Postępy Astronomii nr 1/1979

PL ISSN 0032—5414

omw

_{M i}

₃

POSTĘPY

A S T R ON 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 XXVII — ZESZYT 1

STYCZEŃ — MARZEC 1979

W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1979

tom u XXVII (1979)

A R T Y K U Ł Y

H. K u ź m i ń s k i , M e te o r y ty ... 3

J. K r e ł o w s k i , G ęste o b ło k i m o lek u larn e... 15

E. B a s i ń s k a-G r z e s i k, Pozagalaktyczne ź ró d ła promieniowania X ... 25

E. S k a r ż y ń s k i , Testowanie symetrycznych modeli Wszechświata ... 47

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W Naukowe ośrodki astronomiczne w P o l s c e ... 51

K R O N I K A 1 Bronisław Kuchowicz) (B. Lang) ... ... 53

H. C h r u p a ł a, XXI Olimpiada Astronomiczna ... ... 57

J. K r e ł o w s k i i A. S t r o b e l , IV Europejska Konferencja Astronomiczna, Uppsala (Szwecja), • 7—12 sierpnia 1978 ...59

A. D r o ż y n ę r, Letnia Szkoła Mechaniki Nieba, Hajnówka, 20 sierpnia - 3 września 1978 r... ...61

ZESZYT 2

A R T Y K U Ł Y K. S t ę p i e ń, Spektrograf z siatką typu „echelle” ... 67

M. R ó ż y c z k a , Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część I. Modele hydrostatyczne . . . 73

B. M u c h o t r z e b , Dyski akrecyjne ... 83

M. S i k o r a , Jak obserwator spadający do nierotującej czarnej dziury spostrzega odległe gwiazdy . . 99

T. K w a s t, Ucieczki gwiazd z izolowanych gromad. Część IV. Metody num eryczne... 107

E. S k a r ż y ń s k i , Kosmologia Bransa-Dickego a kosmologia O T W ... 113

E. S k a r ż y ń s k i , Uogólniona zasada k o sm o lo g ic z n a ... ... 119

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce ... 127

K R O N I K A | Zbigniew Klimek (J . Mietelski) ... . . ... ...129

B. K o ł a c z e k , Czas i ruch obrotow y Ziemi, 82 Sympozjum MUA, San Fernando, Hiszpania, 8 - 1 2 maja 1978 ... ...131

P. F 1 i n, Międzynarodowa Letnia Szkoła Kosmologiczna. Jodłow y Dwór, 28 sierpnia - 6 września 1978 ... ...139

Komunikat Głównej Rady Naukowej P T M A ... ...140

ZESZYT 3

A R T Y K U Ł Y

B. K o ł a c z e k , Astrometria kosmiczna ... ... 147

B. C z a p i e w s k a , Amerykańskie plany lotów kosmicznych do kom et... . 153

M. R ó ż y c z k a , Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część II. Modele hydrodynamiczne 165 I. W. P i e t r o w s k a j a Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część I ...185

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 wskaźniku zmienności plamowej według definicji W. Szymańskiego . . . 207

R. G ł ę b o c k i , G. M u s i e l a k , J. S i k o r s k i , A. S t a w i k o w s k i , Katalog gwiazd z linia­ mi emisyjnymi H i K 209 Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce...211

K R O N I K A M. A b r a m o w i c z , M. D e m i a ń s k i, 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej . . . 213

ZESZYT 4 A R T Y K U Ł Y E. K r y s z k i e w i c z , Wykorzystanie obserwacji małych planet do wyznaczania niektórych stałych astronomicznych ... 223

H. K o r p i k i e w i c z , Ewolucja małych ciał Układu Słonecznego... 239

J. M a d e j, Odstępstwa od lokalnej równowagi termodynamicznej w atmosferach gorących gwiazd cią­ gu głównego. Część I ... 247

I W. P i e t r o w s k a j a, Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część I I ... 257

A. K u s z e U, Stabilność układów dynamicznych. Część I. Obraz perturbacyjny... 269

Z P R A C O W N I I O B S E R W A T O R I Ó W G. S ę k, T. B 1 a s k i, Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Część II. Rejestracja przekro­ jów widm fotograficznych... 279

S. K a r a k u ł a , W. T k a c z y , k, Ocena elektromagnetycznego promieniowania tła w obszarze op­ tycznym i podczerwonym... 283

Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce ... 288

R E C E N Z J E Władysław Dziewulski (1878-1962). Pod red. Iwaniszewskiej (J. M erg en taler)... ... 289

COflEPWAHME TETPAflM 1 C T A T b H X. Ky 3 b MHHb C K H, MeTeopHTbl . . ... 3

K p e n o B C K H , IlnoTHbie Me>K3Be3AHbie o6naKa... 15

3. E a c H H b C K a - r > K e c H K , BuerajraKTimecKHe hctowhkh peurrenoBCKoro mnyweHHJi... 25

M 3 J l A B O P A T O P H d H O B C E P B A T O P H (i

HayMHbie acTpoHOMHwecKHe yMpeacfleHHa b I lo ji b i i i e ... 51 X P O H M K A

lEpoHHCJiaB K y x o B iw | (E . J l a m )... 53 X. X p y n a n a , X X I AcTpoHOMHMecKHfl O jiM M im aa... 5 7

K p e j i o B C K H , A. Ct p o6 3j i b, IV E B poneiiC K aa AcTponoM HwecKaa K om jjepeH U lta, Yrm cajia (U lB e iw a ), 7 - 1 2 aB rycT a 1 9 7 8 r . . ... ... ... 5 9 A. f l p o * h h 3 p , J l e m a a IIlKona HcBecHoft MexaHHKH, XaflHyBKa, 20 a B ry c ra - 3 ceH TaSpa

1 9 7 8 r ... 61

C O f lE P ) K A H H E T E T P A J I M 2 C T A T b H

K. C T 3 M n e H t , CneK Tporpa(J) c peineTKofi m n a „ e ch elle ” ... •... 67 M. P y * h mk a, MoflejiHpoBaHHe n p o u e c c a 06 p a3 0 B an H a 3B&A- M atm. I. rMHpocraTHTCCKHe MoAe-

™ ... ... 73 B . M y x o T * e 6 , AKKpenHOHHbie h h c k h... 83 M. C H K o p a , flaneK H e 3Be'3Abi, n a n ohm n p eacT aB jiaioT ca HaGjiioflaTejno cbo6oaho naflaw m eM y Ha

H eB pam aiom yio MepHyro A b ip y ... 9 9 T. K B a C T, YXOH 3B03JI H3 H30JIHpOB3HH bl X CKOnjlCHHii. MaCTb I V . Bbl'lHC.lHTCJIbHblC MeTOflbl . . . . 107 3. C K a p j K H H b C K M , K o c M o n o ra a E p a H c a -U H K e h pejiaTH BH C TM ecK aa... 113 3 . C n a p > K H H b C K H , 0 6 o6ineH H bili K ocM ononm ecK H ft npH H U H n... 1 1 9

H 3 J I A E O P A T O P H d M O B C E P B A T O P M f ł

H ay^H bie acrpoHOMHwecKMe yqpeacfleHMa b r i o n h o i e ... ... .. 127 X P O H H K A

| 3 6 H ra e B K jm m 3 k | Ctf. M e n j i b C K u )... 1 2 9 B . K o n a i e k, C H M ncm yM 82 M .A .C . „B p eM a h B p a m e w te 3eMJiH” , CaH O epH aH ao, HcnaHMa,

8 - 1 2 M aa 1 9 7 8 r . ... 131 n . <I> ji h h, Me>KflyHapoAHa£ K o c M o n o n w e c K a a J l c m a a UlKOJia, Ea jio b m flB y p , 2 8 a B ry c r a

-6 ceH T a-6pa 1 9 7 8 r ... 139 Coo6m eH H e T naB H oro Hayw H oro CoBeTa n . O . J I . A ... 140

C O H E P ) K A H M E T E T P A J 1 H 3 C T A T b H

B . K o n a q e k , KocMHwecKaa acT p o M eT p H a... 147 B . l a n e B C K a , AiuepHKaHCKHe njiaHbi k o c m h m c c k h x noneTOB k KOMeTaM... 153 M. P y * h i k a, MonejiHpoBaHHe n p o u e c c a 0 6 p a 3 0 B a m ia 3Be3fl. M actb II. THHpo;wnaMHiiccKHe

M o a e n H ... 165 H . B. f l e t p o B C K a a , M u rerp aji CTOJiKHOBCHHft b AHnaMHKe 3bS3o t m x chctcm. MacTb I ... 185

M 3 J 1 A E O P A T O P M M M O B C E P B A T O P M ń

fl. M s p r s H T a n e p , UlHMaHbCKoro AeTepMHHaHT H3MenaeMocra iih t c h ... .... 207

P, T ii 3 m 6 o u k h, T. M y c e n H K , E. C H K o p c K H , A. C t a B H K O B C K H , KaTanor 3BC3A C SMHCCHOHHblMH HhK ... 209

Haywbie acTpoHOMHiecKHe y o p e rn e m u b Ilo n b iu e ... 211

X P O H H K A M. A G p a M O B H M , M. U S M H H b C K H , 9~Tblft TeKCaCKHft CHMII03HyM PenaTHBHTCKoK Acrrpo-(j)H3HKH... 213

COflEP)KAHME TETPAflM 4 C T A T b M 3. K p bi ui k e bm i , Hcn0Jib30BaHHe HaSraofleHHii Manwx njianex ftjifl onpeneneHHH HeKOTopwx aCTpoHOMHHeCKHX IIOCTOHHHblX... 223

X . K o p n H K e B B i , 3bojuouhh M anux Ten Cojme>moft CncTeMbi... 239

E. M a a 3 ii. OTKJicmeHHH otnoKaJibHoro repMOftimaMHMecKoro paHHouecHM b aTMoccJ)epax ropa-tox 3Be3A rnaBHOft nocneAOBaTejibHocm. yacTb I ... 247

