POSTĘPY ASTRONOMII CZASOPISMO POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU WIEDZY ASTRONOMICZNEJ PTA TOM XXVII ZESZYT 1 STYCZEŃ MARZEC 1979

Transkrypt

1 / '. i ' j..... POSTĘPY ASTRONOMII PL ISSN omw M i3 CZASOPISMO POŚWIĘCONE UPOWSZECHNIANIU WIEDZY ASTRONOMICZNEJ PTA TOM XXVII ZESZYT 1 STYCZEŃ MARZEC 1979 W ARSZAW A-ŁÓDŹ 1979 PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE

2

3 SPIS TREŚCI tomu XXVII (1979) POSTĘPÓW ASTRONOMII

4

5 ZESZYT 1 ARTYKUŁY H. Kuźmiński, M eteory ty... 3 J. Krełowski, Gęste obłoki m olekularne E. B a s i ń s k a-g r z e s i k, Pozagalaktyczne źródła promieniowania X E. Skarżyński, Testowanie symetrycznych modeli Wszechświata Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW Naukowe ośrodki astronomiczne w P o ls c e KRONIKA 1Bronisław Kuchowicz) (B. Lang) H. C h r u p a ł a, XXI Olimpiada Astronomiczna J. Krełowski i A. Strobel, IV Europejska Konferencja Astronomiczna, Uppsala (Szwecja), 7 12 sierpnia A. D rożynę r, Letnia Szkoła Mechaniki Nieba, Hajnówka, 20 sierpnia - 3 września 1978 r...61 ZESZYT 2 ARTYKUŁY K. S t ę p i e ń, Spektrograf z siatką typu echelle M. Różyczka, Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część I. Modele hydrostatyczne B. M u c h o t r z e b, Dyski akrecyjne M. Sikora, 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 numeryczne E. Skarżyński, Kosmologia Bransa-Dickego a kosmologia O T W E. Skarżyński, Uogólniona zasada kosm ologiczna Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce KRONIKA Zbigniew Klimek (J. Mietelski) B. K ołaczek, Czas i ruch obrotowy Ziemi, 82 Sympozjum MUA, San Fernando, Hiszpania, maja P. F 1 i n, Międzynarodowa Letnia Szkoła Kosmologiczna. Jodłowy Dwór, 28 sierpnia - 6 września Komunikat Głównej Rady Naukowej P T M A [3]

6 4 Spis treści tomu XXVII (1979) ZESZYT 3 ARTYKUŁY B. Kołaczek, Astrometria kosmiczna B. Czapiewska, Amerykańskie plany lotów kosmicznych do kom et M. Różyczka, Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część II. Modele hydrodynamiczne 165 I. W. Pietrowskaja Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część I Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW J. Mergentaler, Uwagi o wskaźniku zmienności plamowej według definicji W. Szymańskiego R. Głębocki, G. Musielak, J. Sikorski, A. Stawikowski, Katalog gwiazd z liniami emisyjnymi H i K 209 Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce KRONIKA M. Abramowicz, M. Demiańsk i, 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej ZESZYT 4 A R T Y K U Ł Y E. Kryszkiewicz, Wykorzystanie obserwacji małych planet do wyznaczania niektórych stałych astronomicznych H. Korpikiewicz, Ewolucja małych ciał Układu Słonecznego J. M a d e j, Odstępstwa od lokalnej równowagi termodynamicznej w atmosferach gorących gwiazd ciągu głównego. Część I I W. P i e t r o w s k a j a, Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część I I A. Kusze U, Stabilność układów dynamicznych. Część I. Obraz perturbacyjny Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW G. S ę k, T. B 1 a s k i, Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Część II. Rejestracja przekrojów widm fotograficznych S. Karakuła, W. Tkaczy, k, Ocena elektromagnetycznego promieniowania tła w obszarze optycznym i podczerwonym Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce RECENZJE Władysław Dziewulski ( ). Pod red. Iwaniszewskiej (J. M ergentaler) COflEPWAHME TETPAflM 1 CTATbH X. Ky3bMHHbCKH, MeTeopHTbl KpenoBCKH, IlnoTHbie Me>K3Be3AHbie o6naka EacHHbCKa-r>KecHK, BuerajraKTimecKHe hctowhkh peurrenobckoro mnywehhji C Kap>KHHbCKH, IlpoBepKa CMMMeTpHHHbix Moflejiett BcejieHHoft... 47

7 Spis treści tomu XXVII (1979) 5 M3 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 Ilo jib iiie XPOHMKA lepohhcjiab K yxob iw (E. J l a m ) X. Xpynana, X X I AcTpoHOMHMecKHfl O jim M im aa KpejioBCKH, A. Ctpo63jib, IV EBponeiiCKaa AcTponoMHwecKaa KomjjepeHUlta, Yrmcajia (U lb eiw a), abrycta 1978 r A. f l p o * h h 3 p, J le m a a IIlKona HcBecHoft MexaHHKH, XaflHyBKa, 20 ab rycra - 3 cehtaspa 1978 r C O fle P )K A H H E T E T P A JIM 2 CTATbH K. CT3MneHt, CneKTporpa(J) c peinetkofi m n a echelle M. P y * h m k a, MoflejiHpoBaHHe n p o u ecca 06pa30B anh a 3B&A- Matm. I. rmhpocrathtcckhe MoAe B. MyxoT*e6, AKKpenHOHHbie h h c k h M. CHKopa, flanekhe 3Be'3Abi, n a n ohm npeactabjiaiotca HaGjiioflaTejno cbo6 oaho naflawm em y Ha HeBpamaiomyio MepHyro A b ip y T. K B a C T, YXOH 3B03JI H3 H30JIHpOB3HH bl X CKOnjlCHHii. MaCTb IV. Bbl'lHC.lHTCJIbHblC MeTOflbl CKapjKHHbCKM, K o cm o n o raa EpaH ca-u H K e h pejiathbhctmeckaa Cnap>KHHbCKH, 06o6ineH H bili KocM ononmeckhft nphhuhn H 3 JIA E O P A T O P H d M O B C EPB A TO PM fł Hay^Hbie acrpohomhweckme yqpeacflehma b r io n h o ie XPOHHKA 36H raeb K jm m 3k Ctf. M e n j i b C K u ) B. K o n a i e k, CHM ncmym 82 M.A.C. B pem a h B pam ew te 3eMJiH, CaH OepHaHao, HcnaHMa, Maa 1978 r n. <I> ji h h, Me>KflyHapoAHa K ocm ononw eck aa J lc m a a UlKOJia, E ajiobm flbyp, 28 ab rycra - 6 cehta6pa 1978 r Coo6meHHe TnaBHoro HaywHoro CoBeTa n.o.j I.A C O H E P )K A H M E T E T P A J1 H 3 CTATbH B. K o n a q e k, KocMHwecKaa actpom etph a B. lanebcka, AiuepHKaHCKHe njiahbi kocm hm cckhx nonetob k KOMeTaM M. P y * h i k a, MonejiHpoBaHHe npouecca 06pa30B am ia 3Be3fl. Mactb II. THHpo;wnaMHiiccKHe M oaenh H. B. fletpobckaa, M urerpaji CTOJiKHOBCHHft b AHnaMHKe 3bS3o tm x chctcm. MacTb I

8 6 Spis treści tomu XXVJI (1979) M3 J1AEOPATOPMM M O B CE PB ATOPM ń fl. MsprsHTanep, UlHMaHbCKoro AeTepMHHaHT H3MenaeMocra iih tc h P, T ii 3 m 6 o u k h, T. MycenHK, E. CHKopcKH, A. CtaBHKOBCKH, KaTanor 3BC3A C SMHCCHOHHblMH H h K Haywbie actpohomhieckhe yopernem u b Ilonbiue XPOHHKA M. AGpaMOBHM, M. USMHHbCKH, 9~Tblft TeKCaCKHft CHMII03HyM PenaTHBHTCKoK Acrrpo- (j)h3hkh COflEP)KAHME TETPAflM 4 CTATbM 3. K p bi ui k e b m i, Hcn0Jib30BaHHe HaSraofleHHii Manwx njianex ftjifl onpenenehhh HeKOTopwx actpohomhheckhx IIOCTOHHHblX X. KopnHKeBBi, 3 bojuouhh Manux Ten Cojme>moft CncTeMbi E. M a a 3 ii. OTKJicmeHHH ot nokajibhoro repmoftimamhmeckoro pahhouechm b atmoccj)epax ropatox 3Be3A rnabhoft nocneaobatejibhocm. yactb I M. B. II e T p o b c k a u, MuTerpaJi CTonKHOBCHHił b auhhm hkc 3Be3AHbix CHCTeM. HacTb I I A. Kyiuenii, ycipoftihboctb AHHaMmeCKHx CHCTCM.^acTi. 1. rieptyp6auhonnan KapTHHa M 3 J1AEOPATOPMM M OECEPBATOPHM T. C 3 h k, T. E n a c k h, IlpocToft penictpatop pe3yjibtatob nn(fipobbix H3Mepeimft. 'lactb II. PerucrpauHH npo(j)h]ieft tjdotorpacjihmeckhx cnektpob Ul. K a p a k y ji a, B. T k a h u k, OueHKa 3jieKTpoMaraHXHoro < >0H0B0r0 MJiyHeHHa b onimmeckom h HH(J)paKpacHOM A«ana30Hax Haymbie actpohomhweckhe yqpe>kaehha b rionbrne PEHEH3MH Bnadbicnae JJseeynbCKU ( ). PeA- U- MBamiweBCKa (fl. M ipesniujiep) CONTENTS OF NUMBER 1 ARTICLES H. Kuźmiński, Meteorites... 3 J. Krełowski, Dense Molecular C lo u d s E. B a s i ń s k a-g r z e s i k, Extragalactic X-ray Sources E. S karżyński, Testing of Symmetric Models of the Universe FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES Scientific Astronomical Centres in P o la n d CHRONICLE BronisławKuchowic z (B. Lang)... 53

9 Spis treści tomu X X V II (1979) 7 H. Chrupała. XXI Astronomical Olympic G am e s... >? J.Krcłowski, A. Strobel, IV European Astronomical Conference, Uppsala (Sweden), August 7-12, A. [) r o ż y n c r. Celestial Mechanics Summer School, Hajnówka, August 20 September 3, CONTENTS OF NUMBER 2 ARTICLES K. Stępień. Spectrograph with Kchelle, Type G rating ^ 1 M. Różyczka, Simulation of the Star Formation Process, l art I. Hydrostatic Models... 7.! B. Muchotrzeb, Accretion Disks M. S i k o r a, Distant Stars as Seen by an Observer who Falls Freely into a Nonrotating Black Hole 99 T. Kwast, Star Escape from Isolated Clusters. Part IV. Numerical M ethods E. Skarżyński, Brans-Dicke s and Relativistic Cosmologies E. Skarżyński, Generalized Cosmological Principle FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES Scientific Astronomical Centres in Poland CHRONICLE [Zbigniew Klimek (J. Mietelski) B. Kołaczek, Time and the Earth s Rotation, Symposium IAU No 82, San Fernando. Spain, May 8-12, P. F 1i n, International Cosmological Summer School, Jodłowy Dwór, August 28 September 6, Statement of the Chief Scientific Council of PA AS CONTENTS OF NUMBER 3 ARTICLES B. Kołaczek, Space Astrometry B. Czapiewska, The American Plans of the Space Missions to C o m e ts M. Różyczka, Simulation of the Star Formation Process. Part II. Hydrodynamical Models I.W. Pietrowskaja, Collision Integral in the Dynamics of Stellar Systems. Part I FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES J. Mergentaler, On the Solar Spot Variability Index Determined by W. Szymański R. Głębocki, G. Musielak, J. Sikorski, A. Stawikówski, Catalogue of Stars with H and K Emission L in e s Scientific Astronomical Centres in Poland CHRONICLE M. Abramowicz, M. Demiański, 9-th Texas Symposium on the Relativistic Astrophysics 213

10 8 Spis treści tomu XXVII (1979) CONTENTS OF NUMBER 4 ARTICLES E. Kryszkiewicz. Determination of the Astronomical Constants Based on the Observations of Minor Planets H. K o r p i k i e w i c z, The Evolution of Small Bodies in Solar System J. Madej. Departures from Local Thermodynamic Equilibrium in Hot Main Sequence Star Atmospheres. Part I. W. Pietro w s k a j a. Collision Integral in the Dynamics of Stellar Systems. Part I I A. K u s z e 11, Stability of Dynamical Systems. Part I. Perturbational Picture FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES G. S.ę k, T. Blaski, Simple Recorder of the Digital Measurement Results. Part II. Recording of the Photographic Spectrum Profiles...* S. Karakuła, W. Tkaczyk, Estimation of the Background Radiation in the Optical and Infrared Ranges......' Scientific Astronomical Centres in P o la n d BO OK REVIEWS Wiadysfaw Dziewulski ( ). Ed. C. Iwaniszewska (/. Mergentaler) INDEKS Zeszyt Stron Abramowicz M., D e m i a ń s k i M., 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej B a s i ń s k a-g r z e s i k E., Pozagalaktyczne źródła promieniowania X Blaski T., Sęk G., Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Częs'c II. Rejestracja przekrojów widm fotograficznych Chrupała H., XXI Olimpiada Astronomiczna Czapiewska B., Amerykańskie plany lotów kosmicznych do k o m e t D e m i a ń s k i M., Abramowicz M 9. Teksaskie Sympozjum Astrofizyki Relatywistycznej Drożyner A., Letnia Szkoła Mechaniki Nieba, Hajnówka, 20 sierpnia - 3 września 1978 r Władysław Dziewulski ( ). Pod red. C. Iwaniszewskiej (/. Mergentaler) F 1i n P., Międzynarodowa Letnia Szkoła Kosmologiczna, Jodłowy Dwór, 28 sierpnia 6 września 1978 r Głębocki R., MusielakG., Sikorski J., Stawikowski A.. Katalog gwiazd z liniami emisyjnymi H i K Karakuła S., Tkaczyk W., Ocena elektromagnetycznego promieniowania tła w obszarze optycznym i podczerwonym I Zbigniew KlimekI Patrz J. Mietelski Kołaczek B., Astrometria kosmiczna Kołaczek B Czas i ruch obrotowy Ziemi, 82 Sympozjum MUA, San Fernando, Hiszpania, 8 12 maja 1978 r Komunikat Głównej Rady Naukowej PTMA Korpikiewicz H., Ewolucja małych ciał Układu Słonecznego Kr ełowski J Gęste obłoki molekularne I 15 K reło w sk i J., Strobel A., IV Europejska Konferencja Astronomiczna. I ppsala (Szwecja) sierpnia 1978 r

11 Spis treści tomu XXVII (1979) 9 Kryszkiewicz E., Wykorzystanie obserwacji małych planet do wyznaczania niektórych stałych astronomicznych [Bronisław KuchowiczI, Patrz B. L a n g K u s z e 11 A., Stabilność układów dynamicznych. Część I. Obraz perturbacyjny ') Kuźmiński H., Meteoryty K w a s t T Ucieczki gwiazd z izolowanych gromad. Część IV. Metody numeryczne Lang B., [Bronisław KuchowiczI Madej J., Odstępstwa od lokalnej równowagi termodynamicznej w atmosferach gorących gwiazd ciągu głównego. Części..., Mergentaler J Uwagi o wskaźniku zmienności plamowej według definicji W. Szymańskiego Mergentaler J Whdyslaw Dziewulski ( ). Pod, red. C. lwaniszewskiej M i e t e 1s k i J., f^bigniew Klim ekl Muchotrzeb B., Dyski akrecyjne M u s i e 1a k G., Głębocki 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 Naukowe ośrodki astronomiczne w P o lsce Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce Naukowe ośrodki astronomiczne w Polsce......, Pietrowskaja 1. W., Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część Pietrowskaja I. W., Całka zderzeń w dynamice układów gwiazdowych. Część II Różyczka M., Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część 1. Modele hydrostatyczne f Różyczka M., Modelowanie procesu formowania się gwiazd. Część 11. Modele hydrodynamiczne S ę k G., Blaski T., Prosty rejestrator wyników pomiarów cyfrowych. Częsc' II. Rejestracja przekrojów widm fotograficznych Sikora M., Jak obserwator spadający do nierotującej czarnej dziury spostrzega odległe gwiazdy? Sikorski J., Głębocki R., Musielak G., Stawikowski A., Katalog gwiazd z liniami emisyjnymi H i K Skarżyński E., Kosmologia Bransa-Dickego a kosmologia O T W Skarżyński E., Testowanie symetrycznych modeli Wszechświata... : Skarżyński E., Uogólniona zasada kosmologiczna Stawikowski A., Głębocki R., Sikorski J., Musielak G., Katalog gwiazd z liniami emisyjnymi H ik Stępień K., Spektrograf z siatką typu echelle Strobel A., KrełowskiJ., IV Europejska Konferencja Astronomiczna, Uppsala (Szwecja), 7 12 sierpnia 1978 r Tkaczyk W., Karakuła S., Ocena elektromagnetycznego promieniowania tłu w obszarze optycznym i podczerwonym

12 . * : '. i

13 POLSKIE TOWARZYSTWO ASTRONOMICZNE POSTĘPY ASTRONOMII K W A R T A L N I K ^ * * <. r. * TOM XXVII ZESZYT 1 STYCZEŃ MARZEC 19?9 WARSZAWA-ŁÓDŹ 1979 PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE'

14 KOLEGIUM REDAKCYJNE Redaktor naczelny: Jerzy Stodólkiewicz, Warszawa Członkowie: Stanisław Grzędzielski, Warszawa Andrzej Woszczyk, Toruń Sekretarz Redakcji: Tomasz Kwast, Warszawa Adres Redakcji: Warszawa, ul. Bartycka 18 Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika (PAN) W Y D A W A N E Z ZASIT.KU P O I.S K IE J /ik A D F M H N A U K P rinted in P oland Państwowe Wydawnictwo Naukowe Oddział w Łodzi 1979 W y danie I. N akład egz. A rk. w yd. 5,00. A rk. d ruk. 4,00. P apier piśra. k l. I I I, 80 g, 70 x 100. O dd an o do składania w listopadzie 1978 r. Podpisano do dru k u w m arcu 1979 r. D ru k ukończono w k w ietniu 1979 i. Z am. 884/78. C ena , Zakład Graficzny Wydawnictw Naukowych Łódź. ul. Żwirki 2

15 ARTYKUŁY POSTI.PY ASTRONOM II T om XXVII (1979). Z eszyt 1 METEORYTY HENRYK KUŹMIŃSKI O bserw atorium A stronom iczne U niw ersytetu im. A. M ickiewicza (Poznań) METEOPMTbl X. K y 3 b M HHbCKll Coflep*aHHC U CTaTbe upeflctabjiena KjiaccHcj>HKauHH MeTeopHTOB. METEORITES Abstract In tlir article the classification o f the m eteorites is presertted. 1. WSTĘP Ciało niebieskie, które wchodzi z dużą prędkością w atmosferę Ziemi, nazywamy meteoroidem. W zależności od prędkości i masy może ono ulec całkowicie wyparowaniu i rozpyleniu, bądź też może spaść na powierzchnię Ziemi wtedy nazywamy je meteorytem. Meteoryty mogą spadać pojedynczo, grupowo (do sześciu egzemplarzy) lub też w postaci tzw. deszczu meteorytowego (powyżej sześciu egzemplarzy). W tym ostatnim przypadku odłamki układają się na powierzchni Ziemi w postaci elipsy, którą, nazywamy elipsą rozrzutu; zazwyczaj w czołowej jej części znajdują się większe egzemplarze meteorytów, natomiast w tylnej mniejsze. [ 3]

16 4 H. Kuźmiński r Wzmianki o spadaniu z nieba kamieni, czyli meteorytów, można spotkać w literaturze 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 międzyplanetarnej 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 (Boschke 1969; K r i n o v 1948,1955; Mason 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 % 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 4,74-6,2 g/cm3 (K r i n o v 1948, 1955). V

