPAR Inf. Bull., 1973, 67,57.

D e s c h , M.D., C a r r , T.D., 1974, Astrophys. J., 194, L57. D u 1 k, G.A., C l a r k , T.A., 1966, Astrophys. J., 145, 945.

D u n c k e l , N., 1974, SEL Technical Report 7 4 -0 1 9 , Stanford Univ. 1974, E v a n s , L.G., F a i n b e r g , J., S t o n e , R.G., 1973, Solar Phys., 31, 501.