Postępy Astronomii nr 3/1958

POSTĘPY

ASTRONOMII

C Z A S O P I S M O

POŚWIĘCO NE U P O W S Z E C H N IA N IU

W IED ZY A ST R O N O M IC Z N EJ

PTA

TOM VI — ZESZ YT 3

1

9

5

8

K R A K Ó W — L I P I E C — W R Z E S I E Ń

1958

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

SPIS TREŚCI ZESZYTU 3

A R TY K U ŁY

A. W r ó b le w s k i, Mars w świetle najnowszych b a d a ń ... K. R u d n ic k i, Próba nowej m etody w dynamice układów gwiazdo­

wych ...

Z PRACOW NI I OBSERW ATORIÓW

J . K o r d y le w s k i, O rbita Kom ety H arringtona 1952 II ... A. P a c h o lc z y k , Z zagadnień niekoherentnego rozpraszania . . . . A. P a c h o lc z y k , E fekt tem peraturow y Yan-der-Waalsowskiego roz­ szerzenia linii re z o n a n so w y c h ... T. P r z y p k o w s k i, Tablica doświadczalna Mikołaja Kopernika w Ol­

sztynie w świetle najnowszych odkryć 1956—1957 roku . . . . A. Stawikowski, Wyznaczenie średnich wskaźników barw y gwiazd zmiennych typu R R L yrae ...■ S. P i o t r o w s k i , Uwagi o twierdzeniach całkowych teorii wewnętrznej

budowy g w i a z d ... ... W. Z o n n i J . S to d ó łk ie w ic z , Wpływ nieciągłości m aterii między-

gwiazdowej na wyniki badań rozmieszczenia przestrzennego gwiazd

Z LIT E R A T U R Y NAUKOW EJ

J . D o b r z y c k i, B adania nad wahaniam i bieguna w Bureau In te r­ national de 1’H e u r e . ... J . S m a k , Ewolucja gwiazd, a funkcja jasności absolutnych . . . .

92 101 103 106 107 110 111 114 118 120 71

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

P O S T Ę P Y

A S T R ONOMI I

K W A R T A L N I K

T O M VI — Z E S Z Y T 3

K R A K Ó W • L I P I E C — W R Z E S I E Ń 1958

P A Ń S T W O W E

W Y D A W N I C T W O

N A U K O W E

KOLEGIUM REDAKCYJNE

Redaktor Naczelny: Stefan Piotrowski, Warszawa

Członkowie: Józef Witkowski, Poznań Włodzimierz Zonn, Warszawa

Sekretarz Redakcji: Kazimierz Kordylewski, Kraków

Adres Redakcji: Kraków 2, plac N a Groblach 8 m. 4 Adres Sekretariatu: Kraków 2, ul. Kopernika 27 m. 4

P A Ń S T W O W E W Y D A W N I C T W O N A U K O W E — O D D Z . W K R A K O W I E Kraków, ul. Sm oleńsk 14

Nakład 390+ 110 egz. Podpisano do druku 23. VII. 1958 Arkuszy wyd. 4, ark. druk. i1/* D ruk ukończono w sierpniu 1958 Papier druk. sat. 70 g, kl. V, 70X.100 N r zamówienia 318)58

Do składania 29. I V. 1958 Cena z ł 10.— S-41 D R U K A R N IA U N IW E R S Y T E T U JA G IE LLO Ń SK IE G O W K R A K O W IE

Mars w świetle najnowszych badań

Jeszcze na początku obecnego stulecia nasza wiedza o Marsie, oparta

o wyniki obserwacji wizualnych, ograniczała się do fenomenologicznego

opisu szczegółów i zjawisk dostrzeżonych na jego powierzchni. Podsum o­

waniem trudu wielu setek obserwatorów było dzieło E . M. A n t o n i a -

d ie g o — La planete M ars (1930), stanowiące do dziś najpełniejszy i naj­

bardziej wyczerpujący podręcznik areografii (tzn. geografii Marsa).

Podczas opozycji z r. 1924 i 1926 zastosowano w badaniach Marsa

po raz pierwszy na dużą skalę obiektyw ne m etody fizyczne (analiza

widm owa — W. S. A d a m s , C. E. St. J o h n ; polarym etria — B . L y o t ;

radiometria — W. W. C o b le n t z , C. O. L a m p la n d , E. P e t t i t , S. B. N i ­

c h o ls o n , D . H . M e n z e l; fotografia, z użyciem barwnych filtrów —

W. H . W r ig h t, E. C ..S lip h e r , B . J . T r u m p le r , P . E. B o s s ) , um ożliwia­

jące poznanie i analizę natury procesów zachodzących w atm osferze i na

powierzchni planety. Tak pow stała areofizyka (odpowiednik geofizyki).

Osiągnięcia tej nowej gałęzi w iedzy zostały niedawno zebrane w książce

G. de Y a u c o u le u r s a — Physique de la planete M ars (1951).

Od czasu ukazania się książki Yaucouleursa nasza wiedza o Marsie

zrobiła pow ażny krok naprzód. Celem niniejszego artykułu jest zobrazo­

wanie obecnego stanu areofizyki i areografii. Przeważająca większość

om awianych prac pochodzi przy ty m z lat 1 9 5 5 —1957.

I. Atmosfera

Obserwacje fotom etryczne (N. N . B a r a b a s z e w , I. T im o s z e n lc o ,

W. W. S z a r o n o w , W. G. F i e s e n k o w , N. N. S y t y ń s k a , G. de Y a u -

c o u le u r s , A. D o l l f u s ) i polarym etryczne (B. L y o t , A. D o l l f u s ) , jak

również analiza obserwowanych na Marsie zjawisk m eteorologicznych

(S. L. H e s s , B . S a p h ir o ) , pozwoliły na bardzo dokładne wyznaczenie

średniego ciśnienia jego atm osfery. G. de V a u c o u le u r s [1], który zestawił

w yniki otrzym ane przez różnych autorów, przyjm uje, że ciśnienie atm o­

sfery Marsa wynosi 8 5 ± 4 mb ( 6 4 ± 3 m m H g ) . Jest to wartość, jaką

wskaże na Marsie aneroid; ciśnienie odczytane na barometrze rtęciow ym

będzie 2,63 razy większe (wynik mniejszej siły ciążenia). W ynika stąd, że

72

ilość gazu zaw arta n ad jednostką powierzchni Marsa stanow i 22,6%

ilości znajdującej się n ad 1 cm2 powierzchni Ziemi.

O wiele gorzej przedstaw iają się nasze wiadomości o składzie che­

micznym atm osfery Marsa. W w yniku długoletnich badań spektroskopo­

wych w ykryto w niej jedynie dw utlenek węgla. W r. 1917 G. P . K u i p e r [2]>

badając podczerwone widmo planety, w ykrył w yraźne pasm a tego gazu

w okolicy 1,6 /

, a następnie w obszarze 1,96

— 2,06

J . G r a n d j e a n

i Ti. M. G o o d y [3] analizując wyniki otrzym ane przez K uipera doszli do

wniosku, że zaw artość objętościowa C 0 2 w atmosferze Marsa wynosi aż

2)1% (przy założeniu, że ciśnienie atm osferyczne wynosi 85 mb), jest

więc 65 razy większa niż zaw artość objętościowa tego gazu w atmosferze

Ziemi (15 razy większa — jeśli chodzi o zaw artość wagową).

P rób y w ykrycia na drodze spektroskopowej tlenu przyniosły nega­

tyw ne wyniki. W edług T. D u n h a m a [4] tlen znajduje się w atm osferze

M arsa w ilości mniejszej niż 0,15% zaw artości w atm osferze ziemskiej.

Pozostałą część atm osfery M arsa stanow ią zatem gazy, których nie

m ożna w ykryć na drodze spektroskopowej ze względu na to, że nie dają

one żadnych pasm w dostępnej dla obserwacji części widma (do takich

należą np. azot i gazy szlachetne). Należy przypuszczać, że głównym

składnikiem atm osfery Marsa jest, podobnie jak na Ziemi, azot. P oza ty m

powinien ta m w ystępow ać argon, k tó ry tw orzy się przy rozpadzie p ro ­

mieniotwórczego izotopu potasu 40K. Izotop ten jest dość rozpowszechniony

w skorupie ziemskiej i należy sądzić, że zaw arty jest również w skorupie

Marsa. Jeśli przyjąć, że azot i argon pozostają w atm osferze M arsa w takim

sam ym stosunku ilościowym jak na Ziemi, to otrzym am y, że azot s ta ­

nowi 96,6% a argon — 1,2% tej atm osfery. Iden ty czną ocenę ilości argonu

znajdziem y biorąc pod uwagę, że na Marsie jest mniej 40K (różnica wiel­

kości obu planet).