M. B. II e T p o bc k a u , MuTerpaJi CTonKHOBCHHił ba u h h m h k c 3Be3AHbix CHCTeM. HacTb I I ... 257

A. K y i u e n i i , ycipoftiHBOCTb AHHaMmeCKHx CHCTCM.^acTi. 1. riepTyp6auHonnan KapTHHa... 269

M 3 J 1 A E O P A T O P M M M O E C E P B A T O P H M T. C 3 h k , T. E n a c k h, IlpocToft penicTpaTop pe3yjibTaTOB nn(fipoBbix H3Mepeimft. 'lacTb II. Pe-rucrpauHH npo(J)H]ieft tjDOTorpacJiHMecKHX cneKTpoB... 279

Ul. K a p a k y ji a, B. T k a h u k , OueHKa 3jieKTpoMaraHXHoro <|>0H0B0r0MJiyHeHHa b oniMMecKoM h HH(J)paKpacHOM A«ana30Hax... 283

Haymbie acTpoHOMHwecKHe yqpe>KAeHHa brionbrne... 288

P E H E H 3 M H Bnadbicnae JJseeynbCKU (1878-1962). PeA- U- MBamiweBCKa (fl. M ipe sn iujie p )... 289

CONTENTS OF NUMBER 1 A R T I C L E S H. K u ź m i ń s k i , Meteorites ... 3

J. K r e ł o w s k i , Dense Molecular C l o u d s ... 15

E. B a s i ń s k a-G r z e s i k, Extragalactic X-ray Sources ... 25

E. S k a r ż y ń s k i , Testing of Symmetric Models of the Universe ... 47

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 Scientific Astronomical Centres in P o l a n d ... 51

C H R O N I C L E B r o n i s ł a w K u c h o w i c z| (B. Lang) ... 53

H. C h r u p a ł a . XXI Astronomical Olympic G a m e s ... •>? J . K r c ł o w s k i , A. S t r o b e l , IV European Astronomical Conference, Uppsala (Sweden), August

7-12,1978 . ... 59 A. [) r o ż y n c r. Celestial Mechanics Summer School, Hajnówka, August 20 — September 3, 1978 61

CONTENTS OF NUMBER 2

A R T I C L E S

K. S t ę p i e ń . Spectrograph with “Kchelle” , Type G ra tin g ... ... ^ 1 M. R ó ż y c z k a , Simulation of the Star Formation Process, l’art I. Hydrostatic Models ... 7.! B. M u c h o t r z e b , Accretion Disks ... ... 83 M. S i k o r a, Distant Stars as Seen by an Observer who Falls Freely into a Nonrotating Black Hole 99 T. K w a s t , Star Escape from Isolated Clusters. Part IV. Numerical M e th o d s ... 107 E. S k a r ż y ń s k i , Brans-Dicke’s and Relativistic Cosmologies... ... 113 E. S k a r ż y ń s k i , Generalized Cosmological Principle... 119

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

Scientific Astronomical Centres in Poland ... 127 C H R O N I C L E

[Zbigniew Klimek |(J. Mietelski) ... 129 B. K o ł a c z e k , Time and the Earth’s Rotation, Symposium IAU No 82, San Fernando. Spain, May

8-12,1978 131

P. F 1 i n, International Cosmological Summer School, Jodłowy Dwór, August 28 — September 6, 1978 ... 139 Statement of the Chief Scientific Council of PA AS ... 140

CONTENTS OF NUMBER 3

A R T I C L E S

B. K o ł a c z e k , Space Astrometry... 147 B. C z a p i e w s k a , The American Plans of the Space Missions to C o m e ts ... 153 M. R ó ż y c z k a , Simulation of the Star Formation Process. Part II. Hydrodynamical Models . . . . 165 I.W . P i e t r o w s k a j a , Collision Integral in the Dynamics of Stellar Systems. Part I ... 185

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 , On the Solar Spot Variability Index Determined by W. Szymański ... 207 R. G ł ę b o c k i , G. M u s i e l a k , J. S i k o r s k i , A. S t a w i k ó w s k i , Catalogue of Stars

with H and K Emission L in e s ... 209 Scientific Astronomical Centres in Poland ... 211

C H R O N I C L E

CONTENTS OF NUMBER 4

A R T I C L E S

E. K r y s z k i e w i c z . Determination of the Astronomical Constants Based on the Observations of Minor Planets ... 223 H. K o r p i k i e w i c z, The Evolution of Small Bodies in Solar System ... 239 J. M a d e j . Departures from Local Thermodynamic Equilibrium in Hot Main Sequence Star Atmos­

pheres. Part 1 ... 247 I. W. P i e t r o w s k a j a. Collision Integral in the Dynamics of Stellar Systems. Part I I ... 257 A. K u s z e 11, Stability of Dynamical Systems. Part I. Perturbational P icture... 269

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

G. S.ę k, T. B l a s k i , Simple Recorder of the Digital Measurement Results. Part II. Recording of the Photographic Spectrum Profiles ... * . . . 279 S. K a r a k u ł a , W. T k a c z y k , Estimation of the Background Radiation in the Optical and Infra­

red Ranges ... ...' ... 283 Scientific Astronomical Centres in P o la n d ... 288

B O OK R E V I E W S

Wiadysfaw Dziewulski (1878-1962). Ed. C. Iwaniszewska (/. Mergentaler) ... 289

INDEKS

Zeszyt Stron A b r a m o w i c z M., D e m i a ń s k i M., 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej 3 213 B a s i ń s k a-G r z e s i k E., Pozagalaktyczne źródła promieniowania X ... .... 1 25 B l a s k i T., S ę k G., Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Częs'c II. Rejestracja

przekrojów widm fotograficznych ...4 279 C h r u p a ł a H., XXI Olimpiada Astronomiczna ...1 57 C z a p i e w s k a B., Amerykańskie plany lotów kosmicznych do k o m e t ... ...3 153 D e m i a ń s k i M., A b r a m o w i c z M„ 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycz­

nej ... ...3 213 D r o ż y n e r A., Letnia Szkoła Mechaniki Nieba, Hajnówka, 20 sierpnia - 3 września 1978 r. 1 61

Władysław Dziewulski (1878—1962). Pod red. C. Iwaniszewskiej (/. Mergentaler)... 4 289 F 1 i n P., Międzynarodowa Letnia Szkoła Kosmologiczna, Jodłowy Dwór, 28 sierpnia—6 września

1978 r... .... 2 139 G ł ę b o c k i R., M u s i e l a k G . , S i k o r s k i J., S t a w i k o w s k i A.. Katalog gwiazd z

liniami emisyjnymi H i K ...3 209 K a r a k u ł a S., T k a c z y k W., Ocena elektromagnetycznego promieniowania tła w obszarze

optycznym i podczerwonym ... .... 4 283 I Zbigniew KlimekI Patrz J. M i e t e l s k i ... 2 129 K o ł a c z e k B., Astrometria kosmiczna ... 3 147 K o ł a c z e k B„ Czas i ruch obrotowy Ziemi, 82 Sympozjum MUA, San Fernando, Hiszpania,

8—12 maja 1978 r... ... ‘... 2 131 Komunikat Głównej Rady Naukowej PTMA ... ... 2 140 K o r p i k i e w i c z H., Ewolucja małych ciał Układu Słonecznego ... ...4 239 Kr e ł o w s k i J„ Gęste obłoki molekularne... ... I 15 K r e ł o w sk i J., S t r o b e l A., IV Europejska Konferencja Astronomiczna. I ppsala (Szwe­

K r y s z k i e w i c z E., Wykorzystanie obserwacji małych planet do wyznaczania niektórych

stałych astronomicznych ... 4 223 [Bronisław KuchowiczI, Patrz B. L a n g ... ...1 53 K u s z e 11 A., Stabilność układów dynamicznych. Część I. Obraz perturbacyjny... ...4 26') K u ź m i ń s k i H., Meteoryty... 1 3 K w a s t T„ Ucieczki gwiazd z izolowanych gromad. Część IV. Metody num eryczne... 2 107 L a n g B., [Bronisław KuchowiczI ... ...1 53 M a d e j J., Odstępstwa od lokalnej równowagi termodynamicznej w atmosferach gorących

gwiazd ciągu głównego. Części ... , . ... ...4 247 M e r g e n t a l e r J„ Uwagi o wskaźniku zmienności plamowej według definicji W. Szymańskie­

go ... ... ...3 207 M e r g e n t a l e r J„ Whdyslaw Dziewulski (1878—1962). Pod, red. C. lwaniszewskiej . . . . 4 289 M i e t e 1 s k i J., f^bigniew K lim ekl... ...2 129 M u c h o t r z e b B., Dyski akrecyjne ... ... ... 2 83 M u s i e 1 a k G., G ł ę b o c k i R., S i k o r s k i J„ S t a w i k o w s k i A.. Katalog gwiazd

z liniami emisyjnymi H i K ... ... 3 209 Naukowe ośrodki astronomiczne w P o ls c e ...1 51 Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce ... ...2 127 Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce ... ...3 211 Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce ... ... , 4 288 P i e t r o w s k a j a 1. W., Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część 1 ...3 185 P i e t r o w s k a j a I. W., Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część II . . . . ...4 257 R ó ż y c z k a M., Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część 1. Modele hydrostatycz­

ne . ... ...f ... 2 73 R ó ż y c z k a M., Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część 11. Modele hydrodyna­

miczne ... ... ... 3 165 S ę k G., B l a s k i T., Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Częsc' II. Rejestracja

przekrojów widm fotograficznych ... ...4 279 S i k o r a M., Jak obserwator spadający do nierotującej czarnej dziury spostrzega odległe gwia­

zdy? ... ... ... 2 99 S i k o r s k i J., G ł ę b o c k i R., M u s i e l a k G., S t a w i k o w s k i A., Katalog gwiazd

z liniami emisyjnymi H i K ... ...3 209 S k a r ż y ń s k i E., Kosmologia Bransa-Dickego a kosmologia O T W ... ... 2 113 S k a r ż y ń s k i E., Testowanie symetrycznych modeli Wszechświata . . . . : ... ...1 47 S k a r ż y ń s k i E., Uogólniona zasada kosmologiczna...2 119 S t a w i k o w s k i A., G ł ę b o c k i R., S i k o r s k i J., M u s i e l a k G., Katalog gwiazd

z liniami emisyjnymi H i K ... ...3 209 S t ę p i e ń K., Spektrograf z siatką typu „echelle“ ...2 67 S t r o b e l A., K r e ł o w s k i J . , IV Europejska Konferencja Astronomiczna, Uppsala (Szwe­

cja), 7—12 sierpnia 1978 r... ...1 5 9

T k a c z y k W., K a r a k u ł a S., Ocena elektromagnetycznego promieniowania tłu w obszarze

: * ■ ■ ' • . i

POSTĘPY

ASTRONOMII

K W A R T A L N I K

^ *•* •

<

.

r .