17 Meteoryty 5 Głównym składnikiem meteorytów żelaznych jest żelazo-nikiel, pozostałe składniki stanowią niewielką część ich ogólnej masy. Jeżeli powierzchnię meteorytu żelaznego dobrze wypolerujemy i następnie wytrawimy ją słabym roztworem kwasu, to możemy otrzymać na niej charakterystyczny rysunek. W heksaedrycie otrzymamy sieć cienkich linii zwanych liniami Neumanna. Trawienie oktaedrytów daje figury podobne do prostokątów lub wielokątów - są to tzw. linie Widmanstattena. Trzecia grupa meteorytów żelaznych, ataksyty, nie wykazuje przy trawieniu żadnych figur. Ciężar właściwy meteorytów żelaznych wynosi 7,29-7,88 g/cm3. Zawierają one dużo niklu, od 5 do 30% (K r i n o v 1948, 1955). Jedną z charakterystycznych cech wszystkich meteorytów jest tzw. otoczka opalenizny spowodowana przelotem przez atmosferę. Zewnętrzna powierzchnia meteorytu ulega wtedy topieniu, następnie po osiągnięciu powierzchni Ziemi roztopiony m ateriał zastyga, powodując powstanie otoczki opalenizny, która pokrywa świeżo spadłe meteoryty bardzo cienką warstwą grubości ok. 1 mm; tylko w nielicznych przypadkach grubość jej przewyższa 1 mm. U meteorytów dłużej leżących na powierzchni Ziemi następuje utlenienie zewnętrznej powierzchni i otoczka opalenizny zanika. W zależności od rodzaju meteorytów otoczka opalenizny może mieć różną barwę, np. niebieskawą, czarną lub szaroczarną dla meteorytów żelaznych, matowoczarną lub czarną z wyraźnym połyskiem dla meteorytów kamiennych (K r i n o v 1948,1955). Drugą charakterystyczną cechą meteorytów jest występowanie na ich powierzchni wgłębień zwanych regmagliptami. Mogą one mieć kształt okrągły, eliptyczny, poligonalny lub formę wydłużonych rowków. Rozmiary ich wahają się w dużym przedziale od kilku milimetrów do kilku centymetrów przekroju poprzecznego (K r i n o v 1948,1955). Następną znamienną cechą meteorytów.są ich właściwości magnetyczne. Prawie wszystkie zawierają cząstki żelazo-niklu i dzięki temu oddziałują na igłę magnetyczną. Ta właściwość pozwala odróżnić meteoryty kamienne od skał pochodzenia ziemskiego. Zdarzają się jednak niektóre typy achondrytów zupełnie pozbawione domieszki metalicznej, a zatem nie mające właściwości magnetycznych (K r i n o v 1948,1955; Guskova 1972). Do charakterystycznych cech meteorytów należy również ich obtopiony wygląd, objawiający 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 zaznaczyć, że dopiero badanie chemiczne i mineralogiczne może dać stuprocentową pewność, czy mamy do czynienia z meteorytem, czy też z ciałem pochodzenia ziemskiego. 3. CHONDRYTY Chondryty charakteryzują się zawartością maleńkich ziarenek zwanych z greckiego chondrami, skąd pochodzi nazwa tej grupy meteorytów kamiennych. Rozmiary chondr wynoszą od kilku dziesiątych do kilku milimetrów. Zdarzają się jednak rodzaje meteorytów nie zawierające chondr, lecz ze względu na skład chemiczny i mineralogiczny zaliczane do chondrytów (Wasson 1974). Jak wynika ze znalezisk i spadków, chondryty są najliczniejszą grupą meteorytów. Można na tej podstawie wnioskować, że w przestrzeni międzyplanetarnej najliczniej reprezentowana jest materia dająca chondryty. Dzielą się one na pięć grup:

18 1) enstatytowe, E (enstatite), 2) oliwinowo-bronzytowe, H (high-iron), 3) oliwinowo-hiperstenowe, L(low-iron), 4) am foteryty LL (low-iron, low-metal), 5) węgliste, C (carbonaceous) (Sobotovic 1976; Wasson 1974). -'HONDRYTY linstatytowk li Er.słatytowe chondryly są grupą meteorytów rzadko występujących. Zawierają one największą 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 minerałem tej grupy chondrytów jest enstatyt MgSiO^. Występuje również oldhamit CaS, daubrelit FeCr7S4, natomiast zwykle brak oliwiniu (Mg, Fe)2 Si04. Część metaliczna charakteryzuje się niską koncentracją niklu i występuje tylko w postaci kamasytu FeNi Ciężar właściwy wynosi 3,6 3,8 g/cm3 (M a s o n 1962; Javnel 1973; Wasson 1974: Sobotovic 1976). II. (HONDRYTY OLIWINOWO-BRONZYTOWI- H Jest to grupa meteorytów występująca często. Chemicznie charakteryzują się dużą zawartością wolnego żelaza 15% oraz tlenku żelaza FeO (7 12%). Zawartość siarki w postaci FeS wynosi 6%. W odróżnieniu od enstatytowych chondrytów wapń, chrom i mangan występują tylko w postaci tlenków. Mineralogicznie główny składnik stanowi oliwin (Mg, Fe)2Si04 w ilości 25-40%, rombowy piroksen 20-35% (do grupy piroksenów rombowych należą: enstatyt MgSiOj. brązyt (Mg, Fe) (Si^Og), hipersten (Fe, Mg)2(Si-,06 )) oraz żelazo-nikiel 16-21%. Z grupy piroksenów w największej ilości występuje brązyt, w mniejszej takie minerały jak oligoklaz składający się z albitu NaAlSi30 8(70-90% )i z anortytu CaA^SijOg (30-10% ) lub maskelinitu (odmiana metamorficzna oligoklazu) i troilit FeS z dodatkami fosfatów, apatytu Ca(F,Cl) Ca4(P 04 )? lub merrillitu Na70 3 C a0 P,0 - chromitu FeCr20 4 i diopsydu (Ca,Mg)Si03. Ciężar właściwy tej grupy chondrytów wynosi od 3,4 do 3,9 g/cm3; ciężar właściwy świeżo spadłych egzemplarzy, które nie uległy wietrzeniu: od 3,6 do 3,8 g/cnvł (Mason 1962; Javnel 1973; Wasson 1974; S o b o t o v i i 1976). III. ( HONDRYTY OLIWINOWO-HIP] RSTENOWIi L Występują najliczniej wśród znanych kolekcji meteorytów. Charakteryzują się małą zawartością wolnego żelaza 6%, co powoduje, że są bardziej kruche w porównaniu z chondrytami z większą zawartością żelaza. Struktura ich jest mniej wyraźna niż chondrytów H, a niektórych egzemplarzy prawie niezauważalna. Prawdopodobnie została ona zniszczona na

19 Meteoryty 7 skutek przekrystalizowania. Zawartość tlenku żelaza wynosi od 12 do 22%. Skład mineralogiczny 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 (Mason 1962; Javnel 1973; Wasson 1974; Sobotovifc 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 małą zawartością wolnego żelaza (ok. 2%) i małą 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; Javnel 1973; Wasson 1974; Sobotović 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 mianowicie: chondryty grupy I - Cl, II CII i III CIII (Mason 1962; Levin 1973; Nagy 1975; S o b o t o v i ć 1976). Bardziej szczegółowe badania w początkach lat siedemdziesiątych 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 (Wasson 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, zawartość wody ok. 1%, ciężar właściwy 3,3 3,6 g/cm3.

20 8 H. Kuźmiński 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 (Mason 1962; Wasson 1974; Nagy 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 strukturze 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 zawartością 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) (Mason 1962, 1971; Javnel 1973; Wasson 1974; S o b o t o v i Ć 1976). I. AUBRYTY Nazwa tej grupy achondrytów pochodzi od meteorytu Aubres. Chemicznie głównymi składnikami aubrytów są Si02 i MgO, natomiast inne elementy prawie nie występują. Mineralogicznie głównym składnikiem jest enstatyt, czasami z domieszką forsterytu Mg2Si04 lub diopsytu CaMgSijOg. W enstatycie można czasami obserwować miejsca poprzerastane klinoenstatytem. 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 (Mason 1962; Wasson 1974; K vah 1976). II. DIOGENITY Podobnie jak aubryty są grupą meteorytów występujących rzadko i stanowią ok. 1% wszystkich spadłych meteorytów. Skład chemiczny diogenitów wygląda następująco: Si02

21 Meteoryty 9 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 jest do budowy aubrytów, tzn. charakteryzuje się strzaskaniem kryształów głównych minerałów, szczególnie hiperstenu. Ciężar właściwy diogenitów wynosi 3,3 3,4 g/cm 3 (Mason 1962, 1971; Wasson 1974; Soboto v. i ć 1976). III. SZASSIGNITY Nazwa tej grupy meteorytów pochodzi od miejsca spadku Chassigny we Francji. Szassignity ze względu na skład i strukturę są bardzo podobne do ziemskiego dunitu, zawierają jedynie więcej FeO. (Dunit jest magmową skałą głębinow ą składającą się z oliwinu z domieszkami innych minerałów; w Polsce występuje w masywie Sobótki, natomiast nazwa pochodzi od miejscowości Dun w Nowej Zelandii). Głównym składnikiem mineralogicznym tych meteorytów jest oliwin (95%). Oprócz niego występuje chromit, plagioklaz i niewielka ilość żelazo-niklu o dużej zawartości Ni. Szassignity są meteorytami występującym i bardzo rzadko wśród spadłych meteorytów. Ciężar właściwy wynosi 3,2 4,3 g/cm 3 (ciężar Właściwy oliwinu) (Mason 1962, 1971; Wasson 1974; S o b o t o v i 1976; Wielka Encyklopedia PWN t. 3, str. 187, t. 8, str. 221). IV. UREILITY Ureility są grupą występującą bardzo rzadko, stanowią tylko 0,3% spadłych meteorytów. 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 występuje diament w postaci bardzo m ałych ziaren. Chemicznie głównym i ich składnikam i są: Si02 39%, MgO 36%, FeO 13%, CaO 1,4%, A ,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 umieszczonych w czarnej masie węglowej. Piroksen występuje w postaci piżonitu (Mg, Fe, Ca)2(Si20 6). W niewielkiej ilości znajduje się również troilit. Ciężar właściwy ureilitów wynosi ok. 3,3 g/cm 3 (Mason 1962; Wasson 1974; SobotoviĆ 1976; KvaSa 1976). V. ANGRITY, Angrity stanowią tylko 0,1% spadłych meteorytów, a więc są najrzadszą trupą. Chemicznie składają się z następujących elementów: S i0 2 45%, MgO 10%, FeO 8%, F e 0 3-2%, A %, CaO - 24%,.Ti02-2%, FeS - 1,3% orazt w m ałych

22 10 H. Kuźmiński ilościach tlenki sodu, potasu i chromu. Zawierają one znacznie więcej CaO i T i0 2 niż jakiekolwiek inne meteoryty. Głównym minerałem jest augit (Ca, Mg, Fe2+ Fe3 +, 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/cm3 (ciężar właściwy augitu) (Mason 1962; Wasson 1974; Kvasa 1976). VI. NAKLITY Należą również do meteorytów bardzo rzadkich 1 stanowią ok. 0,2% spadłych meteorytów. Ich skład chemiczny przedstawia się następująco: S i02-49%, T i02-0,4%, Ał20 3-2%, Cr20 3-0,3%, Fe20 3-1,3%, FeO - 20%, CaO - 15%, M go - 12%,Na20-0,4 %,w mniejszej ilości tlenki potasu, manganu i niewiele siarki. Mineralogicznie głównym składnikiem jest diopsyd (75%), oliwin (15%), niewielkie ilości plagioklazu i magnetytu. Oliwin zawiera więcej składnika Fe2Si04 (ok. 60%) niż jakikolwiek oliwin z innych meteorytów. Ciężar właściwy naklitów wynosi 3,5 g/cm3 (Mason 1962,1971; Wasson 1974). VII. PIROKSENOWO-PLAGIOKLAZOWE ACHONDRYTY Piroksenowo-plagioklazowe achondryty są typem achondrytów występujących najczęściej. Dzielą się one na dwie grupy: eukryty, stanowiące 3,7% wszystkich spadłych meteorytów, oraz howardyty, które występują w ilości 1,7%. Obie grupy różnią się składem mineralogicznym, a mianowicie eukryty składają się z piżonitu i anortytu, natomiast howardyty z hiperstenu i anortytu. Howardyty zawierają również mniejszą ilość CaO niż eukryty. W piroksenowo- -plagioklazowych achondrytach występują w mniejszej ilości takie minerały jak: trydmit SiO, lub kwarc, chromit oraz czasami niewielkie ilości żealzo-niklu, imenitu F et i03 i troilitu. Niektóre egzemplarze mają strukturę podobną do ziemskich skał gabrowych (magmowe skały głębinowe). Eukryty i howardyty pod względem budowy chemicznej są bardzo podobne do siebie. Składają się z: S i do 53%, MgO - 6 do 17%, FeO - 13 do 22%, A do 16%, CaO 6 do 12%, Na20 0,2 do 2%, FeS 0,05 do 14%. Ciężar właściwy eukrytów wynosi 3,1 3,2 g/cm3, natomiast howardytów 3,2 3,3 g/cm3 (Mason 1962; W asson 1974; Sobotovic 1976). 5. METEORYTY ŻELAZO-KAMIENNE Meteoryty żelazo-kamienne występują w niewielkich ilościach i stanowią ok. 4% wszystkich meteorytów (Mason 1962) oraz 1,7% meteorytów, 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: bronzytowo-trydmitowe czyli syderofiry (siderophyres) i bronzytowo-oliwinowe czyli lodranity (lodranites) (Mason 1962, 1971; Wasson 1974).

23 Meteoryty PALLASYTY Stanowią one 0,6% spadłych meteorytów (S o b o t o v i 1976). Pod względem chemicznym pallasyty zostały podzielone na dwie podgrupy. W pierwszej średnia zawartość oliwinu wynosi 13%, natomiast 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%, natomiast w drugiej mamy 30 35% żelazo-niklu ze średnią zawartością niklu ok. 15%. Mineralogicznie żelazo-nikiel występuje w postaci kamasytu i tenitu. Są również niewielkie ilości troilitu i szrejbersytu (Fe,Ni)3P. Oliwin występuje w postaci ziaren o zaostrzonych krawędziach lub okrągłych, o rozmiarach od kilku do kilkunastu milimetrów. Ciężar właściwy pallasytów wynosi 4,3-5,8 g/cm3 (Mason 1962; Javnel 1973; Wasson 1974). II, MEZOSYDERYTY Mezosyderyty stanowią 1% spadłych meteorytów (Sobotovid 1976). Głównymi ich składnikami są żelazo-nikiel i krzemiany. Oba te składniki w przybliżeniu występują w jednakowej ilości. Żelazo-nikiel nie tworzy jednolitej siatki krystalicznej jak w pallasytach, lecz występuje nierównomiernie, rozsiany po całym meteorycie 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. Minerałami występującymi w mniejszej ilości są: piżonit, troilit, chromit, szrejbersyt, apatyt, merrillit i oliwin. Ciężar właściwy mezosyderytów wynosi ok. 5 g/cm3 (Mason 1962; Javnel 1973; Wasson 1974). III. SYDEROFIRY Ta grupa meteorytów reprezentowana jest dotychczas przez jeden egzemplarz meteoryt Steinbach. Składa się on z krystalicznej siatki żelazo-niklu, w której znajdują się ziarna takich minerałów jak rombowy piroksen i niewielkie ilości trydmitu. Żelazo-nikiel zawiera 10% niklu i występuje w takiej ilości jak krzemiany. W mniejszych ilościach znajduje się szrejbersyt, chromit i troilit (Mason 1962; Javnel 1973).- IV. LODRANITY Lodranity również reprezentowane są przez jeden m eteoryt Lodran, który spadł 1 października 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 występują wagowo w przybliżeniu w jednakowej ilości. Żelązo- -nikiel zawiera ok. 9% niklu (Mason 1962; Javnel 1973).

24 12 H. Kuźmiński 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 chemicznej: IA, IB, IIA, IIB, IIC, IID, IIE, IIIA, IIIB, HIC, IIID, IIIE, IIIF, IVA, IVB (J a v n e ; Wasson 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. Tabela 1 (Krinov 1948, 1955; M a s o n 1962;Javnel 1973; Wasson 1974; S o b o t o v i ) Klasa Symbol Szerokość beleczek kamasytu,, w mm Zawartość Ni w % ' Heksaedryty H > Heksa-oktaedryty Og-H ,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, Bardzo cienkostrukturowe oktaedryty off Plessytowe oktaedryty Opl, off-d < 0,2 Ataksyty D < 0, 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 873 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 mineralogicznym głównymi składnikami, są: kamasyt a - ( F e, Ni), szrejbersyt, troilit, doubrelit i grafit. Ciężar właściwy heksaedrytów wynosi 7,9 g/cm3 (Mason 1962; Wasson 1974; Kvasa 1976; Sobotovic 1976).

25 Meteoryty 13 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 składnikiem 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 (Wasson 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 małą 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 procentowych 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; Mason 1962; Sobotovi 1976). LITERATURA Boschke.F.L., 1969, Meteoryty i meteory, PWN, Warszawa. D j a k o n o v a, M. J., 1968, Chemiieskij sostav semi chondritov raźnych tipov. Meteoritika 28, 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 problemy proischoidenija meteoritov, Meteoritika, 32, 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, M a s o n, B., 1962, Meteorites, John Wiley and Sons Inc., New York, London. Mason, B. Ed., 1971, Handbook o f Elemental Abundances in Meteorites, Gordon and Breach Sęjence Publ. New York, Paris, London. M i l 1m a n, P. M., 1969, Meteorite Research, D.Reidel Publ.Co., Dordrecht-Holland. Nagy, B., 1975, Carbonaceous Meteorites, Elsevier Scien. Publ.Co., Amsterdam, Oxford, New York. Sihote Alinskij ieleznyj meteorytnyj doid, 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. Wasion.J.T., 1974, Meteorites, Springer-Verlag, Berlin, Heidelberg, New York. Wood J. A., 1968, Meteorites and the Origin o f Planets, McGraw-Hill Book Co., New York, Toronto, London. Z a v a r i c k i j, A. N., 1956, Raboty po meteoritikie, Izd. An SSSR, Moskva

26 u 'Vs - - V " ' Łr Ul.. '... t-h.. < ' : h -

27 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 GĘSTE OBŁOKI MOLEKULARNE JACEK KREŁOWS KI Instytut Astronomii Uniwersytetu im. M. Kopernika (Toruń) nhothble M E*3BE3JIHbIE OEJTAKA H. KpenoBCKH C o a e p x a H H e B C Taibe n p e act ab n e H ouehb KpaTKHH o03op flah H bix no Me>K3Be3flHhiM M O JieicynaM, k o - jopbie H asm oflaw TCH Ha paoh O BO JiH ax. IIpeACxaBJieHbi.TOJKe aah H bie o p acn p eaejieh H H MOJie- K y ji b T ajiak T H K e h c})h 3m eck H x v c jio b h h x b rm oth bix o & n a K a x. KpaTKo onh cah M ra n o T e 3 b i B03HHKH0BeHHH M O JieKyjl B rajiakth ^ecko M npoctpahctbe. DENSE MOLECULAR CLOUDS Abstract 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 conditions 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 obserwacyjnych. Tradycyjne przekonanie o niemożności przetrwania molekuł w pełnym niebezpiecznych 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 [15]

28 16 J. Krełowski przed astrofizykami dwa istotne problemy: przetrwania i pochodzenia molekuł. Krótki okres, jaki u p łynął od wspomnianego odkrycia nie pozwala, rzecz jasna, uznać zaistniałych problemów (zwłaszcza drugiego) za rozwiązane. A rtykuł niniejszy zawiera więc przegląd danych obserwacyjnych i związanych z nimi idei bez wnikania w szczegóły powstałych do tej pory teorii. Rozdziały 2 i 3 zawierają wykaz obserwowanych molekuł i opis ich rozmieszczenia w Galaktyce. Przedstawienie warunków, w których trwają molekuły zawiera rozdz. 4. W rozdz. 5 omówiono krótko teorie pochodzenia m olekuł międzygwiazdowych, a końcowe podsumowanie przedstawia rozdz WYKAZ MOLEKUŁ I PIERWSZE OSOBLIWOŚCI W ciągu ubiegłych dziesięciu lat zaobserwowano w przestrzeni między gwiazdowej ok. 50 m olekuł. Aktualną w połow ie 1977 r. listę zidentyfikowanych związków podaje tab. 1. Zawarty 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. Tabela 1 Lista molekuł aktualna w lipcu 1977 r. (Iwanowska i Woszczyk 1978) Wzór chem. Polska nazwa Najważniejsze linie cm 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 woda 1,35 H2 HCO c 2h rodnik acetylenu 0,34 HCN cj ano wodór 0, ,32 (jon dodatni) N2H H2S siarkowodór 0,18 OCS tlenosiarczek węgla 0,35, 0,27 so2 dwutlenek siarki 0.36, 0,31 HNO h 2c o formaldehyd 6,8, 6,2, 2,1, 1,0 n h 3 amoniak 1,3, 1,2 HNCO kwas izocjanowy 1,36, 0,68, 0,34 h 2c s aldehyd tiomrówkowy 11,0, 9,5

29 Gęste obłoki molekularne 17 c d.tab c 3 n HCOOH kwas m rówkowy 18,3 h c 3 n cjanoacetylen 3,3, 1,6, 0,41 c h 2 n h m etylenoim ina 5,7 n h 2c n cjanoamid 0,3 7, 0,3 CH 3 OH m etanol 3 5,9, 1,2, 0,6 2 n h 2c h o formamid 19,5, 6,5 CH3 CN acetonitryl 0,27 c h 3 c 2h m etyloacetylen 0,35 c h 3c h o aldehyd octow y 28,1 h c 5 n cjanoacetylen 11,3, 2,8 1, 1,41 c h 3 n h 2 m etyloam ina 3,4, 0,4 1, 0,35 c h 2c h c n ,9 (CH3)20 dim etyloeter 3,29, 0,9 6, 0,37, 0,30 c 2 h 5o h alkohol etylow y 0,3 5, 0,3 3, 0,2 9 c h 3 c h 2c n h c 7 n c h 3c o o h h 2c 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 niewiadomych względów nie udało się zaobserwować, pomimo iż składające się na nie pierwiastki należą do najobfitszych (C 02, związki N i O). Porównania obfitości wskazują na zadziwiająco 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; Vanysek i Rahe 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 nieprzezroczystość i znaczną niejednorodność gęstych obłoków oraz ewentualną obecność młodych gwiazd może się zdecydowanie różnić od średniego międzygwiazdowego pola promieniowania (Gilra i van D u in en 1978). Wymaganie powyższe jest, niestety, nadmiernie wygórowane przy obecnych możliwościach obserwacyjnych. 2 Postępy Astronom ii tom X X V II 2. 1/1979 t R ą i /