N egatyw ne wyniki badań K uipera [2] świadczą o tym , że inne gazy

(S 0 2, 0 3, N 20 , CII4, C2I I 4, C2I I 6, N H 3) mogą stanowić tylko znikomo m ałą

domieszkę atm osfery Marsa. W obec tego jej skład chemiczny je st n a j­

praw dopodobniej tak i, jak to podano w tabeli I. D la porów nania um iesz­

czony jest ta m również skład naszej atm osfery.

A tm osfera Marsa zawiera bardzo m ałą ilość p ary wodnej. N egatyw ne

wyniki badań spektroskopowych, w ykonanych przez T. D u n h a m a [4]

i C. C. K ie s s a [5], świadczą o tym , że gdyby skroplić w szystką parę

wodną zaw artą w tej atmosferze, to powierzchnia plan ety zostałaby p o k ry ta

w arstw ą wody o grubości najwyżej 0,08 mm. W artość ta nie jest sprzeczna

z oszacowaniem A. D o l l f u s a [6], k tó ry oceniał zaw artość p ary wodnej

w atmosferze Marsa przy różnych założeniach odnośnie do tem p eratu ry

pow ietrza przy powierzchni planety, przyjm ując adiabatyczny gradient

tem p eratu ry. W yniki wyliczeń Dollfusa są zestawione w tabeli II.

Mars w świetle najnowszych badań

73

T a b e la I

Porównanie składu chemicznego atmosfer Marsa i Ziemi

Atmosfera Marsa Atmosfera Ziemi

Skład Skład Skład Skład

objętościow y wagowy objętościowy w agowy

(w %) (w %) (w %) (w %) A zot 96,6 95,0 78,08 75,51 Tlen 0,1 0,1 20,95 23,15 D wutlenek węgla 2,1 3,3 0,032 0,049 Argon 1,2 1,6 0,933 1,286

Inne drobne ślady 0,005 0,005

T a b e l a II

Temperatura atmosfery

przy powierzchni Marsa Ilość pary wodnej (w mm skroplonej H20 ) przy nasyceniu atm osfery przy w ilgotności 25%

- 1 0 ° C 7,5 1,9

- 2 0 ° C 3,0 0,8

- 3 0 ° C 1,0 0,25

- 4 0 ° C 0,3 0,08

T em peratura atm osfery M arsa przy powierzchni planety w ynosi

praw dopodobnie około — 40° C, a średnia Avilgotność nie pow inna być

większa niż 25% (w artość ta odpowiada wilgotności pow ietrza n ad ziem­

skimi pustyniam i). P rzy tych w arunkach ocena teoretyczna je st zgodna

z oceną doświadczalną.

Obłoki obserwowane na Marsie m ożna podzielić n a trzy zasadnicze

grupy:

O b ł o k i b i a ł e , widoczne przy obserwacjach wizualnych oraz na foto­

grafiach w świetle niebieskim i fioletowym. A. Dollfus stwierdził, że

obłoki te polaryzują światło tak , ja k skupiska drobnych kryształków lo­

dowych. W śród obłoków białych można wyróżnić dwie kategorie: obłoki

pow stające przy nocnym oziębieniu atm osfery oraz obłoki dzienne, tw o­

rzące się w skutek kondensacji p ary wodnej unoszonej do góry przez w stę­

pujące p rąd y konwekcyjne.

O b ł o k i n i e b i e s k i e , dobrze widoczne w świetle niebieskim i fioleto­

wym, n ato m iast niedostrzegalne w świetle czerwonym i żółtym . P raw do­

podobnie składają się one również z lodowych kryształków , są jednak

dużo rzadsze od obłoków białych.

74 A . W róblew ski

O b ło k i ż ó łte , widoczne przy obserwacjach wizualnych oraz w świetle

czerwonym. Jest prawie pewne, że są to chmury piasku i pyłu unoszone

przez wiatr z powierzchni Marsa.

Najbardziej tajemniczą cechą atmosfery Marsa jest jej własność bardzo

silnego rozpraszania światła krótkofalowego. Fotografie Avykony wane w świe-.

tle podczerwonym, czerwonym czy żółtym ukazują nam wiele szczegółów

powierzchni planety. Na fotografiach w świetle niebieskim, fioletowym

czy ultrafioletowym szczegóły te nie są widoczne, natomiast tarcza pla­

nety wygląda tak, jak gdyby była przysłonięta gęstą, nieprzezroczystą

mgłą. Obserwacje wykazują, że zdolność rozpraszająca atmosfery Marsa

w krótkofalowej części widma jest wielokrotnie większa od wartości

wynikającej z założenia, że rozpraszanie jest wywołane przez cząsteczki

gazu, tzn. przebiega zgodnie z prawem Eayleigha. Oznacza to, że w atm o­

sferze tej znajduje się pewna ilość drobno rozpylonej substancji stałej,

której cząstki wywołują obserwowane rozproszenie światła krótkofalo­

wego. Zawartość tej substancji może ulegać znacznym zmianom, bowiem

czasami przezroczystość atmosfery Marsa dla światła krótkofalowego

znacznie wzrasta. Na fotografiach w świetle fioletowym można wówczas

dostrzec szczegóły powierzchni prawie tak samo dokładnie, jak na foto­

grafiach w świetle podczerwonym. Polepszenie widzialności następuje

bardzo gwałtownie (czasem w przeciągu kilkunastu godzin) i trwa zwykle

tylko kilka dni. E. C. S lip h e r (wg [7]) zwrócił mvagę na niezrozumiały

fakt, że „przejaśnienie*1 to zachodzi zawsze około daty opozycji.

Przyjęto mówić, że owa nieznana substancja tworzy w atmosferze

Marsa tzw. „warstwę fioletową” („violet layer“, „couche violette“).

Wr. 1924 W. H. W r ig h t zauważył, że średnica Marsa na zdjęciach w świetle

ultrafioletowym jest większa o około 150 km od średnicy otrzymanej

z pomiarów zdjęć w świetle podczerwonym (tzw. efekt Wrighta). Zjawisko

to próbowano wyjaśnić przyjmując, że rozpylona substancja, silnie roz­

praszająca promieniowanie krótkofalowe, tworzy warstwę położoną na

dużej wysokości nad powierzchnią Marsa. Wyniki późniejszych badań

(np. [8]) pozwalają sądzić, że źródłem efektu Wrighta jest tzw. irradiacja

fotograficzna, która polega na zaczernianiu ziaren kliszy poza granicami

rzeczywistego obrazu. Wielkość irradiacji zależy od czasu naświetlania,

czułości kliszy na poszczególne barwy oraz stopnia przyciemnienia brze­

gowego, które w przypadku tarczy Marsa jest różne dla światła fioletowego

i czerwonego. Pozostawiamy zatem nazwę „warstwa fioletowa14 nie prze­

sądzając bynajmniej, czy rozpraszająca substancja rzeczywiście tworzy

w atmosferze Marsa wyróżnioną warstwę, czy też jest rozłożona w całej

jej objętości. Pierwsza z tych możliwości jest popierana przez uczonych

amerykańskich i zachodnioeuropejskich (patrz np. [9]). druga natomiast —

przez astronomów radzieckich [10], [11].

M ars w św ietle najnow szych badań

Natura rozpraszającej substancji nie jest wyjaśniona. Spośród róż­

nych hipotez (pyl meteorytowy?, pył wulkaniczny?, kryształki CO.,?)

najbardziej prawdopodobne wydaje się przypuszczenie K u ip e r a [2],

który sądzi, że „warstwę fioletową41 tworzą drobne kryształki lodu

(średnica około 4/i) występujące na wysokości 6 —10 km nad powierzchnią

Marsa. Rozrzedzanie się „warstwy fioletowej“ jest według tej hipotezy

wywołane nagłym wzrostem temperatury, który powoduje, że kryształki

zamieniają się w parę.