*

TOM XXVII — ZESZYT 1

STYCZEŃ — MARZEC 19?9

W A R S Z A W A - Ł Ó D Ź 1979

Redaktor naczelny: Jerzy Stodólkiewicz, Warszawa

Członkowie:

Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń

Sekretarz Redakcji: Tomasz Kwast, Warszawa

Adres Redakcji: 00-716 Warszawa, ul. Bartycka 18 Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika (PAN)

Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1979

W y d a n ie I. N a k ła d 727 + 103 egz. A rk . w y d. 5,00. A rk . d r u k . 4,00. P a p ie r piśra. k l. I I I , 80 g, 70 x 100. O d d a n o d o s k ła d a n ia w listo pa dzie 1978 r.

P odp isan o do d r u k u w m a rc u 1979 r. D r u k u k o ń c zo n o w k w ie tn iu 1979 i . Z a m . 884/78. C e n a 7.1 10,—

W Y D A W A N E Z ZA SIT .K U P O I.S K IE J /iK A D F M H N A U K

P rin te d in P o la n d

Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź. ul. Żwirki 2

P O S T I.P Y A S T R O N O M II T o m X X V II ( 1 9 7 9 ). Z e sz y t 1

METEORYTY

H E N R Y K K U Ź M I Ń S K I

O b s e rw a to riu m A s tro n o m ic z n e U n iw e rsy te tu im . A. M ickiew icza (P o z n a ń )

METEOPMTbl X. K y 3 b M H H b C K l l

C o f l e p * a H H C

U CTaTbe upeflCTaBjiena KjiaccHcj>HKauHH MeTeopHTOB.

METEORITES

A b s t r a c t

In tlir article the classification o f the m eteo rites is presertted.

1. WSTĘP

C iało niebieskie, które wchodzi z dużą prędkością w atmosferę Ziemi, nazywamy meteoro- idem. W zależności od prędkości i masy może ono ulec całkowicie wyparowaniu i rozpyleniu, bądź też może spaść na powierzchnię Ziemi — wtedy nazywamy je m eteorytem . M eteoryty mogą spadać pojedynczo, grupowo (do sześciu egzemplarzy) lub też w postaci tzw. deszczu m eteorytowego (powyżej sześciu egzemplarzy). W tym ostatnim przypadku odłam ki układają się na powierzchni Ziemi w postaci elipsy, którą, nazywamy elipsą rozrzutu; zazwyczaj w czołowej jej części znajdują się większe egzemplarze m eteorytów , natomiast w tylnej — mniejsze.

Wzmianki o spadaniu z nieba kamieni, czyli‘meteorytów, można spotkać w literaturze

r

starożytnych Chin, Grecji czy też Rzymu. Bardzo często zdarzało się, że spadły z nieba

kamień uważano za dar bogów i chroniono jako relikwię w miejscach kultu.religijnego, jak np.

czarny kamień Kaaba w świątyni Mekki.

Przez bardzo długi okres, bo do początków XIX stulecia, uczeni odnosili się sceptycznie do

kamieni spadłych z nieba. Uważali, że spadanie kamieni jest niemożliwe i doniesienia o tym

poczytywano za ludowe baśnie i legendy. Na skutek takiego poglądu utracono wiele cennych

egzemplarzy meteorytów.

Momentem przełomowym śt^ił się spadek meteorytu L’Aigle 26 kwietnia 1803 r. we

Francji. Od tego dnia wszystkie meteoryty są starannie zbierane i szczegółowo badane. W miarę

rozwoju nowej aparatury badawczej możliwe było bardzo dokładne poznanie ich składu

chemicznego, mineralogicznego, struktury itp.

Nauka, która zajmuje się kompleksowym badaniem meteorytów nazywa się meteorytyką i

obejmuje następujące zagadnienia: warunki ruchu ciał meteorytowych w przestrzeni między­

planetarnej i w atmosferze Ziemi, wszechstronne badania składu materii meteorytowej (tzn.

składu chemicznego, mineralogicznego, struktury, właściwości fizycznych itp.).

Z badań tych otrzymujemy dane mówiące nie tylko o powstaniu samych meteorytów, lecz

również o powstaniu układu planetarnego i jego historii - zatem mają one bardzo ważne

znaczenie kosmogoniczne.

Ważną sprawą przy upadku meteorytów, lub, przy ich znajdowaniu, jest prawidłowe

nadawanie nazw, związanych z najbliższymi nazwami geograficznymi, najczęściej wsi, osiedli

czy miast. Gdy elipsa rozrzutu pokrywa większy obszar, na którym znajduje się wiele

miejscowości, meteorytowi nadaje się nazwę największej z nich. Jeżeli w pobliżu znaleziska lub

upadku nie ma zasiedlonych rejonów, nazwa pochodzi od gór, jezior, itp. — np. Sichote-Alin,

Tunguski, Canyon Diablo.

2. OGÓLNY PODZIAŁ METEORYTÓW I ICH CHARAKTERYSTYCZNE CECHY

Meteoryty możemy podzielić na jtrzy zasadnicze grupy, a mianowicie: meteoryty kamienne,

żelazokamienne oraz żelazne. Każda z tych zasadniczych grup dzieli się na podgrupy:

kamienne: chondryty, achondryty,

żelazokamienne: pallasy ty , mezosydery ty ,

żelazne: heksaedryty, oktaedryty, ataksyty

( B o s c h k e 1969; K r i n o v 1948,1955; M a s o n 1962).

Meteoryty kamienne składają się głównie z materiału podobnego do ziemskich skał, lecz w

odróżnieniu od nich zawierają stosunkowo dużo żelazo-niklu. Niekiedy jego zawartość stanowi

ok. 20-25% całej masy meteorytu. Jedną z ważnych cech, która pozwala je odróżnić od skał

ziemskich jest ciężar właściwy, który wynosi 3,10-3,85 g/cm3. Skały ziemskie mają na ogół

ciężar właściwy mniejszy (K r i n o v 1948, 1955).

Meteoryty żelazokamienne są grupą pośrednią pomiędzy meteorytami kamiennymi i

żelaznymi. Pallasyty są bliższe meteorytom żelaznym i zawierają dużo żelazo-niklu, natomiast

mezosyderyty są bliższe meteorytom kamiennym i zawierają mniej żelazo-niklu, maksymalnie

do 50% ogólnej masy meteorytu. Ciężar właściwy żelazokamiennych meteorytów wynosi

4 ,7 4 -6 ,2 g/cm3 (K r i n o v 1948, 1955).

G łów nym składnikiem m eteorytów żelaznych jest żelazo-nikiel, pozostałe składniki stanowią niewielką część ich ogólnej masy. Jeżeli powierzchnię m eteorytu żelaznego dobrze wypolerujemy i następnie wytrawimy ją słabym roztworem kwasu, to możemy otrzym ać na niej charakterystyczny rysunek. W heksaedrycie otrzym am y sieć cienkich linii zwanych liniami Neumanna. Trawienie oktaedrytów daje figury podobne do prostokątów lub wielokątów - są to tzw. linie W idmanstattena. Trzecia grupa m eteorytów żelaznych, ataksyty, nie wykazuje

przy trawieniu żadnych figur. Ciężar właściwy m eteorytów żelaznych wynosi

7 ,2 9 -7 ,8 8 g/cm 3. Zawierają one dużo niklu, od 5 do 30% (K r i n o v 1948, 1955). Jedną z charakterystycznych cech wszystkich m eteorytów jest tzw. otoczka opalenizny spowodowana przelotem przez atm osferę. Zew nętrzna powierzchnia m eteorytu ulega wtedy topieniu, następnie po osiągnięciu powierzchni Ziemi roztopiony m ateriał zastyga, powodując powstanie otoczki opalenizny, która pokrywa świeżo spadłe m eteoryty bardzo cienką warstwą grubości ok. 1 mm; tylko w nielicznych przypadkach grubość jej przewyższa 1 mm. U m eteorytów dłużej leżących na powierzchni Ziemi następuje utlenienie zewnętrznej powierzchni i otoczka opalenizny zanika. W zależności od rodzaju m eteorytów otoczka opalenizny może mieć różną barw ę, np. niebieskawą, czarną lub szaroczarną dla m eteorytów żelaznych, matowoczarną lub czarną z wyraźnym połyskiem dla m eteorytów kam iennych (K r i n o v 1948,1955).

Drugą charakterystyczną cechą m eteorytów jest występowanie na ich powierzchni w głębień zwanych regmagliptami. Mogą one mieć k szta łt okrągły, eliptyczny, poligonalny lub formę w ydłużonych rowków. Rozmiary ich wahają się w dużym przedziale od kilku milimetrów do kilku centym etrów przekroju poprzecznego (K r i n o v 1948,1955).

N astępną znamienną cechą m eteorytów .są ich właściwości magnetyczne. Prawie wszystkie zawierają cząstki żelazo-niklu i dzięki tem u oddziałują na igłę magnetyczną. Ta właściwość pozwala odróżnić m eteoryty kamienne od skał pochodzenia ziemskiego. Zdarzają się jednak niektóre typy achondrytów zupełnie pozbawione domieszki metalicznej, a zatem nie mające właściwości m agnetycznych (K r i n o v 1 9 4 8 ,1 9 5 5 ; G u s k o v a 1972).

Do charakterystycznych cech m eteorytów należy również ich obtopiony wygląd, obja­ wiający się w mniejszym lub większym zaokrągleniu krawędzi.

Wszystkie wyżej wymienione cechy pbzwalają bez szczegółowych badań chemicznych odróżnić m eteoryt od kamieni czy też stopów pochodzenia ziemskiego. Należy jednak za­ znaczyć, że dopiero badanie chemiczne i mineralogiczne może dać stuprocentową pewność, czy mamy do czynienia z m eteorytem , czy też z ciałem pochodzenia ziemskiego.