30 18 J. Krełow ski 3. ROZMIESZCZENIE MOLEKUŁ Jest rzeczą oczywistą, że m atecznikam i m olekuł m iędzygwiazdowych muszą być obszary o słonięte przed destrukcyjnym prom ieniowaniem ultrafioletow ym. O słonę taką może dać jedynie grupa optycznie warstwa p y łu - jedynego źró d ła ekstynkcji ciągłej materii m iędzygwiazdowej dla X>912A, szczególnie wydajnego i / dalekim ultrafiolecie. Sytuacji takiej oczekiwać m ożna albo w centralnych partiach bardzo dużego o b ło k u, albo w o b ło k u silnie zagęszczonym (ekstynkcja zm ienia się jak r ~ 2 podczas kontrakcji). Potwierdza to związek emisji m olekularnych z ekstynkcją (Turner 1973). Z kolei określone pom iaram i radiowymi gęstości obłoków prom ieniujących w liniach m olekuł sięgają wartości przekraczających często o czynnik 106 przeciętną gęstość obłoków HI (Turner 1973). Wydaje się zatem, iż ojczyzną m olekuł są gęste o b ło k i międzygwiazdowe, zwane też obłokam i H2, lub CO. Pochodzenie nazwy wynika z faktu, że głów ny ich budulec m olekuły H 2 wym yka się jak dotąd skutecznie obserwacjom. W sytuacji tej przyjęto identyfikow ać gęste o b ło k i na podstawie linii 115 GHz (ok. X = 2,7 m m ) najtrwalszej w przyrodzie cząsteczki CO. Linię taką zauw ażyć m ożna w obłokach, dla których całkow ita ekstynkcja w zakresie wizualnym sięga l m. Przegląd Drogi Mlecznej dokonany w liniach m olekuły CO przez Scov'ille a i S olom ona (1975) w skazał na zdecydow aną koncentrację gęstych obłoków na dysk (skala wysokości ok. 73 pc) przy silnie zaznaczonej niejednorodności (w yraźne, oddzielne kondensacje). Centrum G alaktyki wydaje się być otoczone pierścieniem gęstej m aterii w zakresie prom ieni od 4 do 7 kpc, z ty m że najsilniejsza emisja pochodzi z w ew nętrznych 300 pc. Skala wysokości dla o błoków H2 jest przeszło dw ukrotnie niniejsza niż dla obiektów HI, jest natom iast taka sama, jak dla gwiazd OB, obłoków HII i pobliskiego p y łu. Silny związek rozmieszczenia p y łu i o błoków CO wyjaśnia dobrze znany^z obserwacji fakt słabego skorelowania ekstynkcji z natężeniem linii 21 cm Ocena całkow itej masy obłoków CO możliwa jest jedynie na bazie teoretycznego ustalenia w zględnych obfitości H2 i m olekuł obserwowalnych. W edług Scoville a i S olom ona (1974) 13CO/H2 = 1, ; w artość ta prowadzi do określenia całkow itej masy o błoków H2 równej 3 109MQ. Wielkość ta jest zaskakująco duża, przerasta bow iem masę w odoru HI określoną na podstaw ie emisji 21 cm. Jeżeli zatem w oszacowaniu stosunku koncentracji nie popełniono istotnego b łę d u, to w iększość masy ośrodka m iędzy gwiazdowego zawarta jest w niewielkich, gęstych obłokach, silnie skupionych na dysk G alaktyki. Wynik taki prow adzi do pew nych trudności teoretycznych, zw iązanych z koniecznością ustalenia m echanizm u, który przeciw działa zapadaniu grawitacyjnem u takich obłoków wbrew kryterium Jeansa i redukuje tem po powstawania gwiazd do rozsądnych wartości. Wymaga to znacznego w ydłużenia czasu życia obłoków (Field 1977), być może na skutek rotacji spowalniającej kolaps. Co najmniej część obserwowanych, gęstych kondensacji wydaje się przy tym m ieć gradient gęstości zaw arty w zakresie r r~, co może sugerować, iż są one w trakcie zapadania grawitacyjnego (Bok 1977). O b ło k taki zawierać może różne m olekuły w różnych partiach; niestety, dostępne obecnie techniki nie pozwalają ną wyróżnienie w niewielkim o b ło k u miejsca powstawania linii. Jak dotąd nie u d ało się także zaobserwować procesu dzielenia dużych, samograwitujących mas na mniejsze. Być może linie CO, najsilniejsze i najlepiej widoczne, powstają na peryferiach obłoków, gdzie fragm entacja nie zachodzi (Werner 1977). Silny związek miejsc rozlokowania m olekuł w Galaktyce z miejscami powstawania gwiazd potw ierdzają obserwacje obszarów HII, w których dostrzeżono szereg emisji m olekularnych.

31 Gęste o b ło k i molekularne 19 G ęsta, praw dopodobnie reliktowa m ateria, dzięki gęstości i nieprzezroczystości dość odporna na działanie frontów jonizacyjnych, w ystępuje zapewne na kraw ędziach (choć niewykluczone, że i wew nątrz) jasnych jngław ic emisyjnych. Prędkości radialne materii molekularnej i zjonizowanej różnią się nieco. Być może jest to obraz ekspansji obszarów HU, ale zjawisko to nie zostało, jak dotąd, w całości zinterpretow ane (H a b i n g 1977). Ogólnie mówiąc, m olekuły rozmieszczone są w Galaktyce w gęstych obłokach, wyraźnie od siebie pooddzielanych, skupionych na dysk i zw iązanych ze strukturą spiralną G alaktyki. 4. WARUNKI FIZYCZNE WEWNĄTRZ OBŁOKÓW H 2 Obserwacje linii m olekularnych wskazują na bardzo niską (poniżej 20 K) tem peraturę w nętrz gęstych o błoków (Solomon 1973). Jest to zrozum iałe w obszarach osłoniętych przed ultrafioletow ym (a w ięc w znacznej mierze i przed optycznym ) prom ieniowaniem, które pozbywają się energii w dalekiej podczerwieni (emisje ziaren), a tam ich ekstynkcja jest bardzo niewielka. Ponieważ grubość optyczna obłoków w liniach radiowych jest bardzo różna, możliwe jest teoretycznie określenie param etrów fizycznych na różnych głębokościach. Zagadnienie kom plikuje jednak fakt z jednej strony trudnej analizy silnych, w ysyconych linii pow stających przy powierzchni, a z drugiej silne skażenie szum am i linii słabych, pochodzących z obszarów głębszych. Próby ustalenia stopnia jonizacji gęstych obłoków wskazują, iż jest ona znikom a: N j N m ~ 8 (Thaddeus 1977). Bardzo trudno określić gęstość obszarów H2 ; w konsekwencji może to silnie rzutow ać na wyznaczenia mas. Ponieważ linie m olekuł w zbudane zderzeniow o wymagają określonej koncentracji H2 przyjm uje się, że obszar widziany w liniach CO ma gęstość nie mniejszą niż 100 m olekuł w odoru w centym etrze sześciennym, a linie HCN wymagają koncentracji stokrotnie wyższej (P e n z i a s 1975). Stopień trudności pom iaru ew. pól m agnetycznych jest tak wysoki, że ja k dotąd nie uzyskano na ten tem at żadnych danych. G ęste obłoki, będące w sposób oczywisty ogniwem pośrednim pom iędzy ośrodkiem m iędzygw iazdow ym i now o pow stałym i gwiazdami, obserwuje się często w m ło d y ch grom adach i asocjacjach lub w pobliżu obszarów HII. Widać tam często wzm ocnienie linii m olekularnych efekt podgrzania o błoków przez prom ieniow anie pobliskich gwiazd. N iektóre z gęstych o błoków zawierają we w nętrzach uform owane już gwiazdy dostrzegalne bądź drogą obserwacji na falach radiowych (ukryte obszary HII), bądź w podczerwieni. D okładny przegląd ciemnego o b ło k u Barnard 42 (V r b a i in. 1975) na fali 2 im i w ykazał obecność ok. 70 oddzielnych źró d eł podczerw ieni na ogół niewidocznych w zakresie optycznym. Ekstynkcja wizualna zawiera się tu w granicach mśg. W dalekiej podczerwieni zauważono emisję CO na fali /im (Simon i in. 1973). W ykryte w zakresie jum prom ieniowanie podczerw one wskazuje na obecność p y łu podgrzewanego przez gwiazdy (F a z i o i in. 1976). W spomniany ciemny o b ło k zawiera zatem całą, nowo uform owaną grom adę gwiazd całkow icie ukrytą dla obserwacji w zakresie optycznym. Posiadane przez nas dane o w arunkach fizycznych we w nętrzach gęstych obłoków są, jak w idać, nader skromne. Duża niejednorodność, zgęszczenia, w spółistnienie z gwiazdami różnych typów w idm ow ych i gorącą m aterią zjonizow aną stawiają pod znakiem zapytania

32 20 J. K rełowski próby prostej interpretacji uzyskanych pomiarów. Niektóre z parametrów fizycznych można dość łatw o określić w pewnych, szczególnych warunkach (np. temperaturę z linii powstających w ośrodku grubym'optycznie dla tych długości fal), w innych przypadkach pozostają oszacowania górnych granic lub wnioskowanie z danych pośrednich ( Lequeux 1978). Nadzieje na bardziej precyzyjną identyfikację warunków fizycznych w obłokach molekularnych związane są obecnie z konstrukcją modeli obrazujących zarówno obłoki, jak i zachodzące w nich procesy. Ponieważ jednak pomiędzy danymi obserwacji a modelami istnieją sprzężenia zwrotne, przy czym modelowane obiekty z trudem tylko dopasować można do jakiegoś średniego wzorca, nie należy oczekiwać uzyskania precyzyjnych obrazów w najbliższych latach. 5. POCHODZENIE MOLEKUŁ MIĘDZYGWIAZDOWYCH Złożone molekuły występujące w silnie strzeżonych przed niszczycielskim promieniowaniem UV wnętrzach gęstych obłoków są niewątpliwie tamże produkowane. Nie jest rzeczą możliwą dla jakiejkolwiek molekuły przeżycie podróży przez praktycznie pusty ośrodek międzychmurowy. Podobny wniosek można wysnuć z faktu wzrostu ku centrum obłoków stosunku koncentracji OH do HI. Łączenie się atomów i molekuł w cząsteczki bardziej złożone w rezultacie zwykłych zderzeń w gazie nie wydaje się być mechanizmem odpowiedzialnym za powstanie obserwowanych związków. Powinna bowiem w takim wypadku istnieć korelacja obfitości molekuł i składających się na nie pierwiastków, a także znacznie wyższe koncentracje molekuł prostych niż złożonych. Zgadza się to z grubsza w przypadku molekuł bezwęglowych (choć i tu brak np. NO), nie znajduje natomiast żadnego potwierdzenia w obserwacjach cząsteczek organicznych. Zarówno ich obfitość^, jak i złożoność świadczą o istnieniu mechanizmu katalizującego reakcje powstawania. Korelacja obfitości molekuł z ekstynkcją wywołaną pyłem wskazuje na możliwość wystąpienia ziaren międzygwiazdowych w roli katalizatorów reakcji powstawania tych molekuł. Trudności precyzyjnego opisu formowania związków chemicznych wynikają z braku dostatecznie wiarygodnych danych o reakcjach zachodzących na powierzchniach ciał stałych. Co gorsza, istnieje możliwość występowania wielu rodzajów ziaren w przestrzeni międzygwiazdowej (rozmaite krzemiany, grafit, cząstki metaliczne). Każdy z nich może katalizować inne reakcje chemiczne, czego rezultatem mógłby być np. wspomniany brak korelacji natężeń linii molekularnych w różnych radioźródłach. Jest rzeczą niewątpliwą że na to, aby na powierzchni ziarna mogło dojść do jakiejkolwiek reakcji przylepionych atomów gazu, czas pobytu atomu musi być dłuższy aniżeli odstęp pomiędzy dwoma kolejnymi adsorpcjami. Czas spędzony przez atom na powierzchni ziarna określa prosty wzór ( Reddish 1975): O) gdzie: v jest częstością charaketrystyczną drgań siatki krystalicznej ziarna, E energią adsorpcji atomu na powierzchni ziarna, a T temperaturą tegoż ziarna. Czas pomiędzy dwiema kolejnymi adsorpcjami atomów przez to samo ziarno określić można prostą form ułą:

33 Gęste obłoki molekularne (2) a n vn a gdzie: a - to współczynnik przylepiania, n koncentracja atomów gazu, v prędkość ziarna względem ośrodka gazowego, natomiast a oznacza promień ziarna. Warunkiem zapoczątkowania procesu powstawania molekuł jest spełnienie nierówności tr > t. Występujący we wzorze (2) współczynnik przylepiania można wyrazić jako: a. i -liii -- (3) 1 + 2,4 7 + y 2 + 0,8 y (Hollenbach i Salpeter 1970), gdzie: y = \/D A Es/kT jest wielkością bezwymiarową, D = 0,75E, natomiast AEs to całkowita energia przekazana ziarnu przez uderzający atom (określona eksperymentalnie). Ponieważ czas pobytu zaadsorbowanego atomu rośnie eksponencjalnie z maleniem temperatury, przy jczym współczynnik przylepiania również wzrasta, wspomniany wyżej warunek konieczny może być w zimnych wnętrzach gęstych obłoków z łatwością spełniony. Powyższe wywody to, niestety, praktycznie wszystko, co można z rozsądną pewnością powiedzieć o powstawaniu molekuł na ziarnach. Jeśli chodzi o dalszy ciąg procesu, to pozostaje on niejasny, a ściślej dwie hipotezy przedstawiają go odmiennie. Zacznijmy w porządku chronologicznym - od starszej wiekiem. W myśl tej hipotezy zaadsorbowane atomy lub molekuły mogą się połączyć na powierzchni ziarna w związek bardziej złożony i odlecieć w ośrodek gazowy na koszt energii wydzielonej przy połączeniu lub w rezultacie pochłonięcia przez ziarno kwantu promieniowania (Watson i Salpeter 1973). Nie jest jasne, czy obecność znacznej ilości zaadsorbowanych atomów ułatwia, czy utrudnia ten proces. Byłoby to o tyle ważne, że ziarna w obłokach międzygwiazdowych, zwłaszcza gęstych, mają zapewne grube otoczki zaadsorbowanych substancji. Wskazują na to wyznaczenia składu chemicznego gazu międzygwiazdowego (Morton 1975) i wynikłe z nich deficyty ciężkich pierwiastków (zwłaszcza łatwych do zestalenia). Jedynym rozsądnym wyjaśnieniem tego zjawiska może być przejście nieobecnych pierwiastków do fazy stałej, a więc istnienie dość pokaźnych otoczek zaadsorbowanych atomów na ziarnach. Możliwość zachodzenia w takich otoczkach reakcji chemicznych stanowi punkt wyjścia drugiej hipotezy zreferowanej ostatnio przez Greenberga na IV Europejskiej Konferencji Astronomicznej, a częściowo wzmiankowanej już wcześniej (Greenberg 1973). W myśl owej hipotezy zaadsorbowane atomy mogą wchodzić ze sobą w reakcje w rezultacie pochłaniania przez ziarna kwantów, szczególnie ultrafioletowych. Proces taki przeprowadzono z powodzeniem w laboratorium. Ziarna uformowane w warunkach możliwie przypominających międzygwiazdowe (co oznacza, iż w procesie formowania starano się uniknąć zderzeń' kondensacji ze ściankami aparatury) złożone z jąder krzemianowych i skomplikowanych chemicznie, stosunkowo grubych otoczek naświetlano promieniowaniem ultrafioletowym. W otoczkach zachodziły wówczas reakcje, prowadzące do powstania szeregu molekuł obecnych w przestrzeni międzygwiazdowej. W powyższym mechanizmie duża ilość zaadsorbowanych atomów stanowi czynnik niewątpliwie sprzyjający..

34 22 J. Krełowski Allamandola i No.rman (1978a) zwrócili uwagę na możliwość zaobserwowania m olekuł uw ięzionych na pow ierzchniach ziaren. Najniższy stan w ibracyjny wielu obserw ow a nych w przestrzeni m olekuł (HCN, NH3, H2CO, CO) może zostać obsadzony w efekcie zejść kaskadow ych po absorpcji fotonu, ew entualnie zderzenia ziarna z atom em lub m olekułą. Oddawanie tej energii wibracyjnej fononom ' siatki krystalicznej ziarna nie zawsze jest dostatecznie wydajne, na co również wskazują dane eksperym entalne ( Allamandola i in. 1977). W tej sytuacji dojść może do radiacyjnego zejścia w d ó ł manifestującego się linią widmową o określonej długości. We wspomnianej pracy Allamandola j Norman podali listę m olekuł, dla k tórych postulow ane zejścia pow inny objawiać się liniami w zakresie podczerwieni ( 4 17 Mm), o ile rzecz jasna obfitości takich m olekuł w m rożonych w ziarna są dostatecznie wysokie. N iezw łocznie też po d jęto próbę obserwacyjnego wykrycia przew idywanych linii w widmie m gław icy planetarnej NGC 7027 otrzym anym przez R u s s e 1 a (1977). Widmo to zawiera 24 linie możliwe do dostrzeżenia w zakresie podę#erwonym. Ich p o ło w ę przypisać m ożna (Allamandola i Norman 1978b) prawie na pewno stosunkow o prostym cząsteczkom (CO, H20, CH4, C2H2, NH3, NO). Jest to zarazem pierwsza identyfikacja m etanu w przestrzeni międzygwiazdowej. Praw dopodobnie dostrzeżono też kilka linii N20, ale identyfikacja jest mniej pewna. N iektóre linie odpow iadać mogą tak złożonym m olekułom, jak CHj HN2 i CHj HN3 są to jednak najmniej pewne spośród dokonanych identyfikacji. Powyższe dane mają istotne znaczenie z punktu widzenia zrozum ienia natury p y łu międzygwiazdowego. Są pierwszą bezpośrednią, w ypływ ającą z obserwacji wskazówką istnienia na ziarnach grubych otoczek, składających się z rozlicznych m olekuł. Stanowią zatem istotne poparcie dla postulowanej przez Greenberga (1973) hipotezy powstawania m olekuł w otoczkach m iędzygwiazdowych ziaren zawierających głów nie pierwiastki ciężkie nieobecne w obserwacjach M o r t o n a. M echanizmu uwalniającego m olekuły dopatruje "się hipoteza Greenberga w zderzeniach pom iędzy ziarnami, w rezultacie których dojść może do rozbicia zaadsorbow anych otoczek i emisji ich fragm entów w postaci złożonych m olekuł. Wydaje się zatem, iż rozum iem y już w znacznej mierze zarówno przyczyny istnienia w Galaktyce m olekuł, jak też ich rozmieszczenia. Duża nieprzezroczystość gęstych obłoków zapewnia brak w ich w nętrzach kw antów U V, a zarazem skrajnie niskie tem peratury ziaren, w których praktycznie każdy napotkany atom może zostać zaadsorbow any. Procesy adsorpcji i zachodzące w ich następstw ie reakcje powierzchniowe zdają się odgrywać w powstawaniu m olekuł rolę kluczową. N iestety, żadna ze wspom nianych hipotez nie wyjaśnia w sposób przekonyw ający dlaczego powstaje tyle m olekuł organicznych, nie zbudow anych bynajmniej z najczęściej w ystępujących we Wszechświecie pierwiastków. Laboratoryjne naśladowanie zachodzących w obłokach reakcji wydaje się być najszybszą drogą do głębszego ich zrozum ienia. 6. ZAKOŃCZENIE A rtykuł niniejszy referuje dość pobieżnie stan wiedzy o gęstych obłokach m olekularnych, nie wdając się w szczegóły ciągle bardzo niepewnych interpretacji obserwowanych zjawisk. Intensyw ne badania odgrywających bardzo istotną rolę w procesie odnow y gwiezdnej populacji

35 Gęste obłol:i molekularne 23 Galaktyki gęstych obłoków wprowadzą do nich wkrótce niejedną korektę. Bez obawy zdezaktualizowania twierdzenia przed wyjściem artykułu z druku powiedzieć można jedynie, że złożone m olekuły występują w gęstych obłokach m iędzygwiazdowych, osłon ięte przed kwantami U V ekstynkcją ziaren, na których powierzchniach zapewne zresztą powstają. LITERATURA A 11 a m a n d o 1 a, L. J., Rojhantalab, H. M., N i b 1e r, J. W., C h a p pe 1, T., 1977, J. Chem. Phys.,67,99. A 11 a m a n d o 1a, L. J., Norman, C. A., 1978a, Astron. Astrophys., 66,129. A 1 l a m a n d o 1a,L. J., Norman, G. A., 1978b, Astron. Astrophys. (Lett.), 63, L23. Bok, B. J., 1977, w : Star Formation, Symp. 1AU nr 75, str. 55. Fazio.G. C., Wright, E. L Z e 1 i k, M Low, F. J 1976, Ap.J. (Lett.), 206, L165. F i e 1 d, G. B., 1977, w: Star Formation. Symp. 1AU nr 75, str. 34. G i 1 r a, D. P., v a n D u i n e n, R., 1978, XXI Coll. Astrophys., Liege (w druku). G r e e n b e r g, J. M., 1973, w: Molecules in the Galactic Environment, ed. G o r d o n, M. A., Snyder, L. E., J. Wiley, New York. H a b i n g, G. H., 1977, w: Star Formation, Symp. 1AU nr 75, str. 55. Hollenbach, D., S a 1 p e t e r, E. E., 1970, J. Chem. Phys., 53, 79. Iwanowska, W., W o s z c z y k, A., 1978, Metody badawcze astrofizyki obserwacyjnej, UMK, Toruń, str L e q u e u x, J., 1978, XXI Coli. Astrophys., Lićge (w druku). M o r t o n, D. C., 1975, Ap.J., 197, 85. P e n z i a s, A. A., 1975, w: Atom ie and Molecular Physics and the Interstellar Matter, Les Houches Summer School, North Holland Publ. Co. Reddish, V. C., 1975, M.N.R.A.S., 170, 261. R u s s e 11, R. W., S o i f e r, B. T., Merrill, K. M 1977, Ap.J. (Lett.), 217, L149. S c o v i 11 e, N. Z., S o 1 o m o n, P. M 1974, Ap.J. (Lett.), 187, L67. S c o v i 11 e, N. Z Soloraon.P.M., 1975, Ap.J. (Lett.), 199, L105. Simon, M., Righini, G., Joyce, G. R., G e z a r i, D. Y., 1973, Ap.J. (Lett.), 186, L127. Solomon, P. M., 1973, w: Molecules in the Galactic Environment ed. G o r d o n, M. A., Snyder, J.Wiley, New York. Thaddeu s,p., 1977, w: Star Formation, Symp. IAU nr 75, str. 37. Turner, B.E., 1973, w: Molecules in the Galactic Environment, ed. Gordon, M. A., Snyder, L. E., J.Wiley, New York. V a n y s e k, V., R a h e, J., 1978, XXI Coll. Astrophys., Liege (w druku). Vrba F. J., Strom, K. M., Strom, S. E., Grasdalen, G. L., 1975, Ap.J., 197,77. Watson, W. D., S a 1 p e t e r, E. E., 1973, w: Molecules in the Galactic Environment, ed. Gordon, M. A., Snyder, L. E., J.Wiley, New York. W e r n e r, M. W., 1977, w: Star Formation, Symp. IAU nr 75, str. 58. Zuckermann, B., 1973, w: Molecules in the Galactic Environment, ed. Gordon, M. A., Snyder, L. E., J.Wiley, New York.