Dane o przezroczystości atmosfery Marsa (wg zestawień D. de Y au-

c o u le u r s a [9] i N. N. S y t y ń s k i e j [11]) zebrane są na rys. 1. Gruba

TO OS -06 ~ 0 4 -02 --- --- --- --- ---1--- --- ' 4 0 0 0 5 0 0 0 6000 7000 SOOO A D łu g o ś ć f a h

Rys. 1. Przezroczystość atmosfery Marsa. Linia 1 — wyniki wyliczeń teoretycznych przy założeniu, że atmosfera rozprasza zgodnie z prawem Rayleigha; 2 — wyniki takich samych wyliczeń dla atmosfery Ziemi; 3 — przezroczystość atmosfery Marsa w momentach rozrzedzenia warstwy fioletowej; 4 — przezroczystość atmosfery Marsa w jej normalnym stanie; 5 — przezroczystość warstwy fioletowej; (krzywa 3 wg [11],

pozostałe wg [9]).

linia ciągła (4) przedstawia obserwowaną zależność stopnia przezroczystości

od długości fali, natomiast linia (1) — krzywą przezroczystości wyliczoną

teoretycznie przy założeniu rozpraszania rayleighowskiego. Przez odjęcie

obu krzywych otrzymano krzywą (5) rozpraszania „warstwy fioletowej “

Linia (3) przedstawia przezroczystość atmosfery Marsa w momentach

polepszenia widzialności w krótkofalowej części widma. Porównanie tej

76

krzywej z krzywą (1) wskazuje, że „warstwa fioletowa" nigdy nie znika

całkowicie.

D o niedawna jedyną teoretyczną pracą na tem at budowy i własności

atm osfery Marsa była praca S. L. H e s s a [12], który przyjm ował, że

rozkład tem peratury w tej atmosferze ma przebieg podobny jak w atm o­

sferze Ziemi. A utorzy nowych rozważań teoretycznych (A. I. L e b ie -

d i ń s k i [13], E . M. G o o d y [14]) biorą pod uwagę zasadniczą różnicę

m iędzy atmosferami Ziemi i Marsa. Nasza atm osfera dzięki dużej zawar­

tości pary wodnej pochłania całkowicie prom ieniowanie długofalowe

R ys. 2. W łasności atmosfery Marsa według obliczeń A. I. L e b i e d i n s k i e g o [13]. N a osi pionowej z prawej strony odłożony jest stosunek tem peratury atmosfery T na w ysokości z do tem peratury powietrza T x warstw przy powierzchni Marsa; z le ­ wej strony stosunek ciśnienia P na w ysokości z do ciśnienia I \ przy powierzchni; na osi poziomej — stosunek z/z„, gdzie z„ s»20 km. Krzywa 1 przedstawia rozkład ciśnienia: krzywa 2 — rozkład tem peratury (przybliżenie Eddingtona); krzywa 5 — roz­ kład tem peratury (przybliżenie Schwarzschilda), krzywa 3 — rozkład tem peratury wg

wyliczeń I l e s s a [12].

z wyjątkiem obszaru

— 13//; atm osfera Marsa natom iast pochłania

tylko promieniowanie z pasm a absorpcji C 0 2 (12,9// — 17,1//).

A. I. L e b i e d i ń s k i [13] rozwiązał zagadnienie równowagi promienistej

atm osfery Marsa, używając przybliżeń Eddingtona i Schwarzschilda i w y ­

korzystując dane doświadczalne o przezroczystości C 0 2, podane przez

F . M o l i e r a . Otrzymane w wyniku przebiegi zmian tem peratury z w yso­

kością podane są na rys. 2 (krzywa 5 — dla przybliżenia Eddingtona,

krzywa 2 — dla przybliżenia Schwarzschilda). N a osi poziomej rys. 2

Mars w świetle najnowszych badań 77

odłożony jest stosunek z/z0, gdzie z0 = A T Jm g & 20 km {A — stała gazowa,

m — średni ciężar cząsteczkowy atmosfery, g — przyspieszenie siły ciążenia

na powierzchni planety, rL\ — temperatura atmosfery przy powierzchni

planety), natomiast na osi pionowej (z lewej strony) — stosunek tempera­

tury T powietrza na wysokości z nad powierzchnią Marsa do tempera­

tury T 1. Z wykresu widać, że obie omawiane krzywe różnią się od siebie

bardzo nieznacznie, dążąc do asymptoty 4 odpowiadającej Tgr — 109° K .

R . M. G oo dy [14] otrzymał podobny monotoniczny spadek temperatury

z wysokością, w jego jednak wyniku Tgr = 134° K . Dla porównania na

rys. 2 podany jest przebieg zmian temperatury otrzymany przez

S. L. Hessa [12] (krzywa 3). W rozwiązaniu tym na wysokości około 40 km

występuje minimum temperatury, po czym wzrasta ona do wartości gra­

nicznej Tur — 170° K .

Bardzo ciekawe są wyniki rozważań S. M i y a m o t o [15], który wyli­

czał temperaturę atmosfery Marsa w funkcji zawartości pary wodnej.

Dane doświadczalne, dotyczące współczynnika pochłaniania I I 20 , za­

czerpnął on z klasycznej pracy G. C. S i m p s o n a (Mem. Boy. Meteor.

Soc., 3, nr. 21), przyjmując poza tym, że wskutek obecności COa atmosfera

Marsa pochłania całkowicie promieniowanie w obszarze 13

17

Wyniki obliczeń zestawione śą na rys. 3. Na osi poziomej odłożona jest

zawartość pary

w atmosferze L (w mm skroplonej wody), na osi

pionowej natomiast — pewna średnia temperatura powietrza T a, określona

przez warunek równowagi promienistej E = lca T\, gdzie E oznacza

energię pochłoniętą przez atmosferę, k — współczynnik (tzw. zdolność

emisyjną) a a — stałą Stefana. Wyliczenia były przeprowadzone dla

k = 1,0 i k = 0,8.

Rezultat pracy S. Miyamoto jest bardzo ciekawy. W normalnych wa­

runkach, przy małej zawartości pary wodnej (L < 0,1 mm), atmosfera

Marsa absorbuje niewiele promieniowania długofalowego i temperatura

je j jest niska. Jeśli jednak zawartość pary wodnej zwiększy się, następuje

wzrost temperatury atmosfery; wzrost ten umożliwia dalsze zwiększanie się

wilgotności bezwzględnej, co z kolei pociąga za sobą dalsze nagrzewanie

powietrza. Szczególnie szybki wzrost T s występuje w obszarze L ^ 0,1 mm.

Gdy w pewnej okolicy ilość pary wodnej w powietrzu osiągnie powyższą

krytyczną wartość, nagły wzrost temperatury może wywołać znaczne

naruszenie równowagi mas powietrznych i doprowadzić do powstania sil­

nych prądów konwekcyjnych.

Eozważania S. Miyamoto miały na celu wyjaśnienie przyczyn powsta­

nia wielkiego żółtego obłoku, który był widoczny w atmosferze Marsa

podczas opozycji 1956 r. Po raz pierwszy zauważyli ten obłok obserwatorzy

japońscy w dniu 20. V III. Zakrywał on wówczas część krain Noachis,

Iapygia i Mare Serpentis. Na fotografiach wykonanych w obserwatorium

78 A . W róblewski

Lowella 27 godzin wcześniej, obłok nie był jeszcze widoczny. Obserwacje

z 25. V III. w ykazały, że żółte chm ury rozszerzyły się znacznie w kierunku

południowo-zachodnim, zakryw ając Argyre I , Argyre I I , Thaumasia

i Lacus Solis. Dalsze rozszerzanie się burzy piaskowej następowało bardzo

szybko. 29. V III zachodni kraniec obłoku objął Mare Sirenum, a w kilka

0,001 0,01 0,1 1 10

L. ( w mm)

Rys. 3. Zależność średniej temperatury atmosfery Marsa Ts od zawartości pary wo­ dnej L (wg obliczeń S. M i y a m o t o [15]).

dni później chm ury pyłu pokryły prawie całą południową półkulę Marsa

wraz z obszarem polarnym , u trud niając obserwacje powierzchni planety

n a przeciąg wielu tygodni. Była to największa burza piaskowa kiedy­

kolwiek obserwowana n a Marsie.

M oment utw orzenia się omawianego obłoku przypadł n a koniec wiosny

południowej półkuli Marsa, kiedy p ara w odna odpływ a n a północ z nad

szybko topniejącej czapki polarnej. Przesuw anie się fali wilgotnego powie­

trza jest znaczone stopniowym ciemnieniem okolicznych „m órz“ (patrz

str. 82). Obserwacje w skazują, że fala pociem nienia rozchodzi się z nie­

rów nom ierną szybkością, widocznie zależnie od topografii terenu. Jednym

z obszarów, w k tó ry m szybkość rozchodzenia się wilgotnego pow ietrza

jest największa, jest ciemny pas Hellespontus, którego północny kraniec

sty k a się z granicą Noachis i M are Serpentis. Tu właśnie po raz pierwszy

obserwowano pojawienie się wspomnianego żółtego obłoku. O kazuje się,

M ars w świetle najnowszych badań

że według pomiarów radiom etrycznych wykonanych w obserwatorium Lowella [12] wspomniana okolica je s t najgorętszym obszarem półkuli południowej. Tem peratura gruntu dochodzi tu w letnie południe do + 3 0 °C.