3. CHONDRYTY

Chondryty charakteryzują się zawartością maleńkich ziarenek zwanych z greckiego „chon- dram i” , skąd pochodzi nazwa tej grupy m eteorytów kamiennych. Rozmiary chondr wynoszą od kilku dziesiątych do kilku milimetrów. Zdarzają się jednak rodzaje m eteorytów nie za­ wierające chondr, lecz ze względu na skład chemiczny i mineralogiczny zaliczane do chon- drytów ( W a s s o n 1974). Jak wynika ze znalezisk i spadków, chondryty są najliczniejszą grupą m eteorytów . Można na tej podstawie wnioskować, że w przestrzeni międzyplanetarnej najliczniej reprezentowana jest materia dająca chondryty.

2) oliwinowo-bronzytowe, H (high-iron), 3) oliwinowo-hiperstenowe, L(low-iron), 4) am foteryty LL (low-iron, low-metal),

5) węgliste, C (carbonaceous) ( S o b o t o v i c 1976; W a s s o n 1974).

- ' H O N D R Y T Y li N S T A T Y T O W K li

Er.słatytowe chondryly są grupą m eteorytów rzadko występujących. Zawierają one naj­ większą ilość żelaza spośród wszystkich chondrytów , średnio ok. 24%, a maksymalnie nawet do 3 5'a Fe. W skład ich wchodzi również najwięcej siarki w postaci FeS (ok. 8%). Charakteryzują się stosunkowo dużą zawartością węgla (ok. 0,32 0 .5 '/) i ustępują pod tym względem tylko chondry tom węglistym.

Ciłównym m inerałem tej grupy chondrytów jest enstatyt MgSiO^. Występuje również oldhamit CaS, daubrelit FeCr7S4 , natomiast zwykle brak oliwiniu (Mg, Fe)2 S i0 4 . Część metaliczna charakteryzuje się niską koncentracją niklu i występuje tylko w postaci kamasytu FeNi Ciężar właściwy wynosi 3,6—3,8 g/cm 3 (M a s o n 1962; J a v n e l 1973; W a s s o n 1974: S o b o t o v i c 1976).

II. ( H O N D R Y T Y O LIW IN O W O -B R O N Z Y TO W I- H

Jest to grupa m eteorytów występująca często. Chemicznie charakteryzują się dużą za­ wartością wolnego żelaza 15% oraz tlenku żelaza FeO (7 —12%). Zawartość siarki w postaci FeS wynosi 6%. W odróżnieniu od enstatytow ych chondrytów wapń, chrom i mangan występują tylko w postaci tlenków. Mineralogicznie głów ny składnik stanowi oliwin (Mg, Fe)2S i0 4 w ilości 25-40% , rombowy piroksen 2 0 -3 5 % (do grupy piroksenów rom bowych należą: enstatyt MgSiOj. brązyt (Mg, Fe) (Si^Og), hipersten (Fe, Mg)2(S i-,06 )) oraz żelazo-nikiel 16-21% .

Z grupy piroksenów w największej ilości występuje brązyt, w mniejszej takie m inerały jak oligoklaz składający się z albitu NaAlSi30 8(70-90% )i z anortytu C aA ^S ijO g (3 0 -1 0 % ) lub maskelinitu (odmiana metamorficzna oligoklazu) i troilit FeS z dodatkam i fosfatów, apatytu Ca(F,Cl) • Ca4(P 0 4 )? lub merrillitu Na70 • 3 C a 0 P ,0 - chrom itu FeCr20 4 i diopsydu (Ca,M g)Si03.

Ciężar właściwy tej grupy chondrytów wynosi od 3,4 do 3,9 g/cm 3; ciężar właściwy świeżo spadłych egzemplarzy, które nie uległy wietrzeniu: od 3,6 do 3,8 g/cnvł ( M a s o n 1962;

J a v n e l 1973; W a s s o n 1974; S o b o t o v i i 1976).

III. ( H O N D R Y T Y OL IW IN O W O -H IP] R S T E N O W Ii L

W ystępują najliczniej wśród znanych kolekcji meteorytów. Charakteryzują się m ałą

zawartością wolnego żelaza 6%, co powoduje, że są bardziej kruche w porównaniu z chon-

drytami z większą zawartością żelaza. Struktura ich jest mniej wyraźna niż chondrytów

H,

a

skutek przekrystalizowania. Zawartość tlenku żelaza wynosi od 12 do 22%. Skład minera­ logiczny podobny jest do składu chondrytów H. Głównym minerałem jest oliwin (35 -60%) i hipersten (25-35% ). Z innych minerałów występują oligoklaz lub maskelinit (ok. 10%), żelazo- -nikiel (ok. 8%) i troilit (ok. 5%) oraz chromit i fosfaty w postaci apatytu lub merrillitu. Ciężar właściwy wynosi 3,3—3,6 g/cm3 , jednak meteoryty świeżo spadłe, które nie podlegały

wietrzeniu, mają ciężar właściwy 3,5—3 ,6 g/cm3 ( M a s o n 1962; J a v n e l 1973;

W a s s o n 1974; S o b o t o v i f c 1976).

P

> ' •

IV. AMFOTERYTY LL

Amfoteryty są najmniej liczną grupą tzw. zwykłych chondrytów i wśród upadków stanowią 6%, podczas gdy chondryty L występują w ilości 39%, a chondryty H — 32%. Amfoteryty charakteryzują się m ałą zawartością wolnego żelaza (ok. 2%) i m ałą zawartością metalu (ok. 4%). Zawartość tlenku żelaza wynosi ok. 18%. Podstawowymi minerałami amfoterytów są: hipersten, oliwin, plagioklaz i troilit. Ciężar właściwy wynosi 3 ,4 -3 ,5 g/cm3 (D j a k o n o v a

1968; J a v n e l 1973; W a s s o n 1974; S o b o t o v i ć 1976).

V. CHONDRYTY WĘGLISTE C

Chondryty węgliste są grupą meteorytów, stanowiącą zaledwie 5% wszystkich upadków. Są to meteoryty szczególne ze względu na skład mineralogiczny i chemiczny, a mianowicie występują w nich minerały uwodnione oraz elementy organiczne. Ze względu na skład chemiczny i mineralogiczny chondryty węgliste ulegają szybko wietrzeniu, jak również rozpuszczają się w wodzie, a więc po dłuższym leżeniu na powietrzu ulegają całkowitemu rozkładowi.

Pierwsze badania chondrytów.C pozwoliły wyodrębnić spośród nich trzy grupy, a mia­ nowicie: chondryty grupy I - Cl, II — CII i III — CIII ( M a s o n 1962; L e v i n 1973; N a g y 1975; S o b o t o v i ć 1976). Bardziej szczegółowe badania w początkach lat siedem­ dziesiątych doprowadziły do pewnych zmian w tej klasyfikacji. Grupa III została podzielona na dwie grupy i ostatecznie meteoryty C dzielą się na cztery grupy, których nazwa związana jest z typowym egzemplarzem danej grupy:

1) CI - Ivua, 2) CM - Mighei, 3) CV - Vigarno, 4) CO — Omans.

Meteoryty CV i CO tworzą grupę III wg wcześniejszych klasyfikacji ( W a s s o n 1974).

ę * Meteoryty CI zawierają 19% Fe (ogólnie), 10% Si, 9,7% Mg, 6,7% S, 3,9% C i 42,5% O. Mają

największą zawartość wody (20%), a ich ciężar właściwy wynosi 2,2—2,3 g/cm3.

Meteoryty CM: 21% Fe (ogólnie), 13% Si, 12% Mg, 3,7% S, 2,5% C i 42% O. Zawartość wody wynosi 13,3%, a ich ciężar właściwy 2 ,6 -2 ,9 g/cm3 .

Różnice w składzie chemicznym grupy CV i CO są niewielkie.

Meteoryty CV: 24,7% Fe (ogólnie), 15,4% Si, 14,2% Mg, 2,3% S, 1,1% C oraz 36% O, za­ wartość wody ok. 1%, ciężar właściwy 3,3—3,6 g/cm3 .

Meteoryty CO: 25,8% Fe (ogólnie), 15,5%Si, 14,7% Mg, 2,2% S, 0,4% C oraz 35,6% O, zawartość wody i ciężar właściwy jak meteoryty CV ( M a s o n 1962; W a s s o n 1974;

N a g y 1975).

Wszystkie wyżej wymienione grupy chondrytów dzielą się na typy petrograficzne od 1 do 6 w zależności od stopnia ich metamorfizmu, np. L1,L2,..., L6, CV1, C05, C16 itp.

4. ACHONDRYTY

Achondryty stanowią 8,5% spadków wszystkich meteorytów. Są grupą meteorytów o struk­ turze krystalicznej grubszej niż chondryty. Skład chemiczny i mineralogiczny jest zbliżony do niektórych skał ziemskich. W większości achondrytów żelazo-nikiel występuje w małych ilościach lub nie ma go wcale. Achondryty dzielą się na dwie zasadnicze grupy: z małą za­ wartością wapnia (CaO 0—3%) i dużą zawartością wapnia (CaO 5—25%). Pierwszą z tych grup dzieli się na achondryty:

() enstatytowe — aubryty (aubrites), 2) hiperstenowe — diogenity (diogenites), 3) oliwinowe - szassignity (chassignites), 4) oliwinowe-piżonitowe —.ureility (ureilites). Natomiast achondryty bogate w wapń dzielą się na:

1) augitowe — angrity (angrites),

2) diopsytowo-oliwinowe - naklity (nakhlites), 3) piroksenowo-plagioklazowe:

a) eukryty (eucrites), b) howardyty (howardites)

( M a s o n 1962, 1971; J a v n e l 1973; W a s s o n 1974; S o b o t o v i Ć 1976).

I. AUBRYTY

Nazwa tej grupy achondrytów pochodzi od meteorytu Aubres. Chemicznie głównymi skład­ nikami aubrytów są Si02 i MgO, natomiast inne elementy prawie nie występują. Mineralo­ gicznie głównym składnikiem jest enstatyt, czasami z domieszką forsterytu Mg2Si04 lub diopsytu CaMgSijOg. W enstatycie można czasami obserwować miejsca poprzerastane klinoen- statytem. Może również występować niewielka ilość oligoklazu. Żelazo-nikiel charakteryzuje się niską zawartością Ni - 6%. Tekstura aubrytów cechuje się strzaskaniem enstatytu, tylko nieliczne egzemplarze tego typu meteorytów posiadają niestrzaskane kryształy enstatytu. Ciężar właściwy enstatytowych chondrytów wynosi 3,2 g/cm3 ( M a s o n 1962; W a s s o n

1974; K v a h 1976).