36 ./I. - i

37 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 POZAGALĄKTYCZNE ŹRÓDŁA PROMIENIOWANIA X E W A BASINSKA-GRZESIK Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (Pracownia w Toruniu) BHErAJlAKTHqECKHE HCTOMHMKH PEHTrEHOBCKOrO H3JiyqEHHfl 3. EacHHbCK a r * kchk ConepiKaHHe I Ip ea C T a B jieh O o63op To»ieMHbix BHeranaKTMMecKMX h c t o t o h k o b pemrehobckoro Haiiyne^ hhh..eonee fletaribho npehctabjieho ABa KJiacca ooieictob ranakthkh CeńcJjepTa h CKOiuie- hhh rajiakthk. EXTRAGALACTIC-X-RAY SOURCES Abstract The revie\v of extragalactic X-ray sources is given. The distinct classes of the objects Seyfert galaxies and clusters of galaxies are described in more detail. WSTĘP Pozagalaktyczna astronomia rentgenowska liczy sobie zaledwie kilkanaście lat. W latach odkryto izotropowe promieniowanie tła nieba w tym zakresie (G i a c c o n i i in. 1962; Bowyer i in. 1964), natomiast pierwsze dyskretne pozagalaktyczne źródła rentgenowskie zaobserwowano za pomocą eksperymentów rakietowych w latach Były to: galaktyka M87 w gromadzie Virgo (B y ram i in. 1966; Bradt i in. 1967), jasny optycznie kwazar 3C 273 i stosunkowo dobrze zbadana radiogalaktyka Cen A (B o w y e r i in. 1970) oraz osobliwa galaktyka Seyferta NGC 1275 ( Fritz i in. 1971). Punktem zwrotnym w astronomii rentgenowskiej stało się wprowadzenie na orbitę w grudniu 1970 r. amerykańskiego [251

38 26 E. Basińska-Grzesik satelity o nazwie Uhuru. Dokonał on pierwszego systematycznego przeglądu nieba. Rezultatem tego b yło wykrycie osobnej klasy źródeł rentgenowskich, jaką stanowią gromady galaktyk, potwierdzenie emisji promieniowania X pochodzącej od aktywnych galaktyk oraz odkrycie szeregu niezidentyfikowanych źródeł o mniej więcej jednorodnym rozkładzie z szerokością galaktyczną. Odtąd obserwacje prowadzone są w dwóch kierunkach. Z jednej strony dokonuje się systematycznych przeglądów nieba w celu poszukiwania nowych źródeł oraz dokładniejszej identyfikacji znanych już obiektów - programy przeglądowe prowadzone przez Uhuru, przez angielskiego satelitę Ariel V, przez amerykańskie satelity OSO 7 i SAS 3, a także przez pierwszego satelitę serii poświęconej astrofizyce wysokich energii - HEA O -1. Wyniki tych przeglądów publikowane są w katalogach. Na łamach Postępów Astronomii omówiony został pierwszy katalog źródeł obserwowanych przez Uhuru - tzw. katalog 2U (K w a s t 1975). Najbardziej znane katalogi w chwili obecnej to: katalog 3U (Giacconi i in. 1974) zawierający ok. 170 źródeł, w tym 62 źródła o szerokości galaktycznej I b I > 20, zrewidowany katalog 4U (F o r m an i in. 1978), zawierający ogółem 340 źródeł oraz katalog 2A (Cooke i in. 1978), podający 105 źródeł o szerokościach galaktycznych I b l> 10. Na rys. 1 przedstawiona jest mapa źródeł rentgenowskich zebranych w katalogu 3U. Pn Rys. 1. Mapa źródeł rentgenowskich z katalogu 3U (wg Giacconi i in. 1974) Z drugiej strony prowadzi się badania poszczególnych źródeł promieniowania X w celu określenia kształtu widma, zmian jasności oraz struktury kątowej obiektu w wypadku obserwacji źródeł rozciągłych.. Badania prowadzone za pomocą kolejnych eksperymentów rakietowych, balonowych czy satelitarnych (Uhuru, Copernicus, ANS, Ariel V, SA S-3, O SO -7 i 8, H EA O -1) uzupełniają się nawzajem, dając informacje o różnych zakresach widma, a lepsza zdolność rozdzielcza pozwala na dokładniejszą identyfikację. Wprowadzenie instrumentów ogniskujących (na razie jedynie w eksperymentach rakietowych i balonowych) pozwala na uzyskanie bezpośrednich informacji o strukturze niektórych źródeł rozciągłych - aktualnie

39 Źródła promieniowania X 27 dostępne są obrazy rozkładu natężenia promieniowania dla gromad galaktyk: Virgo (Gorenstein i in. 1977), Perseus (Goren-stein i in. 1978), czy Coma (Gorenstein i Fabricant 1978) Zaobserwowane dotąd dyskretne pozagalaktyczne źródła promieniowania rentgenowskiego można podzielić na następujące klasy: 1. Galaktyki normalne np. nasza Galaktyka, galaktyka Andromedy, Obłoki Magellana. Promieniowanie X dochodzące od tej klasy obiektów powstaje najprawdopodobniej w wyniku nakładania się emisji poszczególnych źródeł dyskretnych (gwiazd podwójnych, gwiazd nautronowych, pozostałości po supernowych). 2. Galaktyki aktywne, w tym: radiogalaktyki - Cen A, Cyg A, galaktyki emisyjne (o wąskich liniach widmowych) - NGC 7582, NGC 2992 (Ward i in. 1978b); ilość obiektów w tej grupie szacuje się obecnie na 6 8 (Schwartz 1978a), galaktyki Seyferta ponad 20 obiektów (Elvis i in. 1978; Tananbaum i in. 1978; Ward i in. 1978), kwazary.oraz obiekty typu BL Lac do tej pory zidentyfikowano trzy kwazary: 3C 273 oraz 2U (Apparao i in. 1978) i MR (R i c k e r i in. 1978) oraz dwa obiekty typu BL Lae: Mkn 421 i Mkn 501 (Ricketts i in. 1976; p. także Schwartz 1978a). Za promieniowanie dochodzące od aktywnych galaktyk odpowiedzialne są prawdopodobnie zjawiska nietermiczne, co jest zgodnie z obserwowanym potęgowym kształtem widma. Obserwacje wskazują na niewielkie rozmiary obiektów. Część z nich (np. Cen A, 3C 273, NGC 4151) wykazują zmienność natężenia promieniowania X. Skala czasowa tych zmian nakłada granice na rozmiary obszarów emisyjnych. Jednocześnie obecność stosunkowo dobrze określonego punktu gwałtownego spadku natężenia promieniowania w niskoenergetycznej części widma pozwala wyznaczyć wielkość absorpcji. Gęstość kolumnowa gazu odpowiedzialnego za tę absorpcję przewyższa o 1 t 2 rzędy wielkości gęstość kolumnową wodoru w naszej Galaktyce, co pozwala przypuszczać, że pochłanianie promieni X zachodzi w materii otaczającej źródło. 3. Gromady galaktyk - promieniowanie tych źródeł rozciągłych jest najprawdopodobniej promieniowaniem hamowania termicznych elektronów w gazie międzygalaktycznym wypełniającym gromadę. Niektóre spośród gromad zawierają wybitne galaktyki aktywne, np. Virgo z radioźródłem M87, czy Perseus z osobliwą galaktyką Seyferta NGC 1275, gdzie za część promieniowania odpowiedzialne* są te aktywne galaktyki. Z drugiej strony pewne fakty obserwacyjne (Murray i in. 1978; Giacconi 1978) pozwalają przypuszęzać, że supergromady galaktyk (gromady galaktyk II rzędu) stanowią odrębną klasę źródeł rentgenowskich i że natężenie promieniowania tych obiektów trudno wyjaśnić jedynie nakładaniem się poszczególnych źródeł składników supergromady. 4. Źródła niezidentyfikowane zarówno w katalogach Uhuru 3U i 4U, jak i w katalogu 2A występuje wiele obiektów niezidentyfikowanych. Specjalne programy obserwacyjne poświęcone systematycznym poszukiwaniom optycznych odpowiedników w obszarach błędów tych źródeł doprowadziły w kilku wypadkach do interesujących odkryć m. in. wykryto w ten sposób trzy nowe galaktyki Seyferta oraz dwa nowe bliskie kwazary. Wydaje się w chwili obecnej, że źródła niezidentyfikowane nie odpowiadają żadnej ze znanych klas obiektów pozagalaktycznych oraz że ich emisja w zakresie promieni rentgenowskich znacznie przewyższa emisję w zakresie widzialnym.,,

40 28 E. Basińska-Grzesik W tab. 1 podane są dzielności promieniowania rentgenowskiego dla ważniejszych klas źródeł pozagalaktycznych. Tabela 1 Dzielności promieniowania rentgenowskiego ważniejszych klas źródeł pozagalaktycznych Klasa źródeł Galaktyki normalne Galaktyki o wąskich liniach emisyjnych Galaktyki Seyferta Kwazary i obiekty typu BL Lac Gromady galaktyk Lx erg/s x xl042-3 x l0 45 Ostatnio ukazało się kilka interesujących artykułów przeglądowych na temat astronomii rentgenowskiej, a w szczególności na temat pozagalaktycznych źródeł promieniowania X są to m.in.: Kellogg 1974; Gursky i Schwartz 1977; Schnopper i D e 1 v a i 11 e 1977; C u 1 h a n e 1977a, W dalszej części artykułu chciałabym nieco szerzej opisać dwie najliczniejsze w chwili obecnej klasy dyskretnych pozagalaktycznych źródeł rentgenowskich galaktyki Seyferta (rozdz. 2) oraz gromady galaktyk (rozdz. 3). 2. GALAKTYKI SEYFERTA Pierwszą i'jak dotąd najlepiej zbadaną w zakresie promieni X galaktyką Seyferta była klasyczna przedstawicielka tej grupy - galaktyka NGC 4151 (G u r s k y i in. 1971). Badania prowadzone przez Uhuru, jak też i w dalszych eksperymentach, wskazywały na niewielkie rozmiary źródła emisji rentgenowskiej przypuszczalnie związanej z innymi własnościami tego typu galaktyk obecnością bardzo jasnego jądra, niętermicznego widma ciągłego, nadwyżki promieniowania podczerwonego, czy znacznie poszerzonych linii emisyjnych. Próby wykrycia promieniowania rentgenowskiego innych pobliskich galaktyk seyfertowskich - NGC 4051, NGC 1068 pozwoliły jedynie na określenie górnej granicy dzielności promieniowania: Lx ^ 3xLx(NGC 4151) = 3xl042 erg/s (Kellogg 1974). Wprawdzie obserwowano emisję rentgenowską galaktyk NGC 1275 (Fritz i in. 1971; Gursky i in. 1971), 3C 120 (Schnopper i in. 1977), 3C (Charles i in. 1975), ale żadnego z tych obiektów nie można traktować jako typov go dla klasy galaktyk seyfertowskich. NGC 1275 jest osobliwą galaktyką Seyferta w gromadzie Perseus, 3C 1*20 oraz 3C stanowią silne radioźródła. Odpowiedź na pytanie, czy występowanie emisji rentgenowskiej jest zjawiskiem typowym, dla galaktyk Seyferta, czy też galaktyka NGC 4151 posiada wyjątkową, dużą dzielność promieniowania w tym zakresie, stała się możliwa dzięki analizie danych obserwacyjnych dostarczonych przez satelitę Ariel V. W ten sposób wykryto 11 nowych źródeł, których odpowiednikami są galaktyki Seyferta (C o o k e i in. 1978; Elvis i in. 1978). Jednocześnie

41 Tabela 2 Własności rentgenowskich galaktyk Seyferta Nazwa Nr źródła [erg-cm * x 10 Odległość [Mpc] Hq = 50 km-s_1mpc_1 ^[erg/sxlo44] Typ * * NGC U ? A * 3C 120 4U, x ,3 I * MCG A ,5-8, ,5-1,4 * Mkn 376 2A , ,2 I * Mkn 79 2A ,1 131,6 0,65 1 * NGC A ,5 54,8 0,2 I * NGC A ,0-28,0 19,8 0,02-0,12 I 3U IC 4329A 2A ,6 82,8 0,71 1 * Mkn 279 2A ,6 184,4 1,9 * NGC A ,1 99,8 0,49 1 * 3C U ,8-14,0 NGC A ,6 31,8 0,044 * Mkn 509 2A , ,5 I NGC A ,6 100,4 0,68 NGC A ,1 19,1 0,01 II? * NGC A ,3 36,4 0,1 I * ESO 141-G55 2A , ,12 I ESO 113-1G45 2A , ,19 I MCG A , ,25 I Mkn 335 4U , ,78 I Mkn 541 4U , ,83 I 0 1 o o

42 30 E. Basińska-Grzesik zastosowanie nowej techniki redukcji danych (tzw. techniki sumowania punktów) do obserwacji satelity Uhuru pozwoliło na detekcję promieniowania 15 galaktyk seyfertowskich (Forman i in. 1978; Tananbaum i in. 1978). Systematyczne poszukiwania obiektów osobliwych w obszarach błędów obiektów niezidentyfikowanych doprowadziło do wykrycia trzech nowych galaktyk, poprzednio nie klasyfikowanych jako seyfertowskie ESO 141 G55, MCG i MCG (Ward i in. 1978). W tab. 2 podane są własności wielu galaktyk Seyferta (Elvis i in. 1978; Tananbaum i in. 1978; Ward i in. 1977, 1978). W kolumnie 3 podane są wartości strumienia F je r g cm- 2 s- 1 x ], w zakresie 2 6 kev, w kolumnie 4 są odległości (przy Hq = 50 km s-1 Mpc- 1 ), a wartości dzielności promieniowania w kolumnie 5. Typ sefertowski (Khachikian i Weedman 1974) podany jest w kolumnie 6. W pracy E 1 v i s a i in. (1978) można znaleźć oszacowane wartości górnych granic strumienia promieniowania rentgenowskiego dla pozostałych obiektów spośród 88 galaktyk tego ty p u. z'katalogu Weedmana (1977a). Prawie wszystkie obserwowane dotąd obiekty są galaktykami Seyferta typu 1, natomiast w zasadzie nie wykryto emisji rentgenowskiej od galaktyk typu 2. Główna różnica pomiędzy typem 1 i 2 polega na względnej szerokości linii emisyjnych (Khachikian i W eedm p 1974; Weedman 1977a). U galaktyk typu 1 wodorowe linie emisyjne są znacznie szersze od linii wzbronionych, co jest związane z różnymi obszarami powstawania tych linii. Natomiast u galaktyk typu 2 szerokości linii wodorowych i linii wzbronionych są tego samego rzędu (powstają w tym samym obszarze). Klasyfikacja galaktyki NGC 5506 jako galaktyki Seyferta jest niepewna - jej linie emisyjne są stosunkowo wąskie o szerokościach rzędu 400 km/s, a wygląd przypomina raczej galaktyki typu Irr II (Wilson i in. 1976). U kilku źródeł zaobserwowano zmiany natężenia promieniowania o skali czasowej: dla NGC 4151 ok. trzy dni (E 1 v i s 1976), dla MCG ok. 3Q dni (W a r d i in. 1977). Porównując wyniki obserwacji Uhuru i Copernicusa dla 3C można stwierdzić zmianę natężenia o czynnik 4 w przeciągu dwóch lat (Cha r,l e s i in. 1975). Podobne zestawienie obserwacji Uhuru i Ariela V daje dla źródła Mkn 279 zmienność o czynnik 3 (T a n a n baum i in. 1978). Szybka skala czasowa tych zmian narzuca ograniczenia na rozmiary źródła prawdopodobnie nie przekraczają one w przypadku NGC 4151 oraz MCG setnych części parseka. W pracy E 1 v i s a i in. (1978) przeprowadzono porównanie obserwowanych własności w różnych dziedzinach widma. U 13 źródeł oznaczonych w tab. 2 gwiazdką stwierdzono istnienie dodatniej koleracji pomiędzy natężeniem promieniowania rentgenowskiego w zakresie kev a: natężeniem optycznego widma ciągłego, natężeniem promieniowania podczerwonego (10 /irn i 3.5 /urn) w tym silniejsza zależność występuje dla strumienia o długości fali 10 /urn. Zależność pomiędzy strumieniem promieniowania radiowego na długości fali 21 cm, a strumieniem promieniowania rentgenowskiego wskazuje na bardzo słabą korelację. Z porównania natężeń linii Balmera Ha, linii o wysokim potencjale wzbudzenia He II X4686 A oraz linii wzbronionej [0 III] X5007 A stwierdzono dodatnią korelację jedynie dla linii Ha. Również pewna zależność istnieje pomiędzy szerokością linii balmerowskich, a dzielnością promieniowania L x : im szersze linie tym wyższa dzielność promieniowania. Ponieważ optyczne widmo ciągłe jak i promieniowanie podczerwone, a także linie balmerowskie powstają najprawdopodobniej w niewielkim rejonie o rozmiarach rzędu ułam ka

43 Źródła promieniowania X 31 parseka w jądrze galaktyki, obserwowane korelacje wydają się potwierdzać przypuszczenie, że również w tym obszarze powstaje emisja rentgenowska. Brak lub słabą jej zależność od natężenia linii wzbronionych, czy promieniowania radiowego łatw o wytłumaczyć tym, że linie wzbronione i promieniowanie radiowe powstaje w obszarze znacznie większym. log^ Lx [erg/s] Rys. 2. Funkcja dzielności promieniowania dla rentgenowskich galaktyk Seyferta (na podstawie pracy E l visa i in. 1978) Podjęto próby wyznaczenia funkcji dzielności promieniowania Lx dla galaktyk Seyferta (Elvis i in. 1978; T a n a n b a u m -i in. 1978). Na rys. 2 przedstawiono wyniki oszacowania przeprowadzonego przez Elvisa i współprac, (podobne wyniki otrzym ała grupa Tananbauma). Funkcja dopasowana do obserwacji daje zależność: ps(ląą) ~ L i } [M pc-3], CD gdzie: pj(z,44) jest gęstością galaktyk Seyferta o dzielności promieniowania Z,44, a Z,44 = Lx/1044 erg/s zmienia się w granicach [0,01-10,0]. Dzielność promieniowania galaktyk Seyferta w zakresie rentgenowskim jest tego samego rzędu, co dzielność promieniowania w zakresie optycznym. Zbyt skąpe są, niestety, nasze informacje na temat promieniowania rentgenowskiego dochodzącego od galaktyk seyfertowskich, żeby można było rozstrzygnąć, który z modeli teoretycznych najlepiej przybliża mechanizm produkcji tego promieniowania. Większość obserwacji ogranicza się do zakresu kev, co w zasadzie nawet nie pozwala jednoznacznie określić kształtu widma. Najlepiej zbadaną do tej pory jest galaktyka NGC Rozkład energetyczny natężenia promieniowania rentgenowskiego tej galaktyki wydaje się mieć charakter potęgowy (rys. 3). Przy założeniu, że przy energii ok. 2,5 kev następuje gwałtowny spadek natężenia w wyniku absorpcji promieniowania, widmo NGC 4151 można przedstawić następująco:

44 32 E. Basińska-Grzesik dn/de ~ E~a exp (-A ^ a ), (2) gdzie: iv ilość fotonów w jednostce czasu, E energia kev,a^ gęstość kolumnowa materii absorbującej, a przekrój czynny na absorpcję, a indeks widmowy. Rys. 3. Widmo emisji rentgenowskiej galaktyki NGC 4151 (wg I v e s a i in. 1976) W tab. 3 podane są wartości indeksów widmowych i gęstości kolumnowych dla 6 galaktyk Seyferta. Tabela 3 Parametry widmowe sześciu rentgenowskich galaktyk Seyferta Nazwa a jv^[at.h/cm3] Zakres energii Literatura NGC , xl lt) kev Stark (1978) 1, keV Paciesas i in. (1977) NGC ,9 < kev Stark (1978) Mkn 509 1,7 < 1022,,»ł Mkn 506 1,3 < 1023 * it ii Mkn 279 1,2 2 x l0 22 a 3C ,6 < 1022 ii

45 Źródła promieniowania X 33 Przy konstrukcji modeli emisji rentgenowskiej, pochodzącej od aktywnych galaktyk, obok przypuszczalnie potęgowego charakteru widma należy wziąć pod uwagę również: 1) małe rozmiary źródeł", 2) obecność absorpcji niskoenergetycznych promieni X, co wskazuje na występowanie znacznych ilości materii otaczającej źródła, 3) zależności pomiędzy natężeniem promieniowania i charakterem.emisji w różnych dziedzinach widma. Następujące procesy mogą być odpowiedzialne za produkcję promieni X w galaktykach Seyferta (np. Blumenthal i Tucker 1974; Rees 1978): 1) promieniowanie synchrotronowe, 2) promieniowanie synchrotronowe + odwrotne rozpraszanie comptonowskie, 3) promieniowanie hamowania termicznych elektronów. Ad 1) Promieniowanie synchrotronowe. Biorąc pod uwagę nietermiczny charakter promieniowania optycznego i podczerwonego powstającego na niewielkim obszarze (<0,1 pc) jądra galaktyki Seyferta typu 1 można oszacować wielkość pola magnetycznego na ok. kilka gaussów (Elvis i in. 1978). Obecność wysokoenergetycznych elektronów o energiach rzędu 7 = E/mc2 ** 105 tłumaczyłaby obserwowaną emisję w zakresie kilku kev. Trudnością tego procesu jest bardzo krótki czas życia tych elektronów w wyniku utraty energii w procesie synchrotronowym. Ad 2) Promieniowanie synchrotronowe + odwrotny efekt Comptona. W obecności promieniowania synchrotronowego powinno jednocześnie zachodzić oddziaływanie wysokoenergetycznych elektronów z kwantami tego promieniowania (H o y 1 e i in. 1966). Ponieważ większość galaktyk Seyferta typu 1 wykazuje stosunkowo niewielką emisję radiową (de Bruyn i Wilson 1976), prawdopodobnie odwrotne rozpraszanie comptonowskie zachodzi na fotonach optycznych lub podczerwonych. Jeśli to przypuszczenie jest słuszne, powinna zachodzić korelacja pomiędzy natężeniem promieniowania rentgenowskiego, a natężeniem promieniowania optycznego lub podczerwonego. Obserwacje wskazują na istnienie takiej zależności. Również należy się spodziewać zbliżonej skali czasowej zmian natężenia emisji w odpowiednich zakresach energii, a także podobnego przebiegu widma synchrotronowego i comptonowskiego. Prawdopodobnie proste jednoskładnikowe modele synchrotronowo- -comptonowskie nie wystarczą do opisu zjawisk obserwowanych w aktywnych jądrach galaktyk, niemniej korelacja pomiędzy natężeniem promieniowania X, a wielkością emisji optycznego i podczerwonego continuum wydaje się przemawiać za występowaniem tego mechanizmu. Ad 3) Promieniowanie hamowania termicznych elektronów. Przy założeniu, że procesem odpowiedzialnym za powstawanie emisji rentgenowskiej w centralnych partiach galaktyk Seyferta są przejścia swobodno-swobodne elektronów w gorącym gazie, otrzymuje się bardzo wysoką temperaturę materii. W przypadku galaktyk: NGC4151, której rozkład widmowy w zakresie kev ma charakter potęgowy, a indeks a wynosi ok. 1,5 (rys. 3 i tab. 3), wy- O Q magana temperatura gazu jest rzędu K. Jako źródło energii można by sugerować akrecję materii na bardzo gęsty obiekt (np. czarną dziurę) w centrum galaktyki (np. R e e s 1978). Rozważania Light mana i współprac. (1978) uwzględniające rolę odwrotnego efektu Comptona oraz powstawanie par pozytronowo-elektronowych prowadzą do oszacowania masy centralnej czarnej dziury na < 4 x l 0 6MQ nie stojąc w sprzeczności z obserwo- 3 Postępy Astronom ii tom X X V II z. 1/1979

46 34 E. Basińska-Crzesik wanym potęgowym rozkładem widma oraz z ostatnio wykrytą (Tananbaum i in. 1978) szybkozmienną aktywnością tego źródła o skali czasowej rzędu setek sekund. W chwili obecnej oba mechanizmy: proces synchrotronowo-comptonowski jak i promieniowanie termiczne są w zasadzie równoprawdopodobne i dopiero dalsze intensywne obserwacje mogą dopomóc w wyborze między nimi. Wśród klasy rentgenowskich galaktyk aktywnych, galaktyki seyfertowskie stanowią aktualnie grupę najliczniejszą. Zakres dzielności promieniowania Lx dla tych obiektów z jednej strony pokrywa się z zakresem Lx dla galaktyk emisyjnych o wąskich liniach widmowych, z drugiej z zakresem Lx dla kwazarów (tab. 1). Ponieważ taka zależność wydaje się rozciągać na inne własności widmo optyczne, emisyjne widmo liniowe (Weedman 1977b, Proc. of the Copenhagen Conf. 1978), można przypuszczać, że te trzy grupy obiektów są ze sobą powiązane, a procesy odpowiedzialne za aktywność tych źródeł są zbliżone, tylko zachodzą w innej skali. 3. GROMADY GALAKTYK Większość zidentyfikowanych rentgenowskich źródeł pozagalaktycznych stanowią gromady galaktyk. Wprawdzie już w latach sześćdziesiątych odkryto promieniowanie X dochodzące od gromady Virgo, przypisano je jednkaże wyłącznie radiogalaktyce M87 (B y r a m i in. 1966; B r a d t i in. 1967). Dopiero w wyniku przeglądu nieba przeprowadzonego przez satelitę Uhuru stwierdzono, że bogate gromady Abella są silnymi źródłami promieniowania X o jasnościach rzędu 3xl044erg/s. (Gursky i in. 1971, 1972). Obecnie dla ok. 51) obiektów znamy wartości strumienia Fx oraz dzielności promieniowania Lx (Gursky i Schwartz 1977; C u l hane 1978; G i a c c o n i 1978). Do tej grupy należy ponad 30 gromad Abella (1958), a pozostałe to gromady południowe (Lugger 1978), bliskie (np. Virgo) lub znajdujące się w rejonach o dużej ekstynkcji (np. 3C 129). 1. CHARAKTERYSTYKA GROMAD GALAKTYK JAKO KLASY ŹRÓDEŁ RENTGENOWSKICH Przy pewnych założeniach dotyczących mechanizmów promieniowania X (podrozdz. II) stało się możliwe wyznaczenie dla kilkunastu gromad szeregu parametrów fizycznych: rozmiarów źródła r, jasności powierzchniowej /g, temperatury gazu międzygalaktycznego odpowiedzialnego za emisję rentgenowską T, centralnej gęstości gazu nq. Dla kilku gromad, dzięki obserwacjom emisji liniowej odpowiadającej energii ok. 6,7 kev wykrytej przez Ariela V (Mitchell i in. 1976; Mitchell i Culhane 1977) oraz OSO-8 (Serlemitsos i in. 1977), stało się możliwe oszacowanie obfitości żelaza. W tab. 4 podane są parametry fizyczne kilkunastu gromad. Wielkości te wyznaczono przy założeniu izotermicznego modelu rozkładu gazu odpowiedzialnego za emisję * w wyniku działania mechanizmu hamowania termicznych elektronów. Dane na temat rozmiarów i jasności powierzchniowych zaczerpnięte są z pracy Kellogga i Murraya (1974). Temperatury podano wg pracy Jonesa i F o r m a n a (1977), gęstości wg pracy L e a i in. (1973), a obfitości żelaza wg oszacowań S a r a z i n a (1977) -ja k o obfitość słoneczną przyjęli oni wartość (Fe/H)0= 2.6 x 10~5. Dla gromady Centaurus wartość (Fe/H) zaczerpnięta została z artykułu Culhanefa (1977b) przy uwzględnieniu niższej wartości obfitości słonecznej.

47 Tabela 4 Właściwości fizyczne pewnych gromad rentgenowskich Nazwa Nr źródła ['] Promień [Mpc] t rt i n kt lb [óxlv ergcm s J "o (Fe/H )/(Fe/H )c [kev] [cm~3] Hq = 50 km s ^ M p c - * A 262 3U l ^ 0,6 2,8 < 3,0 A 401 3U , ,8 < T < 15 A 426/Per 3U ±2 0,48±0, ,5 ± 0,3 (4,3 ± l,3 )x ,9 ± 0,4 3C 129 3U < 21 < 1,6 ;> 20 2,3 < T < 3,5 A U < 15 < 0,25 ^ 14 3,2 ± 0,2 A U < 22 < 0,79 > 10 2,1 < T < 4,2 1 Virgo 3U ±4 0,11 ±0, ,6 ± 0,1 (6,4 ± 4,l) x l0-3 0,9 ± 0,5 Centaurus 3U ^ u -0, ,6 < T < 3,7 1,15 ± 0,4 A 1656/Coma 3U ±3 0,64±0,12 82 o 7 + 1,7 8,7_ i 2 (2,5 ± 0,8)xl0-3 1,1 ± 0,7 Źródła promieniowania X A U < 14 < 0,76 > 28 2,6 < T < 8,0 A U ,0±1,1 18 7,4 ± 0,3 A U < 14 < 1,3 > 46 5,1 < T <7,7 co cn

48 36 E. Basiń ska-grzesik Można przyjąć, że parametry charakteryzujące tę klasę źródeł rentgenowskich zmieniają się w następujących granicach: dzielność promieniowania Lx : 3 x x 1045 erg/s, promień źródła rentgenowskiego rx : 100 kpc Mpc, jasność powierzchniowa IB: x tło kosmiczne, przy czym /g (tła) = 3x 10~8 erg-cm s_1 ster-1 (Gursky i Schwartz 1977), temperatura gazu T: K. Poszukiwanie związków pomiędzy własnościami rentgenowskimi, optycznymi i radiowymi doprowadziły do następujących wyników (Jones i Forman 1977; B a h c a a, b i inni. 1. Emisja rentgenowska a morfologia gromady. Istnieje pewna korelacja emisji rentgenowskiej z klasą koncentracji gromad Abella Lx jest największe u gromad o koncentracji równej 2. Wyniki badań B a h c a 11 (1977a, b) wskazują na wzrost emisji rentgenowskiej z jednej strony, wraz ze wzrostem gęstości centralnych części gromad, a z drugiej ze wzrostem stosunku ilości galaktyk eliptycznych do ilości galaktyk spiralnych w gromadzie. Zarówno gęstość centrum gromady, jak i ten stosunek są powiązane z abellowską klasyfikacją wg stopnia koncentracji. Bogatsze gromady mają więcej galaktyk eliptycznych i mniej spiralnych niż gromady uboższe (np. van den Bergh 1977; Tytler i Vidal 1978). Ponieważ w badanym zbiorze gromad rentgenowskich ( Jones i Forman 1977) gromady o klasie koncentracji 2 pokrywają się częściowo z gromadami typu cd, B wg klasyfikacji R o o d a i S a s t r y e g o (1971), jak i z gromadami wczesnych typów I II wg klasyfikacji Bautz i Morgana (1970), istnieje pewna tendencja do częstszego występowania gromad rentgenowskich wśród tych typów. 2. Emisja rentgenowska a promieniowanie radiowe. U wielu gromad obserwuje się obecność emisji radiowej, np. Virgo (M87), czy Perseus (NGC 1275). Prawdopodobnie występowanie emisji radiowej powiązane jest z typami morfologicznymi cd, B (O w e n 1974). Ciekawym zjawiskiem jest obecność radiogalaktyk o strukturze głowa-ogon w gromadach (np. Harris 1977). Spośród 16 takich gromad, 7 stanowi źródła rentgenowskie. Osobliwa struktura tych radioźródeł mogłaby powstać podczas poruszania się galaktyk w gazie o gęstościach rzędu 1 0 " atomów/cm3 (Miley i in. 1972). Gęstości te są tego samego rzędu, co średnie gęstości gazu międzygalaktycznego odpowiedzialnego za emisję rentgenowską. Na bazie pierwszych obserwacji gromad galaktyk w zakresie promieni Roentgena, Schwartz i Gursky (1974) zaproponowali jako funkcję dzielności promieniowania funkcję 5 o gęstości 2.5 x l0 ~ 7 Mpc~ oraz Lx = 3x 1044 erg/s. Obecnie dla liczniejszego zbioru obiektów można było pokusić się o znalezienie lepszego przybliżenia. Ograniczając się do gromad Abella, zaniedbując jednocześnie pewne systematyczne różnice pomiędzy poszczególnymi typami gromad, Schwartz (1978a) otrzym ał następującą zależność: Pc l ^ 4 4 ) ~ ',44 (3) ł gdzie: p cl(z,44) - gęstość gromad galaktyk o dzialności promieniowania I 44, az,44 = L J 1044 erg/s należy do przedziału [0,01 100]. Prosta na rys. 4 przedstawia dopasowanie tej funkcji do wyników obserwacji (wg S chwartz 1978a,b).

49 Źródła promieniowania X 37 D l l _ O O o CL 2 log,o L, [erg/sl Rys. 4. Funkcja dzielności promieniowania rentgenowskiego dla gromad (wg Schwartza 1978a.b) Dzięki wykorzystaniu instrumentów pozwalających na uzyskanie obrazu rentgenowskiej emisji obiektów rozciągłych możliwe było stworzenie pierwszych map struktury kątowej kilku gromad - Virgo, Perseus i Coma. Wyniki obserwacji ( Gorenstein i Fabricant 1978) dla wszystkich trzech gromad wskazują na obecność źródła dyfuzyjnego o rozmiarach ok. 1/2^ o rozkładzie mniej więcej symetrycznym. Badania struktury emisji rentgenowskiej w zakresie kev w gromadzie Coma wskazują na znaczne fluktuacje jasności powierzchniowej w centralnym rejonie gromady, spowodowane być może niejednorodnym rozkładem gazu. W gromadzie Perseus ok. 25% emisji rentgenowskiej pochodzi od galaktyki NGC 1275 (Wolff i in. 1974; Gorenstein i in. 1978), a obiekt rozciągły wydaje się mieć strukturę wieloskładnikową. W gromadzie Virgo ok % emisji pochodzi od źródła związanego z galaktyką M87 (Gorenstein i in. 1977; Malina i in. 1978), która stanowi centrum składowej rozciągłej.. II. MECHANIZMY PROM IENIOW ANIA RENTGENOWSKIEGO W GROM ADACH Emisja promieniowania rentgenowskiego w gromadach galaktyk może powstać w wyniku (np.: L e a 1977; R e p h a e 1i 1977a, b; Gursky i Schwartz 1977 i lit. tamże): 1) promieniowania hamowania termicznych elektronów w gorącym gazie wewnątrz gromady, 2) działania odwrotnego efektu Comptona na fotonach mikrofalowego promieniowania tła. 3) sumowania się emisji promieniowania rentgenowskiego źródeł typu gwiazdowego w galaktykach składnikach gromady,

50 38 E. Basińska-Grzesik 4) oddziaływania galaktyk dominujących w gromadzie (np. M87 w gromadzie Virgo, czy NGC 1275 w gromadzie Perseus) z otoczeniem. Model nakładania się źródeł gwiazdowych zaproponowany przez K a t z a (1976) napotyka pfewne trudności z wytłumaczeniem obserwowanej wysokiej dzielności promieniowania gromad. Promieniowanie comptonowskie, powstające w wyniku oddziaływania relatywistycznych elektronów (o energiach rzędu GeV) z mikrofalowym promieniowaniem tła, wymaga obecności odpowiednio silnego strumienia elektronów o wysokich energiach na dużym obszarze źródła. Wysokoenergetyczne elektrony mogą występować w pobliżu radioźródeł synchrotronowych, a także w rozległych obszarach gromad posiadających radiowe halo (Coma, Perseus). Wydaje się obecnie, że ten mechanizm, ze względu na ograniczenia dotyczące wielkości pola magnetycznego, czy natężenia promieniowania w innych dziedzinach widma, nie odgrywa decydującej roli w emisji promieniowania X w gromadach. Większość autorów skłania się do przyjęcia mechanizmu promieniowania hamowania w gorącym gazie o temperaturach rzędu K jako odpowiedzialnego za emisję rentgenowską gromad. Niezależnie od wyników obserwacji w dziedzinie promieni X na obecność gazu w gromadach zdaje się wskazywać szereg faktów obserwacyjnych: 1. Obecność radioźródeł typu głowa-ogon - struktura tego rodzaju obiektów może powstać w wyniku oddziaływania szybko poruszających się radiogalaktyk z otacaającą je materią. 2. Widma radiowe źródeł w gromadach wykazują bardziej stromy przebieg niż widma innych radioźródeł (np. Longair J976; Harris 1977; van den Bergh 1977). Straty energii można przypisać oddziaływaniom z występującym w gromadach gazem. 3. Na obecność gazu w bogatych gromadach galaktyk wskazuje ilość obserwowanych tam galaktyk typu SO lub tzw. anemicznych galaktyk spiralnych (van den Bergh 1976). Galaktyki te pierwotnie były galaktykami spiralnymi, które utraciły materię gazową, poruszając się w ośrodku gazowym w wyniku tzw. procesu wymywania *(G o 11 igunn 1972; Gisler 1976; L e a i de Young 1976). 4. Bezpośrednią konsekwencją obecności gazu w gromadach powinno być obniżenie natężenia mikrofalowego promieniowania tła w wyniku rozpraszania kwantów tego promieniowania przez elektrony gorącego gazu (Sunyaev i Zeldovich 1972). Obserwacje pro- * wadzone przez G u 11 a i Northovera (1976) dają potwierdzenie występowania tego zjawiska. Dalsze argumenty przemawiające za obecnością gazu oraz hipotezą promieniowania hamowania wynikają już z obserwacji w dziedzinie rentgenowskiej: 1. Przebieg obserwowanego widma. W wyniku promieniowania hamowania termicznych elektronów widmo powinno wykazywać rozkład eksponencjalny. Niestety, aktualnie dostępne widma dla większości obiektów obejmują wąskf zakres energii kev, co nie pozwala na jednoznaczne określenie, czy widmo przyjmuje kształt eksponencjalny (promieniowanie termiczne), czy potęgowy (promieniowanie nietermiczne). Jednakże w zakresie niskich energii < 2 kev widmo szeregu gromad (Virgo, Preseus, Coma) jest bardziej płaskie, co w wypadku przyjęcia rozkładu potęgowego wymagałoby obecności wielkiej ilości materii absorbującej promieniowanie. Najlepsze dopasowania widma eksponencjalnegę dają gęstości materii zgodne z oszacowaniami zawartości gazu w naszej Galaktyce. W wyniku badań w wysokoenergetycznej części widma dla zakresu kev (Scheepmakei* i in. 1976) otrzymano wartości ograniczające promieniowanie dochodzące w tym zakresie od gromady 'Perseus.

51 Źródła poromieniowania X 39 Rys. 5. Widmo emisji rentgenowskiej' dla gromady Perseus (wg Malina i in. 1978). Oznaczenia pomiarów: 1 - Malina i in. (1978); 2 - Kellogg i in. (1975). 3 - Mitr hell i in. (1976), <t-scheep- maker i in. (1976), 5 -Serlemitsos i in. (1977). (1 kev = 1,6018 X 10-1 ^erg) Wartości te zgodne są z ekstrapolacją eksponencjalnego przybliżenia widma z przedziału kev. 2. Odkrycie emisji liniowej. W wyniku badań Ariela V wykryto linię emisyjną w okolicy 6,7 kev w widmie gromady Preseus (Mitchell i in. 1976). Analiza danych obserwacyjnych OSO 8 (S e r 1 e m i t s o s i in. 1977) potwierdziła występowanie linii emisyjnej w widmie tej gromady i odkryła obecność tej linii w widmie gromad Coma i Virgo. Czwartą gromadą, w

52 40 E. Basińska-Grzesik której wykryto linię o energii 6,7 kev, była' gromada Centaurus (Mitchell i Culhane 1977). W gazie o temperaturze K emisji liniowej o energii rzędu 6,7 kev odpowiada szereg przejść widmowych wysoko zjonizowanych jonów żelaza: Fe XXV i Fe XXVI. W tab. 4 podane są obfitości żelaza na podstawie izotermicznego modelu rozkładu gazu w gromadzie. Tak duża ilość żelaza obserwowana w gazie międzygalaktycznym narzuca pewne organiczenia na modele ewolucyjne gromad i sprawia pewne trudności przy wytłumaczeniu pochodzenia tego gazu. 3. Korelacja dzielności promieniowania Lx z dyspersją prędkości galaktyk av. W gorącym gazie w gromadach galaktyk powinna istnieć zależność pomiędzy dzielnością promieniowania rentgenowskiego, a dyspersją prędkości galaktyk (Solinger i Tucker 1972). Ponieważ emisja promieniowania hamowania jest proporcjonalna do kwadratu gęstości, można się spodziewać, że Lx~ o 4, gdzie z twierdzenia o wiriale a2~ M Obserwacje wskazują na istnienie zależności pomiędzy Lx a av, ale dość. duży rozrzut punktów nie pozwala na jednoznaczne określenie wykładnika przy av. Powstało kilka modeli teoretycznych tłumaczących emisję rentgenowską gromad galaktyk na bazie mechanizmu promieniowania hamowania w gorącym gazie. Obszerne omówienie tych modeli można znaleźć m. in. w pracach: L e a (1977), Bahcall i Sarazin (1977, 1978), Sarazin i Bahcall (1977). Gaz międzygalaktyczny w gromadzie może albo znajdować się w ruchu opadać na gromadę z zewnątrz, czy z niej wypływać albo znajdować się w stanie równowagi hydrostatycznej. Tym trzem możliwościom odpowiadają trzy grupy modeli: 1) modele hydrostatyczne, 2) modele z uwzględnieniem wiatru galaktycznego, 3) modele zakładające spadek materii z przestrzeni otaczającej gromadę. Ad 1) Porównanie dynamicznej skali czasowej oraz czasu chłodzeni^ gazu ze skalą czasową Hubble a pozwala na założenie równowagowego rozkładu gazu w gromadzie. Wśród modeli zakładających stan równowagi hydrostatycznej zaproponowano modele izotermiczne (L e a i in. 1973; Cavaliere i F u s c o-f e m i a n o 1976), politropowe (Lea 1975; Guli i Northover 1975) oraz modele uwzględniające rolę masywnych galaktyk w centrach niektórych gromad (B a h c a 11 i Sarazin 1977,1978). Najprostsze modele izotermiczne zakładały, że rozkład gazu w gromadzie stanowi izotermiczną sferę utrzymywaną w równowadze pod wpływem własnej grawitacji. Model taki określają trzy parametry - temperatura gazu T, centralna gęstość gazu nq oraz promień jądra gazowego ^.(gaz). Wielkości podane w tab. 4 oszacowane zostały na podstawie najlepszego dopasowania tego rodzaju modeli izotermicznyoh do danych obserwacyjnych. Prostym testem dla tego modelu byłoby porównanie kształtu rozkładu galaktyk z rozkładem gazu - powinien być taki sam. Niemniej model ten nie jest konsystentny, bo masa emitującego gazu jest znacznie mniejsza od masy wynikającej z twierdzenia o wiriale (jest rzędu 0.1 Mvt). Z kolei izotermiczne modele zaproponowane przez Cavalierego i Fuse o-f e m i a n o (1976) zakładały hydrostatyczny rozkład gazu w polu grawitacyjnym o potencjale określonym rozkładem galaktyk. Ilość parametrów tego modelu wzrasta d czterech: temperatura gazu T, gęstość centralna gazu nq, promień jądra galaktycznego rc(gal) oraz stosunek dyspersji prędkości galaktyk i gazu: P = nvj2/ktmh, gdzie /i średnia masa atomów gazu, - masa atomu wodoru, dyspersja prędkości galaktyk w linii obserwacji. W rzeczywistości nie można przyjmować

53 Źródła promieniowania X 41 modelu czysto izotermicznego ze względu na problemy związane z wartością masy gromady, która w tym przypadku zmierza do nieskończoności. Trudność tę om inięto przez wprowadzenie modeli politropowych, dla których równanie stanu przybiera postać: p ~ p 7, gdzie 7 = 5/3 dla modeli adiabatycznych (Gull i Northover 1975). W modelach tych otrzymuje się znacznie wyższe wartości na masę gazu zawartego w gromadzie, która w ten sposób może dać istotny w kład do masy gromady wyjaśniając częściowo problem grawitacyjnego związania tych układów. Modele politropowe określa pięć parametrów: temperatura centralna T, gęstość centralna nq, promień jądra galaktycznego rc(gal), indeks politropowy 7 oraz parametr związania gromady a = 7 ^ / r, gdzie jest temperaturą przy Obserwacje niektórych gromad takich jak Virgo, Centaurus (Perseus wykazuje znacznie bardziej skomplikowaną naturę) zdają się wskazywać na ścisły związek rozciągłego promieniowania rentgenowskiego z obecnością wybitnego źródła punktowego, jakim jest aktywna galaktyka. Dzielność promieniowania tych gromad, rozmiary obszaru gazowego i jego temperatura są znacznie niższe niż dla innych gromad. Prawdopodobnie emisja rentgenowska pochodzi od gazu znajdującego się w polu grawitacyjnym masywnych, centralnych obiektów. Ad 2) Modele z uwzględnieniem wiatru słonecznego zaproponowane zostały przez Yahila i Ostrikera (1973). Dostatecznie szybko grzany gaz, czy to w galaktykach, czy to w procesie tzw. dynamicznego hamowania ruchu galaktyk w gromadzie, może uzyskać energię pozwalającą na ucieczkę gazu z gromady w postaci wiatru. Oszacowane wartości minimum energii koniecznej do podtrzymania mechanizmu wypływu materii co najmniej 1 0 -krotnie przekraczają obserwowaną emisję w zakresie rentgenowskim (Bahcall i Sarazin 1977,1978). Ad 3) Modele uwzględniające spadek materii na centrum gromady (Gott i Gunn 1972). Przy założeniu swobodnego spadku materii pierwotnej z przestrzeni otaczającej gromadę, Gull i Northover (1975) uzyskali w rezultacie rozkład adiabatyczny. Poważną trudnością dla tego modelu jest wysoka obfitość żelaza, wyprowadzona z emisji liniowej obserwowanej dla gromad Perseus, Virgo, Coma i Centaurus. Jednym z możliwych do przyjęcia rozwiązań byłoby uwzględnienie separacji grawitacyjnej gazu w gromadzie. Oszacowane przez Fabiana i Pringle a (1977) prędkości separacji grawitacyjnej jonów Fe mogłyby doprowadzić do istotnych różnic w składzie chemicznym pomiędzy centralnymi a zewnętrznymi rejonami gromady. W modelu zaproponowanym przez Cowiego i Binneya (1977) opadający gaz jest wzbogacany przez materię wyrzucaną z galaktyk, co dawałoby gradient obfitości żelaza w gazie gromady, a średnia obfitość mogłaby odpowiadać obserwowanym wartościom. Jakie wielkości obserwowane narzucają ograniczenia przy stosowaniu powyższych modeli? Strumień promieniowania Fx i przesunięcie ku czerwieni z pozwalają na oszacowanie dzielności promieniowania Lx \ dla promieniowania hamowania: Lx ~7!0 2' K ształt widma daje informacje o średniej temperaturze gazu < T >. - Dyspersja prędkości galaktyk przy założeniu rozkładu równowagowego jest miarą potencjału grawitacyjnego w gromadzie i w ten sposób jest miarą temperatury centralnej TQ. - Porównanie rozmiarów źródła rentgenowskiego z rozmiarami optycznymi gromady pozwala na rozróżnienie pomiędzy modelami hydrostatycznymi i nierównowagowymi. Dla trzech najlepiej zbadanych gromad: Coma, Virgo i Perseus można było przeprowadzić porównanie wyników obserwowanych z przewidywaniami teoretycznymi (Bahcall i Sarazin 1977; Malina i in. 1977). Wyniki tego porównania są następujące:

54 42 E. Basińska-Grzesik 1. Modele politropow e ( 7 = 5/3, 7 = 4/3 ), proste modele izoterm iczne oraz modele uwzględniające spadek materii regulowany dopływ em wzbogaconego gazu z galaktyk są zgodne w granicach b łę d ó w z danym i obserwacyjnym i dla wszystkich trzech źródeł. G rom adę Virgo najlepiej reprezentuje m odel, w którym źró d łem rozciągłego prom ieniowania X jest gaz w halo rozciągającym się w okół galaktyki M87. Bahcall i Sarazin szacują masę centralnego obiektu na M m M&, a rozmiary na ok. 100 kpc. Model taki potwierdzają również obserwacje Gorensteina i Fabricant a (1978) w zakresie 0,15 2 kev. 2. Obfitości żelaza oszacowane na podstawie emisji liniowej dla energii ok. 6,7 kev (tab. 4) przyjm ują w przybliżeniu wartości słoneczne. Dla źró d ła Virgo (M 87) podobną obfitość uzyskał Gorenstein i Fabricant (1978 z obserwacji linii wysoko zjonizowanego żelaza (Fe XXVII - XXIV) przy energii ok. 1 kev. Różnice dla poszczególnych modeli są niewielkie. 3. Wielkość redukcji mikrofalowego prom ieniow ania tła jest silnie zależna od modelu. D ostępne dotąd wyniki (Guli 1977 omówienie wyników badań Gulla i Nothovera oraz Lake a i Partridge a) różnią się znacznie m iędzy sobą, nie dając możliwości w yboru m iędzy modelami. 4. Pom iary rozm iarów źró d ła na różnych długościach fali również mogą dopom óc w w yborze modeli. Ze względu na to, że zazwyczaj tego typu pom iary dokonyw ane są za pom ocą innej aparatury w różnych eksperym entach kosm icznych, takie porównanie może być obarczone dużym i b łęd am i system atycznym i. Mimo iż niezbędne jest uzyskiwanie coraz to now ych i dokładniejszych inform acji o przebiegu widma, emisji liniowej, czy struktury kątowej rentgenow skich grom ad, jednak w ydaje sie nierealne, żeby którykolw iek ze wspom nianych powyżej modeli b y ł w pełni wystarczający. Mapy emisji rentgenowskiej uzyskane dla gromad Virgo, Coma i Perseus zdają się wskazywać na znacznie bardziej skom plikow any charakter ź ró d e ł - praw dopodobnie gaz m a rozk ład niejednorodny, co w sposób istotny kom plikuje opis teoretyczny i m ożność porów nania przew idyw anych param etrów z wielkościami obserwowanymi. 4. ZAKOŃCZENIE Pierwsze sugestie, że obiekty położone poza naszą G alaktyką mogą być źródłam i prom ieni X, narodziły się z odkryciem izotropowego promieniowania tła (p. arty k u ły przeglądowe na tem at rentgenowskiego prom ieniowania tła -- Silk 1973; Schwartz i Gursky 1974; Schwartz 1978a), zatem należy tu wspomnieć o w kładzie, jaki do tego prom ieniowania mogą wnieść dyskretne źró d ła pozagalaktyczne. Niskoenergetyczne promieniowanie tła o energiach poniżej kilku kev jest najpraw dopodobniej pochodzenia galaktycznego (G o r e n stein i Tucker 1976). N atom iast izotropow y rozkład prom ieniowania o wyższych energiach wskazuje na jego pozagalaktyczne pochodzenie. W artość gęstości energii prom ieniowania tła szacowana jest obecnie na B = 9x 1038 erg/m pc3 (Schwartz 1978a). Może ono pow staw ać w w yniku: 1) dyfuzyjnej emisji pochodzenia m iędzygalaktycznego, 2) superpozycji prom ieniowania pochodzącego od znanych typów źró d eł galaktycznych (grom ad, galaktyk Seyferta, galaktyk norm alnych),

55 Źródła promieniowania X 43 3) superpozycji promieniowania pochodzącego od nieznanych obiektów dyskretnych o izotropowym rozkładzie w czasie i przestrzeni. Biorąc pod uwagę obecny stan wiedzy na temat promieniowania tła, jego fluktuacji, przebiegu widma, Schwartz (1978a) doszedł do wniosku, że znane klasy źródeł rentgenowskich przy odpowiednim uwzględnieniu efektów ewolucyjnych gęstości źródeł i dzielności promieniowania dają wystarczająco duży wkład do obserwowanej gęstości energii. Wiele informacji dotyczących zarówno nowych identyfikacji, jak i szczegółowych własności wybranych źródeł dyskretnych oraz tła dyfuzyjnego dostarczają ciągłe badania prowadzone za pomocą eksperymentów rakietowych, balonowych, czy satelitarnych. Od wielu miesięcy działa HEAO 1 (High Energy Astrophysical Observatory No 1) pierwszy z serii satelitów poświęconych całkowicie badaniom astrofizycznym w zakresie wysokich energii. Ogromne nadzieje pokładane są w eksperymentach zaplanowanych dla drugiego satelity z tej serii. Wprowadzenie na orbitę HEAO B, na którego pokładzie umieszczone zostaną m. in. instrumenty ogniskujące, przewidziane jest na początek 1979 r. Opracowane zostały szczegółowe programy (Schreier 1978) obserwacyjne. W dziedzinie astronomii pozagalaktycznej planuje się dokonanie przeglądów nieba do granicznej wartości strumienia 3 x l0 ~ 14erg cm~2s 1 1CP13erg cm- 2 s~ 1 ze zdolnością rozdzielczą rzędu odpowiednio Analiza emisji rentgenowskiej licznych gromad i galaktyk aktywnych pozwoli na bardziej szczegółowe przetestowanie związków z innymi własnościami obserwacyjnymi tych obiektów, a tym samym umożliwi lepsze porównanie z modelami teoretycznymi. Oczekuje się detekcji widma liniowego dla szeregu źródeł. Za pomocą instrumentów spektrometrycznych dla zakresu 0,1 4,5 kev umieszczonych na HEAO-B możliwe stanie się m. in. odkrycie linii wapnia Ca, argonu Ar, siarki S, krzemu Si, a przy z 0,5 także przesuniętej ku czerwieni emisji żelaza (Fe XXVI i Fe XXV). Informacje na temat ewolucji gromad rentgenowskich będą dostępne w wyniku obserwacji planowanych dla obiektów o wartościach z<0,5. Natomiast bliskie źródła, zarówno gromady jak i galaktyki aktywne, poddane zostaną szczegółowym badaniom pozwalającym na dokładniejsze określenie ich struktury, rozkładu emisji liniowej, a także charakteru zmienności natężenia promieniowania. Równocześnie przewiduje się badania galaktyk normalnych i poszczególnych źródeł w tych galaktykach (np. dyskretnych źródeł w Obłokach Magellana, czy rozkładu źródeł typu gwiazdowego w Galaktyce Andromedy). Obserwacje promieniowania X od gromad galaktyk II rzędu o ile potwierdzą obecność emisji rentgenowskiej stwierdzonej przez M u r r a y a i współprac. (1978) (p. także Giacconi 1978; Kellogg 1978) mogą dopomóc do zrozumienia mechanizmów zachodzących w poszczególnych gromadach, a także dość pewne informacje o charakterze dyfuzyjnego tła rentgenowskiego. Astrofizyka wysokich energii, a w tym astronomia rentgenowska, obejmując tak szeroki zakres zjawisk zachodzących w przyrodzie od ostatnich stadiów ewolucji gwiazd poprzez zjawiska występujące w aktywnych galaktykach do ewolucji gromad galaktyk i zagadnień związanych z ewolucją Wszechświata - jest dziedziną fascynującą zarówno fizyków, jak i astronomów. Ogromnie szybki jej rozwój jest możliwy m. in. właśnie dzięki realizacji tego typu eksperymentów, jak umieszczenie w przestrzeni kosmicznej satelitów serii poświęconej badaniom w dziedzinie wysokich energii, czy udział w planowanym na lata osiemdziesiąte wprowadzeniu na orbitę okołoziemską tzw. promu kosmicznego (NASA Shuttle Program), co pozwoli na długotrwałe obserwacje z możliwością wymiany i renowacji aparatury.

56 44 E. Basińska-Grzesik LITERATURA A b e 11, G. O., 1958, AstrophysJ.Suppl.Ser., 3, 211. Apparao, K. M. V., M a r a s c h i, L., B i g n a m i,g., H e 1m k e n, H., Margon, B., H j e 11 - m ing, R., Bradt, H. V., Dover, R. G., 19"7* Nature, 273, 450. B a h c a 11, N 1977a, Astrophys.J., 217, L77. B a h ca 11, N., 1977b, Astrophys.J., 218, L93. B a h c a 11, J. N., S a r a z i n, C. L., 1977, Astrophys.J., 213, L99. B a h c a 11, J. N., S a r a z i n, C. L., 1978, Astrophys.J., 219, 781. B a u t z, L. P., Morgan, W. W., 1970, Astrophys.J., 162, L149. Blum enthal, G. R., Tucker, W. H., 1974, w: R. G i a c c o n i i H. G u r s k y (eds), X-Ray Astronomy", D. Reidel, 99. Bowyer, S., By ram, E. T., Chubb, T. A., Friedman, H., 1964, Nature, 201, Bowyer, S. C., Lampton, M., Mack, J., de Mendonca, F., 1970, Astrophys.J., 161, L I. Bradt, H., Mayer, W., Nar a ran, S., R appaport, S., S p a d a, G., 1967, Astrophys.J., 150, L199. B y ram, E. T., Chubb, T. A., Friedman, H., 1966, Science, 152,66. Cavaliere, A. F us c o-f e m i a n o, R., 1976, Astrom Astrophys., 49,137. Charles, P. A., Longair, M.S., Sanford, P. W., 1975, M.N.R.A.S., 170, 17P. C o o k e, B. A., Ricketts, M. J., M a c c a c a r o, T.; P y e, J. P., E 1 v i s, M., Watson, M. G., G r i f f i t h s, R. E., Pounds, K. A., McHardy, I., Maccagni, D., Seward, F.D., Page, C.G., Turner, M. J. L., 1978, M.N.R.A.S., 182, 489. Copenhagen Conference on Quasars and Active Nuclei o f Galaxies (Ulf be ck, O. ed.), 1978, Physica Scripta, 17, No 3. C o w i e, L. L., B i n n e y, J., 1977, Astrophys.J., 215, 401. Culhane.J. L., 1977a, Vistas in Astronomy, 19,1. C u 1 h a n e, J. L., 1977b, w: E. M U 11 e r (ed.), Highlights o f Astronomy, 4, 293. C u 1 h a n e, J. L., 1978, Q Jl.R.Astr.Soc., 19,1. de B r u y n, A. G., Wilson, A. S., 1976, Astron. Astrophys., 53, 93. Elvis, M 1976, M.N.R.A.S., 117, 7P. E 1 v i s, M., M a c c a c a r o, T., Wilson, A. S., Ward, M. J., P e n s t o n, M. V., F o r b u r y, R. A. E., Per ola, G. C., 1978, M.N.R.A.S., 183,129. Fabian.A.C., Pringle, J. E 1977, M.N.R.A.S., 181, 5P. Fornan.W., Jones, C., C o m i n s k y, L., Ju lien, P.,Muiray, S., Peters, G., Tananb a u m, H., G i a c c o n i, R., 1978, Astrophys.J.Suppl.Ser., w druku. Fritz, G., Davidsen, A., Mee kins, J.F., Friedman, H., 1971, AstrophysJ., 164, L81. G i a c c o n i, R., 1978, Physica Scripta, 17, 377. Giacconi, R., G u r s k y, H., P a o 1 i n i, F., Rossi, B., 1962, Phys.Rev.Lett., 9, 439. Giacconi, R., Murray, S., Gursky, H Kellogg, E., Schreier, E., Matilsky, T., Koch, D., T a n a n b a u m, H., 1974, Astrophys.J.Suppl.Ser., 27, 37. G i s 1 e r, G. R., 1976, Astron. Astrophys., 51, 137. G o r e n s t e i n, P., F a b r i c a n t, D , Cospar/Iau Symp. on X-ray Astronomy, Innsbruck G o r e n s t e i n, P., Fabricant, u., T o p k a, K., Tu c k e r, W., Harnden, F. R. Jr., 1977, A strophysj., 216, L95. G o r e n s t e i n, P., F a b r i c a n t, D., T o p k a, K., Harnden, F.R. Jr., Tucker, W., 1978, AstrophysJ., 224 (Sept. 15), w druku. G orenstein, P., Tucker, W., 1976, Ann.Rev.Astron.Astrophys., 14, 373. G o 11, J. R., Gunn, J. E., 1972, Astrophys.J., 169, L13. G u 11, S. F., 1977, w: E. Muller (ed.), Highlights o f Astronomy 4, 341. Gull, S'. E., No rt hover, K. J. E 1975, M.N.R.A.S., 173, 585. Gull, S. F No rt hover, K. J. E., 1976, Nature, 263, 572. Gursky, H., Kellogg, E., Murray, S., Leong, C., Tananbaum, H., Giacconi, R., 1971, AstrophysJ., 167, L81.

57 Źródła promieniowania X 45 Gursky, H., So linger, A., Kellogg, E., Murray, S., Tananbaum, H., Giacconi, R., C a v a 1i e r e, A., 1972, Astrophys.J., 173, L99. G u r s k y, H., Schwartz, D.A., 1974, w: R. G iacconi i H. G ursky (eds) X-ray Astronomy, D. Reidel,,359. Gursky.H., Schwartz, D., 1977, Ann.Rev.Astron. Astrophys., 15, 541. H a r r i s, D. E., 1977, w: E. Muller (ed.), Highlights o f Astronomy, 4, 321. Hoyle, B u r b r i d g e, G. R., Sargent, W. L. W., 1966, Nature, 209, 751. I v e s, J. C., Sanford, P. W., P e n s t o n, M. V., 1976, Astrophys.J., 207, L159. Jones,C., Forman, W., 1977, Astrophys.J., w druku. K a t z, J. I., 1976, Astrophys.J., 207, 25. K e 11 o g g, E., 1974, w:r. G iacconi i H. G ursky (eds), X-ray Astronomy, D. Riedel, 321. K e 11 og g, E., 1978, Astrophys.J., 220, L63. K e 11 o g g, E., B a 1w i n, J. R., Koch, D., 1975, AstrophysJ., 199, 299. K e 11 o g g, E., Murray, S., 1974, AstrophysJ., 193, L57. K h a c h i k i a n, E. E., Weedman, E. W., 1974, Astrophys.J., 192,581. K w a s t, T 1975, Post. Astr., XVIII, 55. L e a, S. M., 1975, Astrophys. Lett., 16, 141. L e a, S. M., 1977, w: E. Muller (ed.), Highlights o f Astronomy, 4, 329. Lea, S. M., Silk, J., Kellogg, E., Murray, S., 1973, Astrophys.J., 184, L105. L e a, S., de Young, D. S., 1976, Astrophys.J., 210, 647. L i g h t m a n, A. P., Giacconi, R., Tananbaum, H., 1978, Astrophys.J., w druku. L o n g a i r, M. S., 1976, w: E. KJKharadze (edi), Stars and Galaxies from the Observational Point o f View, 277. Lugger,?., 1978, Astrophys.J., 221, 745. Malina, R., Lea, S. M., Lamp ton, M., Bowyer, S., 1978, Astrophys.J., 219, 795. M i 1 e y, G. K., P e r o 1 a, G. C., v a n d e n K r u i t, P. C., v a n d e r L a a n, H., 1972, Nature, 237, 26V. Mitchell, R. J., Culhane, J. L., 1977, M.N.R.A.S., 178, 75P. Mitchell, R. J., Culhane, J. L., Davison, P. J. N Ives', J. L., 1976, M.N.R.A.S., 175, 29P, M u r r a y, S. S., Forman, W., Jones, C., Giacconi, R., 1978, Astrophys.J., 219, L89. O w e n, F. N., 1974, Astrophys,J 189, L55. P a c i e s a s, W. S., M u s h o t z k y, R. F., P e 11 i n g, R. M., 1977, M.N.R.A.S., 178, 23P. R e es, M. J., 1978, Physica Scripta, 17, 193. R e p h a e 1 i, Y., 1977a, Astrophys.J., 212, 608. R e p h a e 1 i, Y., 1977b, Astrophys.J., 218, 323. Ricker, G. R., Clarke, G. W., Doxsey, R. E., Dower, R. G., J e r n i g a n, J. G., Delvaille, J. P., Me Alpine, G. M., Hje liming, R. M., 1978, Nature, 271, 35. R i c k e 11 s, M. J., Cooke, B. A., Pounds, K. A., 1976, Nature, 259,546. Rood, H. J., S astry, G. N 1971, Publ. A.S.P., 83, 313. S a r a z i n, C. L., B a h c a 11, J. N., 1977, Astrophys.J.Suppl.Ser., 34,425. S c h e e p m a k e r, A., Ricker, G. R., Brecher, K., Ryckman, S.G., B a 1 la n t i n e, J. E., Doty, J. P., Downey, P. M., Lewi n, W. H. G., 1976, Astrophys.J., 205, L65. S c h n o p p e r, H. W., Delvaille, J. P., 1977, Trans.of N.Y.Ac.of Sci., w druku. Schnopper, H. W., E p s t~e i n, A., D e 1 v a i 11 e, J. P., Tucker, W., Doxsey, R., Jetn i g a n, G., 1977, Astrophys.J., 215, L7. S c h r e i e r, E., 1978, H EAO -B Consortium Program. S c h w a r t z, D. A., 1978a, Cospar/lau Symp. on X-ray Astronomy, Innsbruck. S c h w a r t z, D. A., 1978b, AstrophysJ., 220, 8. Schwartz, D., Gursky, H., 1974, w:r. G iacconi i H. G ursky (eds), X-ray Astronomy, D.Reidel, 359. Serlemitsos, P. J., Smith, B. W., Boldt, E. A., H o 11, S. S., Swank, J.H., 1977, A strophysj., 211, L63. Silk, J., 1973, Ann.Rev.Astron, Astrophys., 11, 269.

58 46 t'. Basińska-Grzesik Solinger, A. B., Tucker, W. H., 1972, Astrophys.J., 175, L107. S t a r k, J. P., 1978, Cospar/Iau Symp. on X-ray Astronomy, Innsbruck. S u n y a e v, R. A., Z e 1d o v i c h, Y. B., 1972, Comments Astrophys. Space Phys., 4, 173. Tananbaum, H., Peters, G., Forman, W., G i a c c o n i, R., J o n e s, C., A v n i, Y., 1978, Astrophys.J., 223, 74. T y 1 1 e r, D., Vidal, N. V., 1978, M.N.R.A.S., 182, 33P. v a n d e n Bergh, S., 1976, Astrophys.J., 206, 883. v a n d e n Bergh, S., 1977, Vistas in Astronomy, 21, 71. W a r d, M. J., Wilson, A. S., Disney, M. J., Elvis, M., 1977, Astron. Astrophys., 59, L19. W a r d, M. J., Wilson, A. S., P e n s t o n, M. V., Elvis, M., M a c c a c a r o, T., T r i 11 o n, K. P., 1978, Astrophys.J., 223, 788. Weedman, D.W., 1977a, Ann.Rev.Astron.Astrophys., 15, 69. W e e d m a n, D. W., 1977b, Vistas in Astronomy, 21, 55. W i 1 s o n, A. S., P e n s t o n, M. V., Fosbury, R. A. E., Boksenberg, A., 1976, M.N.R.A.S., 177, 673. Wolf,R. S., Helava, H., K i f u n e, T., Weisskopf, M. C., 1974, Astrophys.J., 193, L53. Y a h i 1, A., O s t r i k e r, J. P., 1973, Astrophys.J., 185, 787.

59 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 TESTOWANIE SYMETRYCZNYCH MODELI WSZECHŚWIATA* EDMUND SKARŻYŃSKI Instytut Filozofii Uniwersytetu Jagiellońskiego (Kraków) IIPOBEPKA CHMMETPHqHbIX MOflEJtEfi BCEJIEHHOft 3. C K a p * H H b C K H ConepjKaHH'e B CTaTbe o 6 c y» a ia e M MOAejib O M H eca (6ap H 0H H 0e h k c jio pabho H yjn o) h o c o 6 c h h o r a n e - h h h pa3aenehhh, u coehhhehhh b 3 to h Bce^eHHOH. J l ji n ynpoiueh H H npoctpah- CTBO CMHTaeM pa3uihphk)lnemch H ebkjlhjlobom. 110Ka3bIBaeTCH, MTO rip o rp ec C B (})H3HKe 3Jie- MeHTapHMX HaCTHU BJIHHeT Ha KapTH Hy K ak CHMMeTpHMHOrO TaK H ahthchmmctphhhoro E H r- -E a H ra. TESTING OF SYMMETRIC MODELS OF THE UNIVERSE Abstract In the article we discusse the 0 nines model (baryon number equal to zero) and especially the phenomena of the separation, diffusion and coalescence in the Universe. For the simplicity we assurtie the space as expanding and euclidean. It appears that the progress in the physics of elementary particles changes the picture of symmetric and antisymmetric Big-Bang. 1. WSTĘP / Niektórzy myśliciele w poznaniu globalnej struktury Wszechświata upatrują sens istnienia ludzkości. Tymczasem dane obserwacyjne dla kosmologii to przede wszystkint przesunięcie ku *R eferat wygłoszony na XVIII Zjeździe PTA w Olsztynie, 20 IX 1977 r. f47]

60 48 E. Skarżyński czerwieni w widmach galaktyk oraz istnienie promieniowania tła nieba o temperaturze 2,7 K oraz o widmie planckowskim. Owe dane a priori nie wyróżniają konwencjonalnego modelu Big-Bangu od modelu systematycznego, którego całkowity ładunek barionowy jest równy zeru. Najistotniejszym jednak argumentem za tym ostatnim modelem jest fakt, że lepiej pasuje on do praw fizyki i zasad estetyki (Skarżyński 1977). Pierwszy model symetryczny został stworzony przez A 1f v e n a (1965) i był modelem Metagalaktyki. Metagalaktyka Alfvena była z kolei fragmentem Wszechświata euklidesowego i hierarchicznego. Wynika stąd, że model Alfvena nie b y ł właściwie modelem symetrycznego Big-Bangu. Innym ładunkowo symetrycznym modelem był model Ń a a n a (1964), który stanowił sumę świata i antyświata. Ten ostatni powstawał w wyniku zastosowania operacji CPJ do świata. Jest to jednak widoczne, że ten model nie ma żadnych konsekwencji obserwacyjnych, ani też nie jest modelem Big-Bangu. Dlatego za pierwszy faktyczny model symetrycznego Bi^-Bangu należy uznać model Omnesa (1969). Autor ten, ęhcąc wyjaśnić strukturę Wszechświata, podał teorię ewolucji gorącej i ładunkowo symetrycznej plazmy, której rozwój zaczyna się z kosmologicznej osobliwości. W wyniku otrzymuje się obecną strukturę Wszechświata jako złożonego z galaktyk i antygalaktyk. Istnieje kilka wersji teorii Omnesa i każda zmiana w teorii cząstek elementarnych prowadzi do modyfikacji tej teorii. Obliczenia na ogół prowadzi się w przestrzeni euklidesowej, bowiem w teorii jest wiele wolnych parametrów. Teoria Omnesa przewiduje określony charakter widma 1(E) promieniowania. 7 dla E > 1 MeV, które powstało dla z > 100 i które może być testowane empirycznie. Z tego względu teoria Omnesa chociażby skrótowo jest warta rozpatrzenia. 2. ZAGADNIENIE SEPARACJI MATERII I ANTYMATERII Omnes przyjmuje, że separacja plazmy na obszary materii i antymaterii ma miejsce pod koniec ery hadronowej. Plazma jest jednorodną mieszaniną hadronów i antyhadronów. W niektórych wersjach teorii przyjmuje, się mieszaninę kwarków i antykwarków. Jeśli w teorii przyjmiemy turbulencję początkową równą 4 x 102 c m -s ' 1 w czasie 10 5 s, to otrzymujemy dobry wynik na stosunek ilości barionów b do ilości fotonów 7 na jednostkę objętości b/y = Teorię tyęh zagadnień można znaleźć w pracach (K u n d t 1971; Z e 1 d o w i c z i Nowik o w 1975; Aly, Caser, Omnes, Puger, Vallados 1974), gdzie też można przeczytać uwagi krytyczne na temat modelu Omnesa. Okazuje się, że w pełni możliwy jest proces separacji plazmy. Niech S będzie gęstością entropii na jednostkę objętości, B lokalną gęstością barionów, A - stałym współczynnikiem wtedy podstawowe równanie separacji ma postać: < (1) Wprowadzając współczynnik dyfuzji D oraz B b - BQ, gdzie BQjest liczbą barionową w stanie równowagi, można je przekształcić na prawo dyfuzji:

61 Symetryczne modele Wszechświata 49 = D V 2 b. (2) Jeśli B Bq to blisko minimum funkcji S możemy napisać: ~ = - D V 2B, (3) co oznacza, że równanie (3) opisuje niestabilność, bowiem dyfuzja nie ma miejsca. Plazma taka dla T> 350 MeV rozdziela się na dwa rejony: jeden z nadmiarem, drugi z niedomiarem barionów. Powstaje pytanie, jakie są rozmiary r rozseparowanych kropel materii i antymaterii? Teoria daje tu odpowiedź, że r = (Dt)2, gdzie t jest czasem od osobliwości kosmologicznej. Cała materia zmienia się w emulsję, czyli mechaniczną mieszaninę barionów i antybarionów, zaś symetria ładunkowa ma miejsce tylko w dużych obszarach. Ponieważ temperaturze T= 350 MeV odpowiada czas t = 10 5 s, to współczynnik dyfuzji określany jest przez zderzenia cząstek silnie oddziaływających, poruszających się z prędkością v = c. Z kinetycznej teorii wiemy, że D = 1 /3X«, przy czym średnia droga swobodna X w naszym przypadku wynosi 1 fermi. Stąd r- 10~4 cm, co odpowiada 500 gramom materii i antymaterii jako ziarnom emulsji. W wysokiej temperaturze następuje równowaga wewnątrz ziaren, gdyż anihilacja na granicy kompensowana jest przez powstawanie par. W rezultacie dalszego rozszerzania się na mocy prawa RT = const temperatura się obniża. Przy temperaturze T> 3 MeV protony zamieniają się w neutrony, które dyfundują szybciej niż protony. Oznacza to, że współczynnik dyfuzji ulega zmianie. Dla T = 1,3 MeV oznacza to, że r = 10 cm. Rola dyfuzji neutronów w anihilacji została podkreślona przez Steig- manna. 3. OKRES KOALESCENCJI Początkowy promień ziaren emulsji zwiększa się na skutek rozszerzania się Wszechświata zgodnie z wzorem: r = t = r (4) T R w Stosunek ilości barionów do ilości fotonów w jednostce objętości we Wszechświecie symetrycznym również się zmienia. O m n ć s zakłada, że gdy tylko P1 = 10 8, to we Wszechświecie zjawia się nowy mechanizm hydrodynamicznego rozdzielania, zwany koalescencją. Koalescencja to zlewanie się obszarów materii i oddzielnie obszarów antymaterii. Mechanizm ten jest związany z wydzielaniem się energii anihilacji, która prowadzi do fuzji emulsji, np ziaren.' Fenomenologicznie zjawisko to można opisać jako występowanie napięcia 4 Postępy A stronom ii tom X X V I I z. 1/1979

62 50 E. Skarżyński powierzchniowego, które prowadzi do zmniejszenia się powierzchni rozdziału materii i antymaterii. Omnźs uważa, że na skutek tego mechanizmu oraz ekspansji Wszechświata, przy niezmienionej wartości, obszary materii lub antymaterii zwiększają się do 1022 cm, co prowadzi do powstawania mas 1011 MQ, czyli do tworzenia się galaktyk. Obliczenia koalescencji nie są łatwe. Zdaniem Zeldowicza i Nowikowa (1975) koalescencja prowadzi do wydzielania się energii anihilacji przewyższającej 20 razy gęstość energii w widmie planckowskim, co prowadzi do zmiany widma promieniowania szczątkowego. B a r d e e n (1973) zwrócił uwagę, że w momencie rekombinacji w modelu Omnesa -^ ~ 1, co prowadzi do szybkiego powstawania układów związanych grawitacyjnie, których gęstość jest rzędu g cm- 3, a więc wyższa od gęstości Galaktyki równej 10~30 g*cm~3. 4. TESTY EMPIRYCZNE Promieniowanie elektromagnetyczne o energiach zawartych w przedziale kev interesuje astronomów promieniowania X, natomiast fotony o energii powyższej 500 kev interesują astronomię y. W teorii Omnesa promienie y powstają w wyniku rozpadu neutralnych pionów. Stąd wynika, że badanie widma promieniowania y może dostarczyć testu dla teorii Omnesa. Kosmiczne, izotropowe tło promieniowania y oraz X udało się wyznaczyć przy użyciu satelitów typu Kosmos, Proton, Ranger oraz Explorer. Wykres natężenia w funkcji energii fotonów można porównać z wykresem teoretycznym, w którym uwzględnia się teorię Omnesa (Stecker, Morgan, Bredekamp 1971). Uwzględnienie teorii Omnesa przewiduje załamanie się widma dla energii > 50 MeV, podczas gdy hipoteza traktująca promieniowanie 7 jako wynik oddziaływania wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego przewiduje załamanie się widma dla energii > 7 GeV. Dane obserwacyjne nie są tu rozstrzygające. Interpretacja widma też jest niejednoznaczna. LITERATURA A 1 f v ć n, H., 1965, Rev. Mod. Phys., 37, 652. A 1 y, J.J., Caser, S., Omnes, R., Puget, J.L., 1974, Astron. Astrophys., 35, 271. Bardeen, I.M., 1973, Sympozjum MUA, Kraków. K u n d t, W., 1971, Springer Tracts Modern Physic, 58, 1. Naan, G.J., 1964, Publ. Tartu. Astr. Observ., 34, 423. Omnes, R., 1969, Phys. Rev. Lett., 23, 48. Skarżyński, E., 1978, Reports on Philosophy, 2, 94. Stecker, F.W., Morgan, D.L.Jr., Bredekamp, J., 1971, Phys. Rev. Lett. 21, Zeldowicz, Ja.B., Noivikow, I.D., 1975, Strojenie i ewolucja Wsielennoj, Nauka, Moskwa, str

63 Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 NAUKOWE OŚRODKI ASTRONOMICZNE W KRAJU Aktualizacja na 1 IX 1978 r. Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika (PAN): 3 VI 1978 r. zmarł doc. dr hab. Bronisław K u - c h o w i c z. 1 VII 1978 r. dr hab. Jan Smoliński powołany został na stanowisko docenta. Od 1 VIII 1978 r. mgr Witold W i 1 a n o w s k i, a od 1 IX 1978 r. mgr Zdzisław Otwinowski zostali zatrudnieni na stanowiskach asystentów. Instytut Astronomii Uniwersytetu im. M. Kopernika (Toruń): W dniu 24 VI 1978 r. odbyła się obrona pracy doktorskiej mgr Danuty Zarembiny pt. Wyznaczenie składu chemicznego gwiazdy metalicznej T UMa. Promotor: doc. dr hab. Andrzej Woszczyk, recenzenci: prof, dr hab. Wilhelmina Iwanowska, doc. dr hab. Robert Głębocki. W dniu 16 V 1978 r. odbyła się obrona pracy doktorskiej mgr Felicjana Karmińskiego pt. Rezonansowy.ruch asteroidów. Problem luk w rozkładzie ruchów średnich. Promotor: doc. dr hab. Stanisław Gąska, recenzenci: prof, dr hab. Hieronim H u r n i k, doc. dr t hab. Grzegorz Sitarski. Magisteria uzyskali: Lidia Gawenda, Wanda Kubiak, Tadeusz Michałowski, Marian Rzemykowski, Ewa Sosna, Ewa S u m e 1 k a, Ewa Janaszak. [51]

64 I. - ' I.

65 KRONIKA POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 BRONISŁAW KUCHOWICZ Zmarł nagle w dniu 3 czerwca. Śmier' zaskoczyła Go w 47 roku życia. Nastąpiła niespodziewanie, dosięgła Go w pełni sił twórczych. Urodził się w Gnieźnie. Po nagłej śmierci ojca, byłego powstańca wielkopolskiego,- w przededniu uwięzienia przez okupanta hitlerowskiego - wychowanie syna spadło na owdo\yiałą matkę. Począwszy od okupacyjnych tajnych kompletów, Bronisław Kuchowicz ukończył szkołę średnią w rodzinnym mieście w 1950 r. Studiował fizykę w Uniwersytecie Poznańskim w latach Ukończył studia magisterskie fizyki i matematyki w Uniwersytecie Warszawskim w 1956 r. Od roku 1955 był pracownikiem I nstytutu Badań Jądrowych w Warszawie. W 1962 r. rozpoczął wykłady z fizyki jądrowej i matematyki stosowanej - a później również kosmochemii - na Wydziale Chemii Uniwer-. sytetu Warszawskiego. Prowadził je przez 16 lat. Przez 9 lat łączył je z pełnionymi obowiązkami kierownika Podyplomowego Studium Radiochemii. Jesienią 1977 r. przeszedł dp Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika w Warszawie. Umarł w niewiele dni po oficjalnym zainaugurowaniu pracy Centrum. Bronisław Kuchowicz zaczął swoją działalność jako fizyk do rachunku komory dryftowej akcele-, ratora liniowego protonów. Przedmiotem Jego pierwszych poszukiwań teoretycznych była przemiana promieniotwórcza beta. Wyniki ich dały podstawę pierwszym 8 publikacjom z lat Rozwijając się jako fizyk-teoretyk, Kuchowicz zawsze troszczył się o wzbogacenie swego skądinąd znakomitego uzbrojenia matematycznego. Nigdy nie zatrzymywały Go nawet najtrudniesze metody matematyczne fizyki. W okresie penetrowania podstaw przejść beta zrodziło się Jego głębokie zainteresowanie zagadnieniem neutrina. Nie opuściło Go do końca życia. Na przestrzeni lat poświęcił mu ponad 30 prac. W 1966 r. opracował liczącą 440 stronic bibliografię i przegląd literatury neutrina. Zbroszurowany przegląd The cosmic i>ukazał się w 1972 r. Obszerny przegląd krytyczny Neutrinos from the Sun zamieściły Reports [53]

66 54 Kronika on progress in physics w 1975 r. Działalność w zakresie syntezy wiedzy o neutrinach, zwłaszcza słonecznych i kosmicznych, przyniosła Kuchowiczowi miano archeologa neutrina wg wyrażenia F, Reinesa. Zagłębienie się w problematykę neutrina dodało Kuchowiczowi bodźca do wkroczenia w dziedzinę, która rychło zaczęła Go szczególnie pasjonować: w dziedzinę astrofizycznych aspektów fizyki jądrowej. W kilku pracach rozpatrzył ruch neutrina w materii nadgęstej. W ciągu 8 lat ( ) zajmował się sferami, wypełnionymi cieczą doskonałą, jako obiektami modelowymi. Poświęcił szczególną uwagę ich własnościom relatywistycznym - z myślą o gwiazdach neutronowych. Reagując we właściwy sobie sposób na aktualne wydarzenia w dziedzinie fizyki jądrowej, zawsze Mu bliskiej, oraz w dziedzinie astrofizyki niezmiennie go fascynującej, Kuchowicz zajął się najpierw możliwościami nukleosyntezy pierwiastków superciężkich w ogóle (wraz z M. Kowalskim, w 1969 r.), później galaktycznej (1970). Seria Jego prac, opublikowanych w latach , poświęcona została prawdopodobieństwu nukleosyntezy plutonu, prometu, pierwiastków transuranowych i superciężkich w gwiazdach osobliwych typu A. Z biegiem lat napór twórczy K u chowicza rozwija się. Ciągle zajmuje się nautrinem i ciągle powraca do swoich sfer relatywistycznych, a coraz głębiej zapuszcza się w ogólną teorię względności. Leżą Mu na sercu jej aspekty kosmologiczne. Nurtują Go konsekwencje pierwotnej koncepcji czasoprzestrzeni Einsteina, prowadzące do osobliwości, sprzecznych z fizyczną sensownością. Możliwości budowy modelu kosmologicznych na podstawie teorii Einsteina-Cartana, na gruncie czasoprzestrzeni ze spinem i torsją, bez osobliwości, to główny motyw wytężonych poszukiwań Kuchowicza w latach ostatnich. W kręgu żywego, aktywnego zainteresowania Kuchowicza znajdowała się również kosmochemia. Pilnie śledził rozwój kosmochemii zwłaszcza tych związków, które mają znaczenie dla ewolucji chemicznej materii, a szczególnie dla powstania życia. Trudno w sposób zwięzły scharakteryzować całokształt twórczości Kuchowicza. Pozostawił po sobie wielką liczbę publikacji. Ich lista zawiera ok. 150 pozycji ściśle naukowych - oryginalnych i przeglądowych. Taka sama jest liczba innych pozycji, przede wszystkim popularnonaukowych. Ale publikacje, mimo ich uderzającej obfitości, wcale nie zamykają bilansu wydatkowanej energii twórczej Kuchowicza. Trzeba tu dodać wykłady, referaty na seminariach i zjazdach naukowych w kraju i zagranicą, prelekcje publiczne, różne wystąpienia. Niepodobna przemilczeć ich nasycenie wiedzą, faktami, interesującymi przykładami, ich logikę, siłę przekonywania i poziom intelektualny. Są dowody, że właśnie w taki sposób był oceniany za granicą - w ZSRR, na Węgrzech, we Włoszech, w USA, Anglii i RFN. Los zrządził, że Kuchowicz nie pozostawił po sobie dzieła na miarę swoich możliwości i zamierzeń. Największą zrealizowaną jego publikacją była licząca 1144 stronice bibliografia Nuclear and relativistic astrophysics (4 tomy, ). Już po zgonie Autora ukazała się napisana wspólnie z J.T. Szymczak książka Dzieje materii przez fizyków odczytane (Wiedza Powszechna, 1978). W druku znajduje się Jego Kosmochemia (PWN, 443 stronice). Do Encyklopedii fizyki (plan 1980 r.) weszły Jego 3 artykuły. Wkład Jego"autorstwa będzie zawierała Fizyka i ewolucja wnętrza Ziemi (red. R. T e i s s e y r e). Kuchowicza cechowała niespotykana chłonność umysłu. Znakomita znajomość języków obcych, zwłaszcza niemieckiego i angielskiego, pomagała Mu obejmować wiedzę od fizyki, matematyki i astronomii przez literaturę, filozofię i historię do geografii, biologii, botaniki i chemii. Chciał i umiał czytać, słuchać, analizować, rozumieć poglądy innych, choćby najbardziej odmienne, dziwne, niekonwencjonalne. Stąd - ' przy Jego ogromnej pracowitości wzięła się szczególna predestynacja do prac przeglądowych, analizujących i syntetyzujących, bibliograficznych na wielką skalę.'na takim tle rodziły się Jego własne poglądy - od razu o dużym, zaskakującym stopniu dojrzałości. Ten styl pracy i uzyskane dzięki niemu wyniki zyskały Mu przyjaciół i uznanie nie tylko w kraju, aie również daleko poza jego granicami. Prace Kuchowicza objęły szerokie pole od ogólnej teorii względności do kosmologii, od neutrina do kosmo- i radiochemii. Do każdej z tych dziedzin wniósł on idee, zrodzone z twórczej wyobraźni... - napisali D. Schramm z Chicago ib. Paczyński z Warszawy....Był człowiekiem, który dzięki zadziwiającej rozległości wiedzy w pływ ał na innych pobudzająco w stopniu najwyższym - wspomina M. R e e s z Cambridge (Anglia)....Sprawiły nam radość jego odwiedziny w naszym laboratorium - napisał R. Davis z Brookhaven National Laboratory (USA). Z głębokim i wielkim żalem dowiedziałem się o śmierci mojego przyjaciela Kuchowicza - doniósł V. d i Sabbata z Bolonii.

67 Kronika 55...Jest to wielka strata dla Waszego Uniwersytetu i dla m łodszego pokolenia Waszego kraju, które tak wiele m ogłoby się od niego nauczyć - z żalem stwierdził E. B a g g e z Kilonii. Słow a Baggego rezonują z wielkim dorobkiem Kuchowicza w zakresie szerzenia wiedzy. Chociaż niezmordowana praca w tym kierunku zyskała Mu szerokie uznanie oraz publiczną sym patię i w dzięczność i chociaż nikt nawet nie próbow ał zarzucić Mu b łęd ó w lub wulgaryzacji, to jednak znaleźli się tacy, którzy z tego powodu traktowali Go,jak arystokraci plebejusza. W iedział o tym i b o lał z tego powodu. Albowiem w plejadzie prac przeglądowych i popularnonaukowych przejawiło się nie co innego, jak Kuchowicza afirmacja człow ieka. Przepełn iało G o pragnienie dzielenia się z innym i tym, co ch ło n ął z ogromną energią, w ytrw ałością i pasją; najnowszymi zdobyczam i wiedzy specjalnej i tej niespecjalnej, która b y ła Mu bliska. Z tego nurtu w yrosło przejęcie się kosmologią - koncepcją fizyczną o tak dużej ogólności, że sięgającej aż do granic, za którym i zaczyna się filozofia nauki i filozofia człowieka. I oto jeszcze jedna n iezw ykła cecha Kuchowicza: m iał wrażliwość, w yobraźnię i duszę artysty. Zatopiony w kreowanym przez siebie świecie tw órczych wizji - w świecie, którego istnienia można b y ło jedynie dom yślać się - nieraz obojętnie przechodził obok spraw materialnych, praktycznych, o dużej nawet wadze życiow ej. M ało Go w tedy ob ch od ziły takie sprawy, jak doktorat, habilitacja, w yjazdy zagraniczne, nagrody i wyróżnienia. B y ł człow iekiem i uczonym wielkiej klasy, niezwykle skromnym i o wielkiej bezinteresownej życzliwości dla innych ludzi. Takim pozostanie w ludzkiej pamięci. Bruno Lang

68

69 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 XXI OLIMPIADA ASTRONOMICZNA H. CHRUPAŁA W roku szkolnym 1977/1978 przeprowadzono kolejną olimpiadę astronomiczną. Olimpiady takie, organizowane przez Planetarium i Obserwatorium Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika w Chorzowie od 1958 r., prowadzone są w specyficznych warunkach kształtowanych głównie przez stan astronomii jako przedmiotu nauczania w szkole średniej. Stan ten determinowany jest przez wiele czynników, z których najważniejszymi są zadania i cele tego przedmiotu nauczania, jego-program (rozumiany tu jako uporządkowany zbiór haseł), podręczniki, wyposażenie szkół w odpowiednie pomoce naukowo-dydaktyczne, przygotowanie merytoryczne i metodyczne nauczycieli prowadzących ten przedmiot. Nie wymaga chyba obszerniejszego uzasadnienia stwierdzenie, że z tej perspektywy poziom szkolnego kursu astronomii jest niezwykle niski, a pozycja astronomii jako przedmiotu nauczania - marginalna. Olimpiady astronomiczne są imprezami, które mają ambicję uzupełnienia w pewnym stopniu braków szkolnego kursu astronomii poprzez stworzenie możliwości głębszego zetknięcia się z astronomią uczniom o wyróżniających się zainteresowaniach tą dyscypliną naukową. Znajduje to odzwierciedlenie w celach, zadaniach i założeniach dydaktycznych olimpiad astronomicznych. Muszą one uwzględniać i ten ważny fakt, że uczniowie w momencię przystępowania do olimpiady rozpoczynają dopiero przerabianie szkolnpgo kursu astronomii. Celem nadrzędnym pierwszego etapu jest wzrost zainteresowania astronomią, wyrażający się m. in. wzrostem liczby uczniów przystępujących do olimpiady. Z badań ankietowych przeprowadzonych wśród uczestników olimpiad astronomicznych wynika, że zaledwie niecałe 20% inspirowanych jest przez szkołę. W pozostałych przypadkach szkoła nie tylko nie zachęcała do udziału w olimpiadzie, ale wręcz o niej nie informowała i nie podawała do wiadomości tekstów zadań. Taki stan rzeczy może być spowodowany przez przeświadczenie o marginalnej roli astronomii i olimpiady astronomicznej oraz przez niski poziom tej nauki w szkole i obawę przed koniecznością udzielania konsultacji uczniom przystępującym do olimpiady. Odpowiednie kroki zmierzające do usunięcia tego negatywnego zjawiska, a polegające na wielokierunkowym rozpowszechnianiu zadań pierwszego etapu i właściwie dobranym zestawie zadań (niezbyt trudnych i ciekawych pod względem fabuły) przyniosły pozytywne rezultaty w przypadku trzech ostatnich olimpiad. Każdorazowo brali w nich udział uczniowie z 16% istniejących w Polsce szkół ogólnokształcących, wobec wieloletniej średniej wynoszącej 7%. Jako główny cel zawodów drugiego stopnia (okręgowych) przyjęto wyłonienie wąskiej grupy uczniów o szczególnych uzdolnieniach w zakresie nauk matematyczno-przyrodniczych, a szczególnie astronomii. Na tym poziomie eliminacji zestaw zadań ma charakter problemowy, pojawiają się zadania wielokrotnie podrzędnie złożone, wymagające znalezienia oryginalnych metod prowadzących do ich rozwiązania, wiedza nie m aiu decydującego znaczenia - można korzystać z literatury i notatek. Poprzeczka wymagań nie może być jednak ustawiona zbyt wysoko ze względu na ograniczenia w czasie i z powodów psychologicznych (jednostki o słabej odporności psychicznej w warunkach pracy pod nadzorem i w ograniczonym czasie mogą nie ujawnić swoich zdolności). Główny cel zawodów finałowych, to wyłonienie uczniów wybitnie zdolnych. Zadania mają charakter problemowy o wysokim stopniu trudności i złożoności. Wysoki jest procent zadań logicznych, wymagających poprawnego i precyzyjnego rozumowania. Umiejętności praktyczne sprawdzane są za pomocą zadań rozwiązywanych pod sztucznym niebem planetarium. Uczeń, który przeszedł przez wszystkie trzy stopnie eliminacji rozwiązuje łącznie 25 zadań, w tym 1 obserwacyjne, 3 praktyczne i 21 zadań głównie rachunkowych. Zadania te wybiera spośród 30 zadań zawartych w zestawach poszczególnych stopni olimpiady. W XXI Olimpiadzie Astronomicznej, zakończonej w kwietniu 1978 r., udział wzięło 226 uczniów z terenu całej Polski. Zdecydowaną większość uczestników stanowili uczniowie liceów ogólnokształcących (94%), z których 76% uczęszczało do klas o profilu matematyczno-fizycznym; 9 uczniów reprezentowało [57]

70 58 Kronika licea i technika zawodowe, a 4 szkoły podstawowe. Prawie 23% ogółu startujących stanowili uczniowie klas niem aturalnych, nie mających jeszcze lekcji astronomii. Jest to szczególnie cenna grupa uczestników, która - jak wykazuje wieloletnie doświadczenie - bierze udział w kilku kolejnych olim piadach, ciągle pogłębiając swoje wiadomości i um iejętności. W pływ olim piady na rozwój ich zainteresowań jest przez to znacznie większy, ze względu na wieloletni charakter oddziaływania. Do zawodów okręgowych dopuszczono 84 uczniów z 27 województw. Na tym poziomie eliminacji najliczniej reprezentowane b y ły województwa: radomskie (10 uczniów), krakowskie i łódzkie (po 7 uczniów), katowickie i warszawskie (po 6 uczniów). Do zawodów finałow ych zakwalifikowało się 25 uczniów z 14 województw. Zwycięzcami zostali: Błażej Feret z XVIII Liceum Ogólnokształcące w Łodzi i Witold Mizerski z IV Liceum O gólnokształcącego w Gliwicach. Miano laureatów uzyskali: Marek Olechowski z VIII Liceum Ogólnokształcącego w Warszawie, Krzysztof Szymaszczyk z XIV Liceum Ogólnokształcącego w Warszawie i Andrzej Gałuszka z Liceum Ogólnokształcącego w Żywcu. Uroczystość zakończenia XXI Olimpiady Astronomicznej o dbyła się 5 kwietnia 1978 r. Ogłoszenia jej wyników dokonał dyrektor Planetarium Śląskiego dr Henryk Chrupała, dyplom y w ręczał prof, dr hab. Eugeniusz Rybka, a nagrody - Kurator Oświaty i Wychowania w Katowicach dr Tadeusz P a ł y s. Z badań ankietowych, analizy wyników, jak również z rozmów przeprowadzonych z uczestnikami zawodów okręgowych i finałow ych wynika, że zakończona Olimpiada osiągnęła zamierzone cele. Jej uczestnicy sięgali po dostępną literaturę naukową i popularnonaukową, poszerzali swoją wiedzę o ilościowe, ściśle m atematyczne rozważania, skutecznie zachęceni zostali do uaktualniania swoich wiadomości, do samodzielnych obserwacji astronom icznych, stworzone zostały warunki do weryfikacji samooceny pracy sam okształceniowej, która dała wiele korzyści i przyniosła wiele satysfakcji. %

71 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 IV EUROPEJSKA KONFERENCJA ASTRONOMICZNA Uppsala (Szwecja), sierpnia 1978 r. J. KREŁOWSKI, A. STROBEL W dniach sierpnia 1978 r. odbyła się w Uppsali czwarta już Europejska Konferencja Astronomiczna. Zorganizowano ją na terenie 500-letniego Uniwersytetu Uppsalskiego. Obrady odbywały się w nowym Centrum Humanistycznym w dwóch znakomicie przygotowanych salach. Konferencja pomyślana jako przegląd astronomii europejskiej charakteryzowała się bardzo szerokim wachlarzem tematyki. Sześć serii posiedzeń poświęcono odpowiednio: galaktykom, astrofizyce wysokich energii, gwiazdom, procesom międzygwiazdowym, instrumentom astronomicznym i nauczaniu astronomii. Te dwie ostatnie serie zajmowały najmrtiej miejsca w programie. Ponieważ obrady biegły równolegle w dwóch salach, jeden uczestnik mógł wysłuchać najwyżej połowy. Ponieważ autorzy niniejszego sprawozdania nie przestrzegali zasady komplementarności, ich uwagi nie mogą dotyczyć wszystkich sesji i wszystkich referatów. Dużym ułatwieniem dla uczestników było rozdanie im streszczeń referatów z prac własnych opublikowanych jako Uppsala Astronomical Observatory, Report Nr 12 pt.: Stars and Star Systems. Lekturę tę polecić możemy wszystkim, pragnącym poznać bliżej tematykę Konferencji. Wspomniana publikacja riie zawiera streszczeń obólnych referatów przeglądowych, które zostaną wydrukowane in extenso w osobnej publikacji, zapewne współcześnie z niniejszym sprawozdaniem. Były to: Gamma-ray Astronom y' B. Swanenburga, Compact Radio Sources and the Sources o f Energy in Radio Galaxies and Quasars K. Kellermanna, Star Formation and Galactic Structure J. G u i b e r t a, Chemical Evolution o f Galaxies B.E.J. P a g e 1 a, Photochemical Processing o f Interstellar Grains and the Production o f imrge Interstellar Molecules J.M. Greenberg a, Matter Distribution and X-ray Emission from Clusters o f Galaxies R.J. Mitchella oraz Hegh Energy Phenomena on the Solar Surface C. Chiuderiego. Ponadto wygłoszono ok. 120 referatów z prac własnych, w tym dwa z Polski przedstawione przez niżej podpisanych, a poświęcone formowaniu masywnych gromad galaktycznych (A.S.) i pochodzeniu małych globul (J.K.). W Konferencji uczestniczyli także następujący astronomowie polscy: M. Baryłko, T. Ciurla, P. Flin, J. Kreiner, J. Sikorski oraz K. Rudnicki, występujący pod firmą Szwajcarii. Największe wrażenie wywarły na nas referaty grupy Greenberg a, działającej w Leiden (Holandia). Oryginalni hipoteza Greenberg a, wywodząca pochodzenie molekuł międzygwiazdowych z reakcji zachodzących w stosunkowo grubych otoczkach ziaren utworzonych w zimnych obłokach, wydaje się znajdować potwierdzenie w dokonanych przez Atlamandolę i Normana identyfikacjach podczerwonych linii molekuł uwięzionych w ziarnach. W ogóle przyjęty przez tę grupę i konsekwentnie realizowany kierunek poszukiwań danych dotyczących pyłu międzygwiazdowego w doświadczeniach laboratoryjnych zdaje się prowadzić do istotnych osiągnięć. Reszta wysłuchanych przez nas referatów nie wychodziła w swych koncepcjach poza dawniej przyjęte modele. Przytłaczającą większość uczestników Konferencji stanowili ludzie młodzi. Oczywiście, uczestnictwo w tego rodzaju imprezie było dla nich niewątpliwie pożyteczne, niemniej dawała się odczuć nieobecność wielu znanych astronomów europejskich, bądź też całych ośrodków. Być może zawiodła trochę formuła Konferencji, ustalająca zbyt szeroki zakres omawianych zagadnień. Za duże zróżnicowanie tematyki, uprawianej przez zespół każdorazowo obecny na danym referacie, nie sprzyjało - jak się zdaje - skupieniu uwagi, ani też dyskusjom, których w istocie było niewiele. Być może pewne ograniczenia tematyczne przyszłych tego rodzaju imprez sprzyjałoby zebraniu większej liczby uczestników, umiejących znaleźć wspólny język, czyniąc w ten sposób obrady bardziej owocnymi. [59]

72 60 Kronika Powyższą garść uwag wypada zakończyć pochwałami pod adresem Gospodarzy. Organizację pobytu uczestników (zakwaterowanie, wyżywienie) jak i rozplanowanie obrad w czasie i miejscu uznać można za bliskie ideałowi. Nawet, jakby na specjalne zamówienie, pogoda w czasie obrad była bezdeszczowa, nieupalna, absolutnie niemęcząca. Tak sprawnej organizacji wypada tylko życzyć przyszłym tego rodzaju imprezom. 1

73 POSTĘPY ASTRONOMII Tom XXVII (1979). Zeszyt 1 LETNIA SZKOŁA MECHANIKI NIEBA Hajnówka, 20 sierpnia 3 września 1978 r. V. A. DROŻYNER Zorganizowana w Hajnówce Letnia Szkoła