S. M iyamoto zwraca uwagę na fak t, że w r. 1956 topnienie południowej czapki polarnej następowało niezwykle szybko, a moment powstania żółtego obłoku przypadł bezpośrednio po okresie najw iększej szybkości topnienia (rys. 4). Zatem w tym okresie przez Hellespontus przepływała

Rys. 4. Topnienie południowej czapki polarnej Marsa w r. 1956 wg pomiarów astro­ nomów japońskich. Linia ciągła przedstawia zmiany średnicy czapki L; linia przery­ wana — zmiany je j powierzchni .4 ; linia kropkowana — względną ilośó wody powstałej z topnienia (dA/dt)). Na osi poziomej — długość heliocentryczna Marsa r\. Moment pojawienia się wielkiego obłoku przypadł bezpośrednio po okresie najszybszego to ­

pnienia czapki. (Według [15]).

fala powietrza o w yjątkow o dużej zawartości pary w odnej. Gdy fala ta doszła do „bieguna ciepła“ przy północnym krańcu Noachis, w atm osferze' zaczęło się gromadzić coraz więcej pary wodnej, co pociągnęło za sobą wspomniany „lawinowy" proces nagrzewania atm osfery i silne zachwianie równowagi powietrza. Wzbudzone w iatry uniosły do atm osfery wielkie ilości piasku i pyłu.

80

I I . Powierzchnia

Obserwowane cechy jasnych obszarów powierzchni Marsa, zwanych

„lądam i", świadczą o ich podobieństwie do ziemskich pustyń. Ju ż w r. 1937

E . W i l d t zwrócił uwagę na fak t, że b rak znaczniejszych ilości tlenu

w atmosferze świadczy o tym , że gaz ten został praw ie całkowicie zużyty

na utlenienie skał i minerałów powierzchni planety. W edług W ildta

“ląd y “ Marsa są p ok ry te substancjam i o dużej zaw artości związanego

tlenu, np. często w ystępującym i w naszych pusty n iach tlenkam i żelaza.

Barw a tych minerałów jest istotnie bardzo zbliżona do barw y „lądów “

Marsa. Obserwacje Dollfusa [0] wskazują, że powierzchnia „lądów“ p o lary ­

zuje światło

ta k i sam sposób, jak powierzchnia drobno sproszkowanego

lim onitu (2Fe20 3 n H 20 ), zbliżając się do niego również pod względem ro z­

kładu albeda w widzialnej części w idm a [16]. Inne badane przez Dollfusa

substancje (augit, amfibol, h em aty t, tlenek ty ta n u , tlenek cyrkonu, różne

gatunki popiołu wulkanicznego) polaryzują światło w odm ienny sposób.

Podobieństwo własności „lądów“ M arsa i lim onitu znika jednak, jeśli

rozciągniemy obserwacje na podczerwoną część widma. K uiper [2] stw ier­

dził mianowicie, że albedo „lądów“ szybko maleje ze w zrostem długości

fali i przy 2[i je st już bliskie zeru, tym czasem zdolność odbijająca popiołu

wulkanicznego i zawierających tlenki żelaza piasków i skal z p u sty ń

Arizony, Texasu i Oklahom y w zrasta m onotonicznie w całym obszarze

podczerwieni. Okazało się natom iast, że powierzchnia „lądów “ odbija

światło tak , jak brązowawa skała zwana ryolitem felzytowym. J e s t to

skała wylewna, odm iana porfiru kwarcowego, w ystępująca w wielu okoli­

cach n a Ziemi. W ynik badań K uipera nie oznacza oczywiście, że cała

powierzchnia „lądów“ Marsa jest p o k ry ta ryolitem felzytowym, świadczy

natom iast o tym , że lim pnit czy popiół w ulkaniczny mogą tam występować

av niewielkich tylko ilościach. O statnie kolorym etryczne badania K uipera

[22] w skazują na dużą różnorodność odcieni b arw poszczególnych p u sty ń

(od koloru ciemnej ochry (Aeria), poprzez pom arańczow y (Hellas i Auso-

nia), do bladożółtego (Libya).

Obserwowaną jasność powierzchni p lan et przedstaw ia się zwykle wzo­

rem postaci B = B 0(cosi)q. We wzorze ty m B oznacza jasność części

tarczy planety widzianej pod kątem i, B 0 — jasność tej samej okolicy

widzianej pod kątem i = 0°, zaś q — „współczynnik gładkości14 określający

chropowatość powierzchni.

B adania B a r a b a s z e w a [17], K o w a l a [18] i innych astronom ów r a ­

dzieckich prow adzą do wniosku, że powierzchnia Marsa odbija światło

zgodnie z praw em L am berta (</=l), co oznacza, że jest ona bardzo równa.

O statnio A. Dollfus [16] znalazł jednak pewne nieznaczne odchylenia od

praw a L am berta.

M ars w świetle najnowszych badań

₈₁

W iadom o rów nież, że n a pow ierzchni M arsa nie m a gór o w ysokości

p o n a d 3000 m , ta k ie bow iem w zniesienia z o sta ły b y zauw ażone p rz y dzi­

siejszej p recy zji b a d a ń . N ierów no m ierność to p n ie n ia czapek p o larn y c h

św iadczy o w y stępo w aniu w okolicach podbieg un ow ych niew ielkich w znie­

sień (do 1000 m ), n a k tó ry c h p o k ry w a lodow a u trz y m u je się nieco dłużej.

N ajw iększe z ty c h w zniesień to tzw . O lim pia oraz góra M itchella, inaczej

zw ana Novissim a Thyle.

P o m ia ry te m p e ra tu ry pow ierzchni „lądów “ p o tw ierd z ają ich p u s ty n n y

c h a ra k te r [19], [20], T e m p e ra tu ra osiąga m ak sim u m po upływ ie około

1i

god ziny od m o m en tu lokalnego p o łu d n ia. W a rto przy po m n ieć, że w spo­

m n ian e opóźnienie je s t zw iązane z przew od nictw em cieplnym g ru n tu K :

m ożna w ykazać, że p rz y K =

m ak sim u m te m p e ra tu ry w y stę p u je

dopiero po upływ ie trz e ch godzin od m o m e n tu p o łu d n ia, n a to m ia s t p rz y

K = 0 — opóźnienia w ogóle nie m a. O późnienie obserw ow ane w p rz y p a d k u

M arsa odpo w iada te m u , co z n a jd u je m y n a ziem skich p u sty n ia c h (dane

I . H a n d e [19] dla p u s ty n i Gobi) o piaszczystej pow ierzchni, źle p rzew o­

dzącej ciepło.

•

Je śli chodzi o zagadnienie ta k zw an ych „ k a n aló w “ , to now e o b ser­

w acje [21], [22], [23], w yko n y w an e w doskonałych w a ru n k a ch a tm o sfe ­

ry czn y ch p rz y pom ocy w ielkich narzędzi, przeczą k ateg o ry czn ie w y stę p o ­

w an iu n a pow ierzchni M arsa jakich k o lw iek form geom etryczn y ch. P r a ­

widłowe linie są je d n a k d o strzegaln e w m o m e n ta c h niep o k o ju atm o sfe ry

ziem skiej, w idzą je też czasam i ob serw ato rzy p osłu g u jący się niew ielkim i

lu n eta m i. Z godnie z a te m z d aw n y m i p o g ląd am i E . M. A ntoniadiego,

„ k a n a ły “ u zn ać należy za złudzenie o p ty cz n e p olegające n a ty m , że oko

o b serw ato ra łączy podśw iadom ie w linie ciągłe szczegóły z n a jd u jąc e się

n a g ran ic y w idzialności. „ K a n a ły 14 m a ją je d n a k p o d staw ę rea ln ą, bow iem

w ich m iejscu m o żna d ostrzec dużo d ro b n y ch n iereg u larn y ch plam ek ,

ułożonych czasam i w zdłuż p ew nych, w yróżnionych kieru nkó w . Możliwe,

że chodzi t u o pew ne ro zp a d lin y czy doliny, w k tó ry c h k ę p y roślinności

z n a jd u ją lepsze w aru n k i w egetacji (tłu m aczy ło b y to sezonow e zm ian y

w idoczności ,,kanałów “ ). C. T o m b a u g h sądzi, że ta k ie pęknięcia sk o ru p y

M arsa m ogły p o w stać p rzy u p a d k u n a jego pow ierzchnię w ielkich m e te o ry ­

tó w (M ars je s t blisko stre fy p lan eto id !).