II. DIOGENITY

Podobnie jak aubryty są grupą meteorytów występujących rzadko i stanowią ok. 1% wszystkich spadłych meteorytów. Skład chemiczny diogenitów wygląda następująco: Si02 —

50 do 55%. MgO - 23 do 28%, FeO - 14 do 21%, A 1 ,0 3 do 2,8%, CaO - 0,08 do 2,6%, Na20 mniej niż 1%, Cr20 3 do 1.8%, FeS — do 1,7%.

Ta grupa charakteryzuje się m ałą zawartością czystego żelazo-niklu, od śladów do 1%. Mineralogicznie składają się one z hiperstenu, plagioklazu, oliwinu, troilitu, żelazo-niklu i chromitu. Budowa strukturalna diogenitów podobna je st do budowy aubrytów , tzn. charak­ teryzuje się strzaskaniem kryształów głów nych m inerałów, szczególnie hiperstenu. Ciężar właściwy diogenitów wynosi 3 ,3 —3,4 g/cm 3 ( M a s o n 1962, 1971; W a s s o n 1974;

S o b o t o v. i ć 1976).

III. SZ A SSIG N ITY

Nazwa tej grupy m eteorytów pochodzi od m iejsca spadku Chassigny we Francji. Szassignity ze względu na skład i strukturę są bardzo podobne do ziemskiego dunitu, zawierają jedynie więcej FeO. (Dunit jest magmową sk ałą głębin ow ą składającą się z oliwinu z dom ieszkami innych m inerałów ; w Polsce w ystępuje w masywie Sobótki, natom iast nazwa pochodzi od miejscowości Dun w Nowej Zelandii).

Głów nym składnikiem mineralogicznym tych m eteorytów jest oliwin (95%). Oprócz niego w ystępuje chromit, plagioklaz i niewielka ilość żelazo-niklu o dużej zawartości Ni. Szassignity są m eteorytam i w ystępującym i bardzo rzadko wśród spadłych m eteorytów. Ciężar właściwy wynosi 3 ,2 —4,3 g/cm 3 (ciężar Właściwy oliwinu) ( M a s o n 1962, 1971; W a s s o n 1974;

S o b o t o v i £ 1976; Wielka Encyklopedia PWN t. 3, str. 187, t. 8, str. 221).

IV. U R EILITY

Ureility są grupą w ystępującą bardzo rzadko, stanowią tylko 0,3% spadłych m eteorytów. Należą do szczególnej grupy aChondrytów, ponieważ charakteryzują się dużą zawartością węgla oraz znacznie większą zawartością żelazo-niklu w porównaniu z innymi achondrytami. W niektórych egzemplarzach ureilitów w ystępuje diament w postaci bardzo m ałych ziaren. Chemicznie głów nym i ich składnikam i są: S i0 2 — 39%, MgO — 36%, FeO — 13%, CaO — 1,4%, A120 3 - 0,6%, Cr20 3 - 0,9%, MnO - 0,4%, Ni - 0,2%, Fe - 5%, C - 2,3%. W ystępujący w nich żelazo-nikiel charakteryzuje się niezwykle m ałą zawartością Ni (ok. 4%).

Mineralogicznie ureility zbudowane są z ziaren oliwinu i piroksenu um ieszczonych w czarnej masie węglowej. Piroksen w ystępuje w postaci piżonitu (Mg, Fe, C a)2(S i20 6). W niewielkiej ilości znajduje się również troilit. Ciężar w łaściwy ureilitów wynosi ok. 3,3 g/cm 3 ( M a s o n 1962;

W a s s o n 1974; S o b o t o v i Ć 1976; K v a S a 1976).

V. AN G RITY ,

Angrity stanowią tylko 0,1% spadłych m eteorytów, a więc są najrzadszą trupą. Chemicznie sk ład ają się z następujących elementów: S i 0 2 — 45%, MgO — 10%, FeO — 8%, F e 0 3 - 2%, A120 3 - 9%, CaO - 24%, .Ti02 - 2%, F eS - 1,3% orazT w m ałych

ilościach tlenki sodu, potasu i chromu. Zawierają one znacznie więcej CaO i T i0 2 niż jakiekol­ wiek inne m eteoryty. G łów nym m inerałem jest augit (Ca, Mg, Fe2+ F e3 + , Ti, Al)2 ((Si, A1)20 6) (ponad 90%) oraz niewielkie ilości oliwinu i troilitu. Ciężar właściwy angritów wynosi ok. 3,2—3,6 g/cm 3 (ciężar właściwy augitu) ( M a s o n 1962; W a s s o n 1974; K v a s a 1976).

VI. NAKLITY

Należą również do m eteorytów bardzo rzadkich 1 stanowią ok. 0,2% spadłych m eteorytów. Ich skład chemiczny przedstawia się następująco: S i0 2 - 49%, T i0 2 - 0,4%, Ał20 3 - 2%,

Cr20 3 - 0,3%, Fe20 3 - 1,3%, FeO - 20%, CaO - 15%, M g O - 12%,Na20 - 0 , 4 % , w

mniejszej ilości tlenki potasu, manganu i niewiele siarki. Mineralogicznie głów nym składnikiem jest diopsyd (75%), oliwin (15%), niewielkie ilości plagioklazu i m agnetytu. Oliwin zawiera więcej składnika Fe2S i0 4 (ok. 60%) niż jakikolwiek oliwin z innych m eteorytów . Ciężar właściwy naklitów wynosi 3,5 g/cm 3 ( M a s o n 1962 ,1 9 7 1 ; W a s s o n 1974).

VII. PIROKSENOW O-PLAGIOKLAZOW E ACHONDRYTY

Piroksenowo-plagioklazowe achondryty są typem achondrytów w ystępujących najczęściej. Dzielą się one na dwie grupy: eukryty, stanowiące 3,7% wszystkich spadłych m eteorytów , oraz how ardyty, które występują w ilości 1,7%. Obie grupy różnią się składem mineralogicznym, a mianowicie eukryty składają się z piżonitu i anortytu, natomiast how ardyty z hiperstenu i anortytu. How ardyty zawierają również mniejszą ilość CaO niż eukryty. W piroksenowo- -plagioklazowych achondrytach występują w mniejszej ilości takie m inerały jak: trydm it SiO, lub kwarc, chrom it oraz czasami niewielkie ilości żealzo-niklu, im enitu F e T i0 3 i troilitu. Nie­ które egzemplarze mają strukturę podobną do ziemskich skał gabrowych (magmowe skały głębinow e). Eukryty i how ardyty pod względem budowy chemicznej są bardzo podobne do siebie. Składają się z: S i0 2 - 47 do 53%, MgO - 6 do 17%, FeO - 13 do 22%, A120 3 - 6 do 16%, CaO — 6 do 12%, Na20 — 0,2 do 2%, FeS — 0,05 do 14%. Ciężar właściwy eukrytów wy­ nosi 3 ,1 — 3,2 g/cm 3 , natom iast howardytów 3,2—3,3 g/cm 3 ( M a s o n 1962; W a s s o n 1974; S o b o t o v i c 1976).

5. METEORYTY ŻELAZO-KAMIENNE

M eteoryty żelazo-kamienne występują w niewielkich ilościach i stanowią ok. 4% wszystkich m eteorytów ( M a s o n 1962) oraz 1,7% m eteorytów , których spadek obserwowano (S o b o - t o v i Ć 1976). Dzielą się one na dwie zasadnicze grupy: oliwinowe pallasyty (pallasites) i piroksenowo-plagioklazowe czyli mezosyderyty (mesosiderytes) oraz dwie grupy nieliczne: bronzytow o-trydm itow e czyli syderofiry (siderophyres) i bronzytowo-oliwinowe czyli lodranity (lodranites) ( M a s o n 1962, 1971; W a s s o n 1974).

1. PALLASYTY

Stanowią one 0,6% spadłych m eteorytów (S o b o t o v i £ 1976). Pod względem che­

micznym pallasyty zostały podzielone na dwie podgrupy. W pierwszej średnia zawartość oliwinu wynosi 13%, natom iast FeO waha się od 10 do 16%, a w drugiej średnia zawartość oliwinu wynosi 19% i FeO w przedziale 16-21% . Obie podgrupy różnią się również pod względem zawartości żelazo-niklu. W pierwszej występuje on w ilości 55% ze średnią zawartością niklu 10%, natom iast w drugiej mamy 30—35% żelazo-niklu ze średnią zawartością niklu ok. 15%. Mineralogicznie żelazo-nikiel w ystępuje w postaci kamasytu i tenitu. Są również niewielkie ilości troilitu i szrejbersytu (Fe,N i)3P. Oliwin występuje w postaci ziaren o za­ ostrzonych krawędziach lub okrągłych, o rozmiarach od kilku do kilkunastu milimetrów.

Ciężar właściwy pallasytów wynosi 4 , 3 - 5 , 8 g/cm 3 ( M a s o n 1962; J a v n e l 1973;

W a s s o n 1974).

II, M EZOSYDERYTY

Mezosyderyty stanowią 1% spadłych m eteorytów ( S o b o t o v i d 1976). G łów nym i ich składnikam i są żelazo-nikiel i krzemiany. Oba te składniki w przybliżeniu występują w jedna­ kowej ilości. Żelazo-nikiel nie tworzy jednolitej siatki krystalicznej jak w pallasytach, lecz występuje nierównomiernie, rozsiany po całym m eteorycie w postaci ziaren różnej wielkości i na ogół nie wykazuje struktury Widmanstattena.

Żelazo-nikiel zawiera Qk. 7% niklu. Krzemiany reprezentowane są głównie przez piroksen i plagioklaz z przewagą ilościową piroksenu. Piroksen zwykle występuje w postaci hiperstenu. M inerałami występującym i w mniejszej ilości są: piżonit, troilit, chrom it, szrejbersyt, apatyt, merrillit i oliwin. Ciężar właściwy mezosyderytów wynosi ok. 5 g/cm 3 ( M a s o n 1962;

J a v n e l 1973; W a s s o n 1974).

III. SY D ER O FIR Y

Ta grupa m eteorytów reprezentowana jest dotychczas przez jeden egzemplarz — m eteoryt Steinbach. Składa się on z krystalicznej siatki żelazo-niklu, w której znajdują się ziarna takich m inerałów jak rombowy piroksen i niewielkie ilości trydm itu. Żelazo-nikiel zawiera 10% niklu i występuje w takiej ilości jak krzemiany. W mniejszych ilościach znajduje się szrejbersyt, chrom it i troilit ( M a s o n 1962; J a v n e l

1973).-IV. LODRA NITY

Lodranity również reprezentowane są przez jeden m eteoryt Lodran, który spadł 1 paździer­ nika 1868 r. w Pakistanie. Charakteryzuje się on kruchą strukturą i zbudowany jest z ziarnistego oliwinu i rombowego prioksenu wkomponowanych w siatkę krystaliczną żelazo- -niklu. Wszystkie tfzy składniki w ystępują wagowo w przybliżeniu w jednakowej ilości. Żelązo- -nikiel zawiera ok. 9% niklu ( M a s o n 1962; J a v n e l 1973).

6. METEORYTY ŻELAZNE

Można je podzielić na grupy wg struktury ich budowy oraz wg budowy chemicznej. Ta ostatnia klasyfikacja została opracowana w drugiej połowie lat sześćdziesiątych i na początku lat siedemdziesiątych i oparta na zawartości takich pierwiastków jak Ni, Ga, Ge i Ir. Otrzymano w ten sposób 15 grup, w skład których wchodzą również pallasyty i mezosyderyty. Wyłączając te dwie ostatnie grupy, wyróżniamy następujące oznaczenia grup oparte na klasyfikacji che­ micznej: IA, IB, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, HIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB (J a v n e 1 1973; W a s s o n 1974). Podstawową jednak i powszechnie używaną jest klasyfikacja oparta na ich strukturze. Zależy ona głównie od szerokości beleczek lcamasytu występującego w meteorytach i przedstawiona jest w tab. 1.

T a b e l a 1

( K r i n o v 1948, 1955; M a s o n 1 9 6 2 ; J a v n e l 1973; W a s s o n 1974; S o b o t o v i 6 1976)

Klasa Symbol Szerokość beleczek

kamasytu,, w mm

Zawartość Ni w %

' Heksaedryty H > 5 0 4 - 6

Heksa-oktaedryty Og-H 3 -5 0 5,5-6,5

Bardzo grubo - strukturowe oktaedryty Ogg > 3 ,3 6 - 7

Grubo strukturo we oktaedryty Og 1,3-3,3 7 - 9

Średniostrukturowe oktaedryty Om 0,5 -1 ,3 7 ,5 -9

Cienkostrukturowe oktaedryty of 0,2-0,5 8 - 1 0

Bardzo cienkostrukturowe oktaedryty off 10-14

Plessytowe oktaedryty Opl, o ff-D < 0 ,2

Ataksyty D < 0 ,1 12-38

I. HEKSAEDRYTY N

Nazwa tej grupy meteorytów pochodzi od kształtu kryształów kamasytu; mają one kształt sześcianów czyli heksaedralny. Charakteryzują się tym, że po wypolerowaniu i wytrawieniu pojawiają się w kamasycie cienkie linie zwane liniami Neumanna, które praktycznie występują we wszystkich heksaedrytach. Mogą również znajdować się w kamasytowych beleczkach oktaedrytów oraz w kamasycie meteorytów kamiennych. Linie Neumanna powstały pod

wpływem silnej deformacji mechanicznej

p

= 80 kbar i niskiej temperaturze, poniżej 8 7 3 °K

(600°C ).

Budowa chemiczna wszystkich heksaedrytów jest prawie jednakowa, zawierają one ok. 93,5% Fe, 5,5% Ni, 0,5% Co oraz w mniejszej ilości P, S, Cr i C. Pod względem mineralo­ gicznym głównymi składnikami, są: kamasyt a - ( F e , Ni), szrejbersyt, troilit, doubrelit i grafit.

Ciężar właściwy heksaedrytów wynosi 7 ,9 g/cm3 ( M a s o n 1962; W a s s o n 1974;

II. OKTAEDRYTY

Oktaedryty są grupą meteorytów żelaznych najbogaciej reprezentowaną i stanowią 5% wśród

wszystkich spadłych meteorytów, gdy heksaedryty tylko 1% (S o b o t o v i <5 1976). Nazwa

ich pochodzi stąd, że beleczki kamasytu i tenitu ułożone są równolegle do oktaedrycznych

płaszczyzn.i.Takie ułożenie powoduje występowanie linii Widmanstattena, które pojawiają się

po wypolerowaniu i wytrawieniu meteorytu.

Klasyfikacja oktaedrytów została przedstawiona w tab. 1. Chemicznie głównym ich skład­

nikiem jest Fe 85-93% , Ni 5—14% oraz w ilościach poniżej 1% Co, P, S, Cu, C. Mineralogicznie

głównymi składnikami są: kamasyt, tenit

y

(Fe,Ni), troilit i szrejbersyt. Ciężar właściwy

oktaedrytów wynosi 7,8—8,1 g/cm3 ( W a s s o n 1974).

III. ATAKSYTY

Ta grupa stanowi 0,2% wszystkich spadłych meteorytów, a więc występuje rzadko.

Ataksyty charakteryzują się tym, że nie mają żadnej struktury, tzn. linii Neumanna ani linii

Widmanstattena. Dzielą się na dwie podgrupy: z m ałą i z dużą zawartością niklu. Ataksyty z

małą ilością niklu są zbliżone do heksaedrytów i czasami mogą się w nich pojawić ślady linii

Neumanna. Zawierają one poniżej 4% Ni. Sądzi się, że ataksyty z małą ilością niklu powstały z

heksaedrytów przy temperaturowym metamorfizmie.

W miarę wzrostu zawartości niklu beleczki kamasytu stają się węższe, co prowadzi do

zaniku linii Widmanstattena. Taki rodzaj meteorytów nosi nazwę ataksytów z dużą zawartością

niklu Ni (12—38%). Chemicznie głównymi ich składnikami jest Fe i Ni w ilościach procen­

towych zależnych od typu ataksytów. Mineralogicznie głównymi składnikami są tenit i

kamasyt. Ciężar właściwy ataksytów wynosi 8,0 -8 ,5 g/cm3 w zależności od typu (K r i n o v

1955; M a s o n 1962; S o b o t o v i £ 1976).

L I T E R A T U R A B o s c h k e . F . L . , 1969, M eteoryty i meteory, PWN, Warszawa.

D j a k o n o v a, M. J., 1968, Chemiieskij sostav semi chondritov raźnych tipov. Meteoritika 28, 1 3 1 -1 3 6 . Izd.Nauka, Moskva.

G u s k o v a, E. G., 1972, Magnitnyje swojstva meteoritov, Izd. Nauka, Leningrad.

J a v n e 1, A. A., 1973, Klassifikacja meteoritov i jeje znaienje dlja problem y proischoidenija meteoritov, Meteoritika, 32, 2 5 -3 5 .

K r i n o v, E. L., 1948, Meteority, Izd. ANSSSR, Moskva, Leningrad.

K r i n o v, E. L. 1955, Osnovy meteoritiki, Gosud. Izd. Tech-Teoret. Lit., Moskva K v a s a, L. G., 1976, Spisok meteorytoobrazujqcych mineralov, Meteoritika 35, 1 3 6 -1 3 8 . M a s o n, B., 1962, Meteorites, John Wiley and Sons Inc., New York, London.

M a s o n , B. Ed., 1971, Handbook o f Elemental Abundances in Meteorites, Gordon and Breach Sęjence Publ. New York, Paris, London.

M i’l 1 m a n, P. M., 1969, Meteorite Research, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht-Holland.

N a g y , B., 1975, Carbonaceous Meteorites, Elsevier Scien. Publ.Co., Amsterdam, Oxford, New York.

Sihote — Alinskij ielezn yj m eteorytnyj d o id , 1963, Tom II, Izd. ANSSSR, Moskva.

S o b o t o v i i , E. V., 1976, Kosmiieskoje veiiestvo v zemndj kore, Atomizdat, Moskva. W a s i o n . J . T . , 1974, Meteorites, Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg, New York.

W o o d J. A., 1968, Meteorites and the Origin o f Planets, McGraw-Hill Book Co., New York, Toronto, London.

■ - - V " ' Ł r ■ Ul.

•

.

'

....

t - H . . < ' :■ ■ h ■■■ -■

u

_{_______}

_ _ _ _ _

Tom XXVII (1979). Zeszyt 1

GĘSTE OBŁOKI MOLEKULARNE

J A C E K K R E Ł O W S K I

Instytut Astronom ii Uniwersytetu im. M. Kopernika (Toruń)

nHOTHblE M E*3BE3JIHbIE OEJTAKA

H. K p e n o B C K H

C o a e p x a H H e

B

C T aib e n p e a c T a B n e H oueHb KpaTKH H o03op flaH H bix no Me>K3Be3flHhiM M O Jieicy n aM , k o- jo p b ie H aSm oflaw TC H Ha paoH O B O JiH ax. IIpeACxaBJieHbi.TOJKe aaH H b ie o p a c n p e a e jie H H H MOJie- K y ji b T a jia K T H K e h c})H 3m ecK H x v c ji o b h h x b rm o T H b ix o & n a K a x . KpaTKo o nH caH M r a n o T e 3 b i B03HHKH0BeHHH M O JieK y jl B rajiaK T H ^eC K O M npO CTpaH CTBe.

DENSE MOLECULAR CLOUDS A b s t r a c t

The article presents the very short review of data concerning interstellar molecules observed mostly in radio-wave region. The molecule distribution in the Galaxy and the physical condi­ tions in dense interstellar clouds are also described. The article final section presents the hypotheses of the origin of complex molecules in the galactic environment.

1. WSTĘP

Odkrycie przed dziesięciu laty w promieniowaniu radiowym ośrodka międzygwiazdowego

linii złożonych molekuł było jednym z najbardziej nieoczekiwanych wyników obserwa­

cyjnych. Tradycyjne przekonanie o niemożności przetrwania molekuł w pełnym nie­

bezpiecznych fotonów UV ośrodku międzygwiazdowym zdawało się mieć całkowite poparcie

w obserwacjach optycznych, potwierdzających jedynie obecność najprostszych związków: CH i

CN. Lawina odkryć coraz to bardziej skomplikowanych cząsteczek organicznych postawiła

przed astrofizykam i dwa istotne problemy: przetrwania i pochodzenia m olekuł. K rótki okres, jaki u p ły n ą ł od wspomnianego odkrycia nie pozwala, rzecz jasna, uznać zaistniałych pro­ blemów (zwłaszcza drugiego) za rozwiązane. A rtykuł niniejszy zawiera więc przegląd danych obserwacyjnych i związanych z nimi idei bez wnikania w szczegóły pow stałych do tej pory teorii. R ozdziały 2 i 3 zawierają wykaz obserwowanych m olekuł i opis ich rozmieszczenia w Galaktyce. Przedstawienie warunków, w których trwają m olekuły zawiera rozdz. 4. W rozdz. 5 omówiono krótko teorie pochodzenia m olekuł międzygwiazdowych, a końcowe podsum o­ wanie przedstawia rozdz. 6.

2. WYKAZ MOLEKUŁ I PIERWSZE OSOBLIWOŚCI

W ciągu ubiegłych dziesięciu lat zaobserwowano w przestrzeni m iędzy gwiazdowej ok. 50 m olekuł. Aktualną w połow ie 1977 r. listę zidentyfikowanych związków podaje tab. 1. Za­ warty w niej spis nie będzie zapewne aktualny z chwilą dotarcia do rąk Czytelnika, niemniej wykrywanie coraz to bardziej złożonych związków w przestrzeni między gwiazdowej przestało już dziwić. Przypatrzmy się zatem przedstawionej tabeli 1.

T a b e l a 1

Lista m olekuł aktualna w lipcu 1977 r. ( I w a n o w s k a i W o s z c z y k 1978)

Wzór chem. Polska nazwa Najważniejsze linie cm

1 2 3 CH rodnik wodorowęglowy 9,0 CN cjanogen 0,25 CO tlenek węgla 0,26 CS siarczek węgla 0,65, 0,62, 0,31, 0,20 OH hydroksyl 18,0, 6,3, 5,0 NS siarczek azotu 0,26 SO tlenek siarki 2,3, 0,34, 0,3

SiO tlenek krzemu 0,35, 0,23

SiS siarczek krzemu 0,33, 0,27

H 2 ° woda 1,35 HCO

---

0.35 c2h rodnik acetylenu 0,34 HCN cj ano wodór 0,34 N2H

---

0,32 (jon dodatni) H2S siarkowodór 0,18

OCS tlenosiarczek węgla 0,35, 0,27

so2

dwutlenek siarki 0.36, 0,31

HNO

---

-h2c o formaldehyd 6,8, 6,2, 2,1, 1,0

n h3 amoniak 1,3, 1,2

HNCO kwas izocjanowy 1,36, 0,68, 0,34

c d . tab. 1

1

2 3 c3n

---HCOOH kw as m rów k ow y 18,3 h c3n cjan oacetylen 3 ,3 , 1,6 , 0 ,4 1 c h2n h m ety len o im in a 5 ,7 n h2c n cjanoam id 0 ,3 7 , 0 ,3 C H3OH m etan ol 3 5 ,9 , 1 ,2 , 0 ,6 2 n h2c h o form am id 1 9 ,5 , 6 ,5 C H3CN a ceto n itry l 0 ,2 7 c h3c 2 h m e ty lo a c e ty le n 0 ,3 5 c h3c h o aldehyd o c to w y 28,1

h c5n cja n o a cety len 1 1 ,3 , 2 ,8 1 , 1,41

c h3n h2 ‘m etyloam in a 3 ,4 , 0 ,4 1 , 0 ,3 5 c h2c h c n

---

2 1 ,9 (C H 3 ) 20 d im e ty lo e te r 3 ,2 9 , 0 ,9 6 , 0 ,3 7 , 0 ,3 0 c2h 5 o h a lk o h o l e ty lo w y 0 ,3 5 , 0 ,3 3 , 0 ,2 9 c h3c h 2c n h c7n

---c h3c o o h ---h2c c o

---Zawarty w niej wykaz zmusza do zastanowienia. Prawie wszystkie wymienione molekuły

zawierają węgiel; często są to znane, złożone związki organiczne. Pewnych molekuł z nie­

wiadomych względów nie udało się zaobserwować, pomimo iż składające się na nie pier­

wiastki należą do najobfitszych (C 0 2, związki N i O). Porównania obfitości wskazują na za­

dziwiająco duże ilości cząsteczek złożonych względem prostych, łatwiejszych zdawałoby się

do uformowania, a trudniejszych do rozbicia. Nie zauważono natomiast korelacji pomiędzy

obfitościami molekuł i składających się na nie pierwiastków. Natężenia poszczególnych linii

molekularnych w różnych radioźródłach także nie są ze sobą skorelowane. Fakty te poważnie

komplikują ewentualną interpretację. Dostrzeżono ponadto, tam gdzie obserwowano molekuły

zawierające różne izotopy, że stosunki obfitości izotopów odbiegają od ziemskich — zwłaszcza

dla węgla (Z u c k e r m a n 1973; V a n y s e k i R a h e 1978).

Dodajmy, że różne natężenia linii molekularnych mogą być efektem zarówno różnic

obfitości, jak i warunków wzbudzenia. Poprawna teoria powinna przy analizie takich linii

posługiwać się danymi o lokalnym polu promieniowania, które ze względu na dużą nieprze-

zroczystość i znaczną niejednorodność gęstych obłoków oraz ewentualną obecność młodych

gwiazd może się zdecydowanie różnić od „średniego” międzygwiazdowego pola promienio­

wania ( G i l r a i van D u i n e n 1978). Wymaganie powyższe jest, niestety, nadmiernie

wygórowane przy obecnych możliwościach obserwacyjnych.

2 — Postępy A stro n o m ii to m X X V I I 2 . 1/1979

3. RO ZM IESZCZEN IE M O LEKU Ł

Je st rzeczą oczyw istą, że „m ateczn ik am i” m o le k u ł m iędzygw iazdow ych m uszą b y ć obszary o s ło n ię te przed d estru k c y jn y m prom ieniow aniem u ltra fio leto w y m . O sło n ę ta k ą m oże dać je d y n ie grupa o p ty c zn ie w arstw a p y łu - jedynego ź r ó d ła ek sty n k cji ciągłej m aterii m iędzy- gw iazdow ej dla X > 9 1 2 A , szczególnie w ydajnego i / dalekim ultrafiolecie. S ytuacji takiej oczekiw ać m ożna albo w ce n traln y c h p artiach b ardzo dużego o b ło k u , albo w o b ło k u silnie zagęszczonym (e k sty n k c ja zm ienia się ja k r ~ 2 podczas k o n trak c ji). P otw ierdza to zw iązek emisji m olekularnych z ek sty n k cją ( T u r n e r 1973). Z kolei określone pom iaram i radiow ym i g ęstości o b ło k ó w prom ieniujących w liniach m o le k u ł sięgają w artości przekraczających często o czy n n ik 106 p rz e c ię tn ą g ęsto ść o b ło k ó w HI ( T u r n e r 1973). Wydaje się za te m , iż ojczyzną m o le k u ł są g ęste o b ło k i m iędzygw iazdow e, zw ane te ż o b ło k a m i H 2 , lub CO. P o ch o ­ dzenie nazw y w ynika z fa k tu , że g łó w n y ich b udulec — m o le k u ły H 2 — w ym yka się ja k d o tą d skutecznie obserw acjom . W sytuacji tej p rz y ję to id e n ty fik o w ać gęste o b ło k i na podstaw ie linii 115 G Hz (o k . X = 2,7 m m ) najtrw alszej w p rzyrodzie cząsteczki CO. L inię ta k ą zauw ażyć m ożna w o b ło k a c h , dla k tó ry c h c a łk o w ita ekstynkcja w zakresie w izualnym sięga l m . Przegląd Drogi Mlecznej d o k o n an y w liniach m o le k u ły CO przez S c o v ' i l l e ’a i S o l o m o n a (1 9 7 5 ) w skazał na zd ecydow aną k o n ce n trac ję g ęsty ch o b ło k ó w na d ysk (skala w ysokości ok. 73 pc) przy silnie zaznaczonej n iejednorodności (w y raź n e, oddzielne kondensacje). C entrum G alaktyki w ydaje się b y ć o to c zo n e pierścieniem ’ gęstej m aterii w zakresie prom ieni o d 4 do 7 k p c, z ty m że najsilniejsza em isja p o ch o d zi z w ew n ętrz n y ch 300 pc. Skala w ysokości dla o b ło k ó w H2 je st p rz e sz ło d w u k ro tn ie niniejsza niż dla o b ie k tó w H I, je st n ato m ia st ta k a sama, ja k dla gwiazd OB, o b ło k ó w HII i pobliskiego p y łu . Silny zw iązek rozm ieszczenia p y łu i o b ło k ó w CO w yjaśnia do b rze zn a n y ^ z obserw acji fa k t sła b eg o skorelow ania ekstynkcji z n atęż en ie m linii 21 cm • O cena ca łk o w ite j m asy o b ło k ó w CO m ożliw a je s t je d y n ie n a bazie teo rety czn eg o ustalenia w zględnych ob fito ści H 2 i m o le k u ł obserw ow alnych. W edług S c o v i l l e ’a i S o l o m o n a (1 9 7 4 ) 13C O /H 2 = 1,3 • 10- 6 ; w arto ść ta prow adzi do określenia c a łk o w ite j m asy o b ło k ó w H 2 rów nej 3 • 109 MQ. W ielkość ta je st zaskakująco duża, przerasta bow iem m asę w o d o ru HI określoną na podstaw ie em isji 21 cm . Jeżeli za te m w osza­ cow aniu sto su n k u k o n cen tracji nie p o p e łn io n o isto tn eg o b łę d u , to w iększość m asy ośrodka m ięd zy gw iazdow ego zaw arta je st w niew ielkich, gęsty ch o b ło k a c h , silnie sk u p io n y ch na dysk G ala k ty k i. W ynik tak i p row adzi d o p ew n y ch tru d n o ści te o re ty c z n y c h , zw iązanych z koniecz­ nością ustalenia m echanizm u, k tó ry p rze ciw d ziała zapadaniu graw itacyjnem u tak ich o b ło k ó w w brew k ry te riu m Jeansa i redukuje te m p o pow staw ania gwiazd d o rozsądnych w artości. Wymaga to znacznego w y d łu ż e n ia czasu życia o b ło k ó w ( F i e l d 1977), b y ć m oże na skutek rotacji spow alniającej kolaps.

Co najm niej c z ęść obserw ow anych, g ęsty ch kondensacji w ydaje się przy ty m m ieć gradient gęstości zaw arty w zakresie r — r~ , co m oże sugerow ać, iż są one w trak cie zapadania graw itacyjnego ( B o k 1977). O b ło k tak i zaw ierać m oże różne m o le k u ły w ró żn y c h p artiach ; n ie ste ty , d o stę p n e obecnie techniki nie pozw alają ną w yróżnienie w niew ielkim o b ło k u miejsca pow staw ania linii. Ja k d o tą d nie u d a ło się ta k że zaobserw ow ać procesu dzielenia dużych, sam ograw itujących m as na m niejsze. B yć m oże linie CO, najsilniejsze i najlepiej w idoczne, pow stają n a pery feriach o b ło k ó w , gdzie fragm entacja nie zachodzi ( W e r n e r 1977).

Silny zw iązek miejsc rozlokow ania m o le k u ł w G alaktyce z m iejscam i pow staw ania gwiazd p o tw ierdzają obserw acje obszarów H II, w k tó ry c h d o strze żo n o szereg em isji m olekularnych.

G ęsta, p raw d o p o d o b n ie reliktow a m ateria, dzięki gęstości i nieprzezroczystości d o ść odporna na d ziała n ie fro n tó w jo n iz ac y jn y c h , w y stę p u je zapew ne na k raw ędziach (c h o ć niew ykluczone, że i w ew nątrz) ja sn y ch jn g ła w ic em isyjnych. P rędkości radialne m aterii m olekularnej i zjoni- zow anej różnią się nieco. B yć m oże je st to obraz ekspansji obszarów HU, ale zjaw isko to nie z o s ta ło , ja k d o tą d , w c a ło śc i zin terp reto w a n e (H a b i n g 1977).

Ogólnie m ów iąc, m o le k u ły rozm ieszczone są w G alaktyce w g ęsty ch o b ło k a c h , w yraźnie od siebie p o o ddzielanych, sk upionych na d ysk i zw iązanych ze stru k tu rą spiralną G alaktyki.

‘ 4. W ARUNKI FIZY C ZN E WEWNĄTRZ OBŁOKÓW H 2

O bserw acje linii m o lekularnych w skazują na b ard z o niską (poniżej 2 0 K) te m p eratu rę w n ę trz g ęsty ch o b ło k ó w ( S o l o m o n 1973). Je st to zro z u m iałe w obszarach o s ło n ię ty c h p rze d u ltra fio leto w y m (a w ięc w znacznej m ierze i przed o p ty c z n y m ) p rom ieniow aniem , k tó re pozbyw ają się energii w dalekiej podczerw ieni (em isje ziaren), a ta m ich ek sty n k cja je st bardzo niew ielka. P oniew aż g rubość o p ty c zn a o b ło k ó w w liniach radiow ych je st b ardzo różna, m ożliw e je s t te o re ty cz n ie określenie para m etró w fizycznych na różn y ch g łę b o k o ściach . Za­ gadnienie kom plikuje je d n a k fa k t z jednej stro n y tru d n ej analizy silnych, w ysyconych linii p o w stających przy pow ierzchni, a z drugiej silne skażenie szum am i linii sła b y c h , poch o d zący ch z obszarów g łę b szy c h .

P róby ustalenia sto p n ia jonizacji g ęsty ch o b ło k ó w w skazują, iż je st o n a znikom a:

N j N m - 1 0 ~ 8 ( T h a d d e u s 1977).

B ardzo tru d n o określić g ęsto ść obszarów H 2 ; w konsekw encji m oże to silnie rzu to w a ć na w yznaczenia mas. Poniew aż linie m o le k u ł w zbudane zderzeniow o wym agają określonej k o n ­ centracji H 2 przyjm uje się, że obszar w idziany w liniach CO m a g ęsto ść nie m niejszą niż 100 m o le k u ł w od o ru w ce n ty m e trze sześciennym , a linie HCN w ym agają koncen tracji sto k ro tn ie wyższej (P e n z i a s 1975).

S topień tru d n o ści p om iaru ew. p ó l m agnetycznych je st ta k w ysoki, że ja k d o tą d nie uzyska­ n o na te n te m a t żadnych danych.

G ęste o b ło k i, b ęd ą ce w sposób oczyw isty ogniw em p ośrednim p o m ię d zy ośrodkiem m iędzygw iazdow ym i no w o p o w sta ły m i gw iazdam i, obserw uje się cz ęsto w m ło d y c h gro­ m adach i asocjacjach lub w p obliżu obszarów H II. W idać ta m cz ęsto w zm ocnienie linii m ole­ k u la rn y c h — efek t podgrzania o b ło k ó w przez prom ieniow anie pobliskich gwiazd.

N iektóre z g ęsty ch o b ło k ó w zaw ierają we w n ę trz a c h uform ow ane ju ż gwiazdy dostrzegalne b ą d ź drogą obserw acji na falach radiow ych (u k ry te obszary H II), b ą d ź w podczerw ieni. D o k ła d n y przegląd ciem nego o b ło k u B arnard 4 2 (V r b a i in. 1975) na fali 2 im i w y k az ał o b ec n o ść ok. 70 oddzieln y ch ź ró d e ł podczerw ieni na o g ó ł niew idocznych w zakresie o p ty c z ­ ny m . E kstynkcja w izualna zaw iera się tu w granicach 5 - 4 0 m śg. W dalekiej podczerw ieni zauw ażono em isję CO na fali 3 5 0 /im ( S i m o n i in. 1973). W ykryte w zakresie 4 0 —2 5 0 jum prom ieniow anie p o dczerw one w skazuje na ob ecn o ść p y łu podgrzew anego przez gwiazdy (F a z i o i in. 1976). W spom niany ciem ny o b ło k zaw iera zatem c a łą , now o uform ow aną grom adę gwiazd całk o w icie u k ry tą dla obserw acji w zakresie o p ty c zn y m .

Posiadane przez nas dane o w arunkach fizycznych w e w n ętrz ach g ęsty ch o b ło k ó w są, ja k w id ać , nader skrom ne. D uża n iejed n o ro d n o ść, zgęszczenia, w sp ó łistn ien ie z gwiazdam i różn y ch ty p ó w w idm ow ych i gorącą m aterią zjonizow aną staw iają po d znakiem za pytania

próby prostej interpretacji uzyskanych pomiarów. Niektóre z parametrów fizycznych można dość łatw o określić w pewnych, szczególnych warunkach (np. tem peraturę z linii powstających w ośrodku grubym 'optycznie dla tych długości fal), w innych przypadkach pozostają oszaco­ wania górnych granic lub wnioskowanie z danych pośrednich ( L e q u e u x 1978).

Nadzieje na bardziej precyzyjną identyfikację warunków fizycznych w obłokach molekular­ nych związane są obecnie z konstrukcją modeli obrazujących zarówno o b ło k i, jak i zachodzące w nich procesy. Ponieważ jednak pom iędzy danymi obserwacji a modelami istnieją sprzężenia zw rotne, przy czym modelowane obiekty z trudem tylko dopasować m ożna do jakiegoś „śred­ niego” wzorca, nie należy oczekiwać uzyskania precyzyjnych obrazów w najbliższych latach.

Złożone m olekuły występujące w silnie strzeżonych przed niszczycielskim promienio­ waniem UV w nętrzach gęstych obłoków są niewątpliwie tamże produkowane. Nie jest rzeczą możliwą dla jakiejkolwiek m olekuły przeżycie podróży przez praktycznie pusty ośrodek międzychm urowy. Podobny wniosek można wysnuć z faktu wzrostu ku centrum obłoków stosunku koncentracji OH do HI.

Łączenie się atomów i m olekuł w cząsteczki bardziej złożone w rezultacie zw ykłych zderzeń w gazie nie wydaje się b yć mechanizmem odpowiedzialnym za powstanie obserwo­ wanych związków. Powinna bowiem w takim wypadku istnieć korelacja obfitości m olekuł i składających się na nie pierwiastków, a także znacznie wyższe koncentracje m olekuł prostych niż złożonych. Zgadza się to z grubsza w przypadku m olekuł bezwęglowych (choć i tu brak np. NO), nie znajduje natomiast żadnego potwierdzenia w obserwacjach cząsteczek orga­ nicznych. Zarówno ich obfitość^, jak i złożoność świadczą o istnieniu mechanizmu katalizu­ jącego reakcje powstawania. Korelacja obfitości m olekuł z ekstynkcją w yw ołaną pyłem wskazuje na możliwość wystąpienia ziaren międzygwiazdowych w roli katalizatorów reakcji powstawania tych m olekuł. Trudności precyzyjnego opisu formowania związków chemicznych wynikają z braku dostatecznie wiarygodnych danych o reakcjach zachodzących na powierzch­ niach ciał stałych. Co gorsza, istnieje możliwość występowania wielu rodzajów ziaren w prze­ strzeni międzygwiazdowej (rozmaite krzemiany, grafit, cząstki metaliczne). Każdy z nich może katalizować inne reakcje chemiczne, czego rezultatem m ógłby być np. wspomniany brak ko­ relacji natężeń linii m olekularnych w różnych radioźródłach.

Jest rzeczą niewątpliwą że na to, aby na powierzchni ziarna m ogło dojść do jakiejkolwiek reakcji przylepionych atomów gazu, czas pobytu atom u musi być dłuższy aniżeli odstęp pom iędzy dwoma kolejnymi adsorpcjami. Czas spędzony przez atom na powierzchni ziarna określa prosty wzór ( R e d d i s h 1975):

gdzie: v jest częstością charaketrystyczną drgań siatki krystalicznej ziarna, E — energią adsorpcji atom u na powierzchni ziarna, a T — tem peraturą tegoż ziarna. Czas pom iędzy dwiema ko­ lejnym i adsorpcjami atomów przez to samo ziarno określić można prostą form ułą:

5. POCHODZENIE MOLEKUŁ MIĘDZYGWIAZDOWYCH