B a d a n ia K u ip e ra [2] p rzesądziły o słuszności hip o tezy , w edług k tó re j

czapki p o larn e M arsa s k ła d a ją się z lodu i śniegu. A lte rn a ty w n e p rz y ­

puszczenie (p okry w y zestalonego d w u tlen k u węgla — „suchego śniegu“ )

up ad ło w obec stw ierdzenia, że albedo podczerw one czapek p o larn y ch

różni się znacznie od alb ed a COa. P o z a ty m w a rto w spom nieć o b a d a n ia c h

D ollfusa [6], k tó ry stw ierdził, że czapki p o larn e p o la ry z u ją św iatło ta k ,

ja k w a rstw a szronu.

82 A. Wróblewski

przekraczać kilkunastu centymetrów. Na tej podstawie G. de Yaucou-

leurs [9] ocenił masę wody zawartej w czapkach na 1010 ton. Taka ilość

wody rozlana równomiernie po całej powierzchni planety utworzyłaby

warstwę o grubości około 0,7 mm. A. I. Lebiediński [13] zwraca uwagę,

że masa wody zawarta w czapkach polarnych odpowiada w przybliżeniu

maksymalnej ilości pary wodnej, jaka może się pomieścić w atmosferze

Marsa przy całkowitym jej nasyceniu (patrz tablica II). Sądzi on zatem,

że obserwowana wielkość czapek jest uwarunkowana „pojemnością14

atmosfery, natom iast ogólna zawartość wody na Marsie może być dużo

większa. Można bowiem przypuszczać, że po obniżeniu średniej tem pera­

tu ry planety reszta wody, nie biorąca udziału w rocznej cyrkulacji pary

wodnej w atmosferze, utworzyła pokrywy lodowe przysypane następnie

przez naniesiony przez wiatry piasek i pył.

Wyniki obserwacji spektrofotometrycznych [17], [18] świadczą o tym,

że albedo czapek rośnie z długością fali. Barabaszew tłumaczy ten czerwo­

nawy odcień czapek przeświecaniem czerwonej powierzchni Marsa przez

cienką w arstw ę. lodu. Być może również, że warstwa lodu nie pokrywa

równomiernie obszarów polarnych i pewna część powierzchni pozostaje

odkryta.

Ciemne, zielonkawe „morza“ zajmujące około 1/ 3 powierzchni Marsa

podlegają dość znacznym zmianom sezonowym, które, jak stwierdzono [9]}

są wywołane przez wiosenny przepływ fali wilgotnego powietrza znad

topniejącej czapki polarnej. Po nadejściu fali wilgoci „morza“ ciemnieją

i przybierają dość wyraźny zielonkawy odcień, zmienia się przy tym także

polaryzacja światła odbijanego przez ich powierzchnię [6]. W środku lub

pod koniec lata „morza“ brunatnieją, a następnie wracają do szarawego,

wyblakłego wyglądu, jaki miały w zimie.

G. P. Kuiper [2] i N. P. Barabaszew [17] stwierdzili, że albedo „mórz“

rośnie w miarę wzrostu długości fali, m ają więc one, podobnie jak pusty­

nie, barwę czerwonawą. „Morza“ są jednak ciemniejsze od „lądów“ i zna­

cznie mniej od nich czerwone, toteż wskutek kontrastu wydają się zielon­

kawe. Pogląd Kuipera i Barabaszewa został potwierdzony j>rzez obser­

wacje D o l l f u s a [24], S z a r o n o w a [25], K o w a l a [18] i innych.

Wynik ten jest zgodny z obserwacjami Avizualnymi i fotograficz­

nymi [23], które wykazują, że powierzchnia „mórz“ nie jest jednolicie

ciemna, lecz składa się z mnóstwa oddzielnych drobnych plamek 'i pasm.

Można zatem przyjąć, że są to w istocie obszary pustynne, podobne do

„lądów“, jednak część ich powierzchni jest pokryta jakąś ciemną sub­

stancją. Pozostałe miejsca odsłoniętej pustyni nadają „morzom11 czerwo­

nawy odcień. Nie ulega wątpliwości, że ta właśnie ciemna substancja jest

odpowiedzialna za sezonowe zmiany „mórz“. Pod wpływem wilgotnego

powietrza dopływającego z obszarów podbiegunowych ciemnieje ona

Mars w Świetle najnowszych badań

83

i zmienia barwę (a być może i ekspanduje?), wskutek czego „morza“ stają

się mniej czerwone, co obserwatorzy konstatują jako pojawienie się

wyraźniejszego odcienia zielonego.

Ostatnio G. A. T i c h o w [26] zdołał wydzielić z widma „mórz“ przy­

czynek pochodzący od ciemnej substancji pokrywającej ich powierzchnię.

Skorzystał on z wyników N. A. K o z y r e w a [27], który podczas opozycji

1954 r. fotografował widmo Marsa przy pomocy wielkiego spektrografu

Obserwatorium na Krymie. Duża czułość przyrządu pozwalała na obser­

wację widma poszczególnych niewielkich wycinków tarczy planety, toteż

Kozyrew mógł zbadać dość dokładnie widmowy rozkład albeda Syrtis

M aior oraz pustyni otaczającej to „morze“ (rys. 5).

Rozumowanie Tichowa było proste: Wielka Syrta jest tylko częściowo

pokryta ciemnymi plamami, wobec tego je j albedo A m jest wynikiem

nało-Rys. 5. W yniki spektrofotometrycznycli badań N. A. K o z y re w a [27], Linia I przedstawia zależność od długości fali stosunku natężenia widma „lądów" Marsa

do natężenia widma Słońca. Linia I I — ta sama zależność dla „mórz“.

żenią się albeda ciemnej substancji A r i albeda odsłoniętych miejsc pu­

styni Ai — tak, jak to jest wyrażone przez przybliżony związek A m — fA r +

+ (1 — f ) A t, gdzie / oznacza ułamek powierzchni zajętej przez ciemne

plamy. Wartości / dokładnie nie znamy, jednak z przebiegu obu krzywych

(rys. 5) i wąrunku A r > 0 można ocenić, że / > 53 % . Przyjm ując / = 53 %

można znaleźć widmowy rozkład albeda substancji pokrywającej po­

wierzchnię Wielkiej Syrty. Z rys. G widać, że albedo to zmienia się w ca­

łym zbadanym obszarze widma dość nieznacznie, jednak około 5200

A

występuje wyraźne maksimum. Wynika stąd, że ciemna substancja ma ko­

lor szarozielonawy.

84

A. Wróblewslci

Obserwacje I. K . K o w a la [18] w skazują, że odbicie św iatła przez

powierzchnię „m órz“ w ykazuje dość znaczne odchylenia od praw a L am ­

berta (współczynnik gładkości q wynosi 0,62). W ynik ten został potw ier­

dzony przez obserwacje w ykonane podczas ostatniej opozycji (q = 0,49)

[28]. Okazuje się więc, że „m orza“ m a ją powierzchnię znacznie bardziej

nierów ną niż „lądy“.

E. J . O p ik zwrócił uwagę na zadziw iającą trw ałość „m órz“ [29],

W prawdzie ich linia brzegowa ulega drobnym zmianom, zasadniczy kształt

ALBEDO

DŁUGOŚĆ FALI

Rys. 6. Rozkład widmowy albeda roślinności Marsa według T ic lio w a [26].

jednak pozostaje niezmienny. J e s t to ty m dziwniejsze, że burze piaskowe

(żółte obłoki) są n a Marsie zjawiskiem bardzo częstym. Niesiony w iatrem

pył musi niewątpliwie pokryw ać częściowo powierzchnię „m órz“. Jeśli

mimo to nie zostały one do tąd całkowicie zasypane, to jasne jest, że muszą

mieć jakąś zdolność regeneracyjną, ta k ą ja k ą posiada n a przykład roślin­

ność żyjąca n a pustyniach.

I I I . Przypuszczenia odnośnie natury „mórza

N ajbardziej rozpowszechnioną hipotezą o n atu rze „m órz“ Marsa jest

hipoteza w egetacyjna, w ysunięta jeszcze w r. 1877 przez E. L ia is a .

W edług tej hipotezy dziwne własności „m órz“ : sezonowe zm iany i zdolność

regeneracyjną, można w yjaśnić przyjm ując, że powierzchnia ich jest

częściowo porośnięta roślinnością.

K ilka la t tem u uczony am erykański D. Mc L a u g h l i n w ysunął hipo­

tezę [30], [31], [32], według której „m orza“ są obszaram i p o krytym i n a ­

niesionym przez w iatr popiołem w ulkanicznym , k tó ry jest w yrzucany

przez liczne w ulkany położone wzdłuż ich brzegów.

P u n k tem w yjścia rozw ażań Mc Laughlina było stwierdzenie, że w ięk­

szość „m órz“ M arsa m a specyficzny k ształt. N a półkuli południowej

ciągną się one od rów nika w kierunku południowo-wschodnim, n atom iast

ich zatoki, w ysunięte n a półkulę północną, w ykrzyw iają się i przybierają

kierunek północno-wschodni. W idać to w yraźnie na schem atycznej mapie

M ars w świetle najnowszych badań

₈₅

Marsa opracowanej przez McLaughlina na podstawie obserwacji E. M. An-

toniadiego (rys. 7). Dwie wielkie „zatoki“, Syrtis Maior i Margaritifer

Sinus, mają w części położonej na północ od równika kierunek północno-

wschodni, natom iast po przejściu równika wykrzywiają się i biegną w tym

samym kierunku co większość „mórz“ : 31 are Cimmerium, Mare Sirenum

i inne. Kierunki „mórz“ i „zatok“ odpowiadają według McLaughlina kie­

runkom wiatrów okresowych podobnych do naszych monsunów. Na Ziemi

R ys. 7. Schem atyczna m apa Marsa opracowana przez D . Mc L a u g lil in a na pod­ stawie m apy Antoniadiego. Strzałkami oznaczone są kierunki wiatrów [30].

cyrkulacja atmosferyczna jest bardziej skomplikowana, głównie dzięki

obecności oceanów i łańcuchów górskich, dlatego też monsuny rozwijają

się na wielką skalę tylko w obszarze Oceanu Indyjskiego, gdzie na północ

od równika znajduje się wielki kontynent azjatycki, na południe zaś

rozpościera się ocean. Na Marsie nie ma wysokich gór ani oceanów, toteż

system monsunów ogarnia w jednolity sposób całą powierzchnię planety.

Najsilniejsze wiatry wieją na Marsie wówczas, gdy znajduje się on w peri-

helium swojej orbity. Na półkuli południowej panuje wtedy lato, monsuny

wieją więc z północy na południe, przenosząc masy powietrza do obsza­

rów niskiego ciśnienia. W skutek działania siły Coriolisa w iatry na półkuli

południowej są odchylane w kierunku zachodnim, natom iast po przejściu

równika kierunek ich zmienia się na wschodni, ta k jak to jest przedsta­

wione strzałkami na rys. 7. McLaughlin przyjmuje, że na ostrych pół­

nocnych krańcach „mórz“ znajdują się czynne wulkany wyrzucające

wielkie ilości popiołu. Silne w iatry wiejące podczas lata półkuli

86

wej unoszą ten popiół i zasypują nim okolice położone bardziej na po­

łudnie. K ształty obszarów pokrytych osadami będą zatem zgodne z kie­

runkami wiatrów. Zasypaniu przez popiół opierają się jedynie miejsca

bardziej wzniesione — czerwone „lądy“.

Lato półkuli północnej jest znacznie chłodniejsze niż lato półkuli po­

łudniowej, toteż wiatry są wtedy odpowiednio słabsze, i nie mogą osadzić

dużych ilości popiołu na półkuli północnej. McLaughlin zakłada, że

każde „jezioro44 (punkt przecięcia kilku „kanałów") jest również miejscem

występowania wulkanów. Wyrzucany przez nie popiół jest roznoszony

przez wiatry i tworzy smugi „kanałów11. Części „kanałów“ zostają potem

zasypane przez piasek, toteż widzimy „kanał“ jako zbiorowisko drobnych

plamek.

Wiosenne pociemnienie „mórz“ może być według Mc Laughlina wy­

wołane wchłanianiem wilgoci przez popiół wulkaniczny. Sezonowe zasy­

pywanie „mórz“ cienką warstwą piasku i popiołu mogłoby wyjaśnić obser­

wowane zmiany odcieni. Wszystkie te tłumaczenia są jednak mało prawdo­

podobne i, jak przyznaje sam autor, stanowią najsłabszą stronę hipotezy

wulkanicznej.

Przeciw hipotezie wulkanicznej wysunięto już wiele poważnych za­

rzutów. Wymienię tu najważniejsze:

1) Mars stracił już znacznie większą część ciepła niż Ziemia (ze względu

na większy stosunek powierzchni do objętości), jest więc mało prawdo­

podobne, aby występowała tam bardziej ożywiona działalność wulka­

niczna [33].

2) Przy wybuchach wulkanów wydzielają się duże ilości pary wodnej.

Gdyby działalność wulkaniczna na Marsie była tak ożywiona, ja k to

przyjmuje Mc Laughlin, musielibyśmy obserwować na nim znaczniejsze

ilości wody [21].

3) Ostre zakończenia zatok „mórz“ Marsa, które według Mc Laughlina

miały być wulkanami wyrzucającymi pył, nie zajm ują stałego położenia

na powierzchni Marsa [34].

4) Dość sztuczny model cyrkulacji atmosfery Marsa, który według

McLaughlina miał zapewnić zasypywanie „mórz“ przez świeży popiół,

nie wydaje się słuszny, a ostatnie obserwacje [15] przeczą niektórym jego

założeniom.

5) Wspomniane poprzednio (patrz str. 80) obserwacje polaryme­

tryczne i spektrofotometryczne wskazują, że na powierzchni Marsa jest

niewiele popiołu wulkanicznego.

Do tych zarzutów należy jeszcze dodać bardzo nie przekonywające

tłumaczenie zmian sezonowych. Nie wydaje się zatem, aby hipoteza wulka­

niczna była słuszna. Nie ma powodów, aby przypuszczać, że na Marsie

nie ma wcale wulkanów, ale nie można również zakładać, że istnieją one

M ars w świetle najnowszych badań

87

tam tak licznie, że wpływają w decydujący sposób na właściwości po­

wierzchni planety. Bliższe prawdy są zapewne późniejsze, mniej katego­

ryczne wypowiedzi Mc Laughlina, według których zjawiska obserwowane

na Marsie są wywołane zarówno przez działalność wulkaniczną jak i istnie­

nie roślin.

Hipoteza wegetacyjna również znajduje wielu przeciwników. Jednym

z nich jest W. G-. F ie s e n k o w , który formułuje swe zarzuty [35], [36]

w następujący sposób:

1) Sezonowe zmiany „mórz“ można wyjaśnić z punktu widzenia ich

składu chemicznego, nie uciekając się do hipotezy roślinności.

2) Klim at Marsa jest bardzo surowy. Występujące tam ciśnienie i tem ­

peratura są takie, jakie panowałyby na płaskowyżu wzniesionym na około

20 km ponad powierzchnią Ziemi. Tymczasem na Ziemi już na wysokości

5 km roślinność ustępuje miejsca wiecznym śniegom.

3) W widmie Marsa nie znaleziono dotąd znaczniejszych ilości tlenu,

co świadczy o tym , że nie istnieje tam roślinność zielona.

4) Z historii życia na Ziemi wiadomo, że pierwsze organizmy rozwi­

nęły się w wodzie, a dopiero potem przystosowały się do życia na lądzie.

Na Marsie nie ma mórz czy oceanów, a więc życie powstać nie mogło.

5) Pomiary współczynnika gładkości wykonane przez N. N. Sytyń-

ską (1944) wskazują, że „morza“ m ają własności takie same jak „lądy“.

6) Podobny wniosek można wyciągnąć z pomiarów polaryzacji światła

odbitego od „mórz“.

7) Badania albeda i tem peratury „mórz“ wskazują, że pochłaniają one

ciepło tak, jak substancja martwa, a nie jak żywa roślinność.

8) Jeśliby „morza“ Marsa były porośnięte roślinnością, to musielibyśmy

obserwować zmiany kontrastu między „morzami“ i „lądami“ w zależności

od k ąta widzenia. W rzeczywistości zmian takich nie obserwujemy.

Fiesenkow twierdzi, że wymienione fakty przeczą przypuszczeniu, że

na Marsie istnieją rośliny podobne do ziemskich. Mogłyby się tam znaj­

dować najwyżej niewielkie ilości prymitywnych bakterii.

W rzeczywistości jednak zarzuty Fiesenkowa nie przesądzają katego­

rycznie sprawy niesłuszności hipotezy wegetacyjnej. Przypatrzm y się im

nieco dokładniej.

Zarzuty 5) i 6) nie są słuszne. Nowe, wspomniane wyżej pomiary [18],

[28], [6] wykazują, że jeśli chodzi o polaryzację światła i współczynnik

gładkości, „morza“ różnią się w zasadniczy sposób od „lądów“. Można

również wykazać, że nie są słuszne zarzuty 7) i 8) (patrz [37]). F akt, że

obecnie nie ma na Marsie zbiorników wodnych (zarzut 4) nie oznacza, że

nie było ich tam w przeszłości. Tem peratura na Marsie nie spada prawdo­

podobnie poniżej — 70° C. Rośliny podobne do porostów mogą z łatwością

przetrzymać takie warunki, jeśli te ostatnie znoszą nawet zanurzenie

88

w ciekłym powietrzu. Eksperymenty przeprowadzone na Ziemi [38] wska­

zują, także, że obniżenie ciśnienia do 80 mb nie zabija roślin, lecz prze­

ciwnie — czasem powoduje ich szybszy rozwój. Nie mamy więc prawa

twierdzić, że klimat Marsa wyklucza możliwość istnienia na nim roślin

podobnych do ziemskich.

Zarzut .1) również nie wydaje się słuszny. Przy tak suchym klimacie, jaki

panuje na Marsie, wykluczone są zmiany barwy powstające przy hydra­

tacji związków nieorganicznych. Nie znamy również innych przyczyn mo­

gących wywoływać takie zmiany (światło słoneczne?, wahania tempera­

tury?). Tłumaczenie zmian sezonowych jest najsłabszą stroną hipotez

nieorganicznych, jak to zresztą przyznają sami ich autorowie.

Najpoważniejszy wydaje się zarzut 3). Istotnie, większość tlenu na­

szej atmosfery jest pochodzenia organicznego (rośliny wydzielają tlen

w procesie fotosyntezy). Nie jest jednak wykluczone, że rośliny marsyjskie

przystosowały się do „wewnętrznego oddychania'4 tlenem wytworzonym

przy fotosyntezie [38]. Ostatnie badania E . C. S t o n e (cyt. wg [39]) wska­

zują, że takie przystosowanie jest możliwe w pewnych warunkach nawet

na Ziemi. Trzeba poza tym pamiętać, że ziemskie porosty, w których

czynności życiowe przebiegają w małej skali, wydzielają do atmosfery

tylko niewielkie ilości tlenu. Brak na Marsie znaczniejszych ilości tlenu

nie może wykluczać istnienia na jego powierzchni pewnych roślin po­

dobnych do ziemskich.

Rewelacyjne wyniki badań, przeprowadzonych w r. 1956 przez astro­

noma amerykańskiego W. M. S i n t o n a [40], rzucają nowe światło na

zagadnienie możliwości istnienia roślin na Marsie. Sin ton zwrócił uwagę na

fakt, że wszystkie ziemskie rośliny pochłaniają bardzo silnie promienio­

wanie o długości fali 3,46 [x. To silne pasmo absorpcyjne jest wywołane

obecnością w roślinach związków węgla i wodoru (podstawowe pasmo

oscylacyjne wiązania O—H). Szczególnie łatwo wykryć je w roślinach su­

chych (takich jak porosty), w innych bowiem jest ono maskowane przez

pasm a absorpcyjne wody (3,1 n i 3,6 /*). Wobec warunków panujących

na Marsie należy się tam spodziewać istnienia roślin o małej zawartości

wody, toteż poszukiwanie w widmie „mórz“ pasm a 3,46 fi można uznać

za experimentum crucis hipotezy wegetacyjnej.

Podczas ostatniej opozycji Sinton obserwował widmo Marsa przy po­

mocy 155-cm reflektora obserwatorium Harvardzkiego, połączonego z czu­

łym detektorem promieniowania podczerwonego (komórka z warstwą PbS,

chłodzona ciekłym azotem). Niestety promieniowanie Marsa w tej części

widma jest tak słabe, że nie można było badać z osobna „mórz“ i „lądów“ .

W celu pozbycia się wpływu atmosfery ziemskiej i wyeliminowania błę­

dów systematycznych badano w tych samych warunkach widmo Słońca

i Księżyca.

Mars w świetle najnowszych badań

89

Końcowy rezu ltat przedstaw iony jest na rys. 8. R ozrzut punktów p o ­

miarowych jest dość duży i trudno jest na oko wnioskować o obecności

pasm a 3,46 /i, toteż Sinton poddał swe wyniki dokładnej analizie s ta ty ­

stycznej.

P atrząc na rys. 9 trzeb a pam iętać, że obserwowane widmo Marsa

pow staje z nałożenia się trzech czynników: prom ieniow ania termicznego

powierzchni planety, św iatła słonecznego odbitego od powierzchni pu sty ń

1 2 0

1 0 0

8 0

6 0

Rys. 8.

oraz światła odbitego od hipotetycznej roślinności m arsyjskiej. Sinton

próbował przedstaw ić obserwowaną krzyw ą albeda M arsa jako sumę k rzy ­

wych w ynikających z w ym ienionych trzech czynnikÓAV (rys. 9). K rzyw ą

prom ieniow ania termicznego m ożna łatw o wyznaczyć znając tem peraturę

powierzchni plan ety (linia 2), albedo p u sty ń można przyjąć za stałe,

nie znam y bowiem związków nieorganicznych w ykazujących selektywne

pochłanianie w tym obszarze widma (linia 1); jako trzecią krzyw ą składową

p rzyjął Sinton wyznaczony doświadczalnie rozkład albeda porostów (li­

nia 3). Analiza staty sty czn a w ykazała, że trzy wymienione krzyw e wcho­

dzą do obserwowanej sumy (linia 4) w tak im stosunku,

jakim pozostają

ich rzędne na rys. 9. Największy przyczynek pochodzi zatem od krzywej

porostów. Zastosowanie te s tu -„ t“ Gaussa w ykazuje, iż praw dopodobień­

stwo tego, że krzyw a porostów nie daje żadnego w kładu do obserwowanego

albeda Marsa, jest mniejsze od 1 % . P om iary Sintona w ym agają spraw ­

dzenia, jednak osiągnięte wyniki są niezwykle ciekawe i według słów

3 '3 y '4 3 '5 3 '6 ,ll

90

autora wskazują, że „obecność roślinności na Marsie jest wysoce prawdo­

podobna" („extremely likely“).

W sumie zatem hipoteza wegetacyjna najlepiej i najbardziej naturalnie

tłumaczy obserwowane własności powierzchni Marsa. Przypuszczalnie

Rys. 9. W yniki analizy statystycznej wyników S i n t o n a [40]. Na obserwowaną krzyw ą 4 składają się: krzywa 1 — promieniowania odbitego przez powierzchnię pustyń; krzywa 2 — promieniowania termicznego Marsa i krzyw a 3 — prom ienio­ wania odbitego od powierzchni porostów. Krzywa 3 została otrzym ana na pod­

stawie obserwacji ziemskich porostów.

istnieją tam tylko prymitywne rośliny podobne do naszych porostów,

choć badania Tichowa [38] wskazują na możliwość daleko idącego przy­

stosowania się roślin wyższych do życia na tej planecie.

LITER A TU R A

[1] G. D e V a u c o u le u r s , Mem. Soc. Roy. Lifege, X V III, 161, 1957.

[2] G-. P. K u ip e r , a rt. w zbiorze The Atmospheres of the Earth and Planets, 306> Chicago 1952.

[3] J . G r a n d je a n , R. M. G o o d y , Ap. J .

121,

[4] T. D u n h a m , a rt. w zbiorze The Atmospheres of the Earth and Planets, 288. [5] C. C. K ie s s et al., Ap. J .

126,

[6] A. D o llf u s , Ann. d ’Astroph. Suppl., nr. 4, 1957. [7] E. P. M a rtz , J r., P . A. S. P ., 6 6, nr. 389, 45, 1954.

M ars w świetle najnowszych badań 9 1

[9] (1. d o V a u c o u l e u r s , Physique de la planetę M ars, P a ris 1951 (przekład ros.:

F izik a planiely M arsa, M oskwa 1956).

C10] W . AV. S z a r o n o w , A str. Żur. X X X IV , n r. 4, 557, 1957.

[11] N. N . S y t y ń s k a , W ielikoje protiwostojanie M arsa, M oskwa 1956. [12] S. L. H e s s , J o u r , of M eteorol. 7, 1, 1950.

[13] A. I. L e b i e d i n s k i , Mem. Soc. R oy. Lifege, X V I I I, 174, 1957. [14] R. M. G o o d y , W e ath er, 12, n r. 1, 3, 1957.

[15] S. M iy a m o t o , C ontrib. I n s tit. A stro p h . a n d K w asan O b serv ato ry , n r. 71, 1957. [16] A. D o l l f u s , C. R. A cad. Sci., 244, n r. 2, 162, 1957. [17] N . P . B a r a b a s z e w , A str. Ż ur. X X IX , n r . 5, 162, 1952. [18] I. K. K o w a l, A str. Ż ur. X X X IV , nr. 3, 412, 1957. [19] F . G i f f o r d , A p. .1. 123, 154, 1956. [20] W . M. S i n t o n , S ky an d Telescope, X IV , n r. 9, 360, 1955. [21] G. P . K u i p e r , P . A. S. P . 67, 275, 1955. [22] G. P . K u i p e r , A p. J . 125, n r. 2, 317, 1957. [23] A. D o l l f u s , L ’A stronom ie, 67, nr. 3, 95, 1953. [24] A. D o l l f u s , C. R . A cad. Sci., 244, 1458, 1957. [25] W . W . S z a r o n o w , A str. Cirk. n r. 183, 1957.

[26] G. A. T ic h o w , Izw . K rym skoj A str. Obs. X V I, 159, 1956. [27] N . A. K o z y r e w , Izw . K ry m sk o j. A str. Obs. X V , 147, 1955. [28] N . P . B a r a b a s z e w , W iestn ik A k. N au k Z S R R , n r. 5, 34, 1957. [29] E. J . O p ik , Irish A str. J o u r. 1, 37, 1950. [30] D . M c L a u g h l i n , T he O b serv ato ry , 74, n r. 881, 167, 1954. [31] D . Mc L a u g l i l i n , A. J . 60, nr. 7, 261, 1955. [32] D . M c L a u g h l i n , T he Scientific M onthly, 83, n r. 4, 176, 1956.

[33] H . C. U r e y , głos w dy sk u sji n a S ym pozjum w Ltóge, 1956, Mem. Soc. R oy. X V II I, 181, 1957.

[34] J . S a d i l , P laneta M ars, P ra h a 1956.

[35] W . G. F i e s e n k o w , W oprosy Filozofii, n r. 3, 106, 1954. [36] W . G. F i e s e n k o w , A str. Ż ur. X X X I I I , nr. 3, 440, 1956.

[37] A. W r ó b l e w s k i , P o stę p y A stronom ii, V, n r. 2, 74, 1957; Z tajem nic M arsa,

PW N W arszaw a, 1958.

[38] G. A. T ic h o w , Astrobiologia, W arszaw a 1956, W iedza Pow szechna. [39] W . v o n B r a u n , W . L e y , E xploration oj M ars, New Y o rk 1956. [40] W . M. S i n t o n , A p. J . 126, n r. 2, 231, 1957.

Próba nowej metody w dynamice układów gwiazdowych

S tan obecnych teorii dynam icznych dotyczących układów gwiazdo­

wych (galaktyk, gromad) je st bardzo nie zadow alający [1]. Po pierwsze,

istniejące teorie posiłkują się bardzo skom plikowanym i równaniam i m a­

tem atycznym i, któ ry ch przynajm niej tym czasem nie um iem y ogólnie

rozwiązać, a uzyskanie pewnych rozw iązań szczególnych w ym aga nader

skomplikowanych, długich i tru d n y ch rachunków . Po wtóre, otrzym ane

w ten sposób rozw iązania nie są zgodne ze stanem faktycznym obserwo­

w anym w rzeczywiście istniejących układach gwiazdowych. Po trzecie,

teorie uzyskane n a podstaw ie ty ch rozwiązań posiadają wewnętrzne

sprzeczności m atem atyczne {2], a nieliczne próby uzyskania teorii bez

w ew nętrznych sprzeczności prow adzą do wyników całkiem niedorzecznych,

jeśli idzie o ich porównywalność z obserwacjami [3], W yłączywszy spod

rozw ażań próby ostatniego ty p u , m ożna ogólny schem at budow y teorii

dynam icznych układów gwiazdowych scharakteryzow ać jeszcze n astęp u ­

jąco. Pierwszym członem tych teorii są bardzo precyzyjnie formułowane

założenia, możliwie ja k najbardziej zgodne z rzeczywistością. D rugim

członem są bardzo trudne, długie i skomplikowane rachunki, prowadzące

do rozwiązań sprzecznych teoretycznie i niezgodnych z rzeczywistością.

Wreszcie trzecim i o statnim członem jest sztuczne dopasowywanie wyników

do stanu wiadomości uzyskanych obserwacyjnie, k tó re polega na grubych

uproszczeniach, przypuszczeniach, szacunkach. W ten sposób grube koń­

cowe rozważania teorii niweczą całkowicie precyzję podstaw , na których

jest zbudow ana. Ta precyzja staje się w rezultacie zbędna.

Teoria O g o r o d n i k o w a ogłoszona

końcu ubiegłego roku [4] nie

wprowadza do swoich podstaw precyzji. Jej założenia są grube i tylko

w pew nym dość dalekim przybliżeniu zgodne z rzeczywistością. U zyskana

w ten sposób teoria jest oczywiście niezdolna do objaśnienia szczegółów

stan u dynamicznego układów gwiazdowych, może jednak rzucić pewne

światło na rodzaj procesÓAy i zjawisk, k tó re w nich zachodzą. W każdym

razie co do zgodności z obserwacjam i nie jest gorsza od teorii dotychczaso­

wych, jest n atom iast od nich znacznie krótsza. D la porów nania można

zaznaczyć, że klasyczna już dziś teoria dynam iczna C h a n d r a s e k h a r a

z la t 1939/40 została ogłoszona na 355 stronach druku [5], zaś om awiana

Próba nowej metody w dynamice układów gwiazdowych

teoria Ogorodnikowa zawiera ich zaledwie 20. Prawda, że wynik tylko

dlatego otrzymuje się tutaj tak prosto, iż Ogorodnikow w wielu przypad­

kach sprowadza postawione przez siebie problemy do problemów znanych

już w fizyce teoretycznej, lub do rozwiązanych i przedyskutowanych rów­

nań matematycznych, i powołuje się na gotowe wyniki uzyskane przez

innych badaczy, podczas gdy Chandrasekhar w swojej teorii posługiwał

się stale nowymi, nie rozwiązanymi jeszcze przez nikogo równaniami. Ale

umiejętność sprowadzania zagadnień aktualnych do rozwiązań dawnych

jest właśnie jedną z niewątpliwych zalet w pracach naukowych.

Teoria Ogorodnikowa dotyczy galaktyk. W każdej galaktyce Ogorodni­

kow wyróżnia dwie części: ciało główne i koronę. Ciało główne to środkowa

część galaktyki, gęsto wypełniona gwiazdami, która decyduje o typie

całej galaktyki i o panujących w niej stosunkach dynamicznych. Korona

przedstawia natomiast części zewnętrzne galaktyki, rzadko wypełnione

gwiazdami, mające mniejsze znaczenie dla całości.

Czasem relaksacji T 0 nazywamy w dynamice gwiazdowej okres czasu,

po którego upływie gwiazda należąca do układu gwiazdowego wskutek

bliskich spotkań z innymi gwiazdami i związanych z tym działań grawita­

cyjnych (czyli wskutek działania tzw. sił nieregularnych) zmieni w znacznym

stopniu prędkość lub kierunek ruchu. Nie wdając się w ścisłe definicje —

które byw ają zresztą różne — można powiedzieć, że po upływie czasu

relaksacji ruch gwiazdy w układzie jest zależny tylko od ogólnych warun­

ków panujących w układzie, natomiast zatraca już związek z ruchem po­

czątkowym. Po upływie czasu relaksacji następuje jakby ogólne wymie­

szanie, wymiana energii, wymiana prędkości pomiędzy gwiazdami.

Ponieważ w galaktykach gwiazdy .są od siebie znacznie oddalone,

dotychczas uważa się, że wzajemne oddziaływania grawitacyjne poszcze­

gólnych gwiazd w czasie rzadkich, bliskich spotkań nie odgrywają większej

roli w dynamice gwiazdowej. Czas relaksacji szacuje się jako bardzo długi,

często dłuższy niż cały czas życia galaktyk. Ogorodnikow — przeciwnie,

zakłada bardzo krótki czas relaksacji, znacznie krótszy od ilorazu D\v.

(D

— średnica galaktyki, v — średnia dla danej galaktyki prędkość swoista

gwiazdy). To znaczy, że energie gwiazd ulegają całkowitemu przemiesza­

niu w czasie znacznie krótszym niż czas potrzebny do przebiegnięcia przez

gwiazdę poruszającą się z prędkością swoistą w poprzek galaktyki J).

Dla naszej Galaktyki w myśl tego założenia należałoby uznać czas rela­

ksacji za znacznie krótszy od 4.108 lat.

Takie założenie jest wprawdzie sprzeczne z obecnymi oszacowaniami

czasu relaksacji w galaktykach, ale, po pierwsze, nie można być przeko­

nanym, że jest ono dalekie od prawdy w gęstszych częściach galaktyk

*) Prędkością swoistą nazywamy różnicę między prędkością całkowitą gwiazdy a prędkością średnią gwiazd w danym miejscu galaktyki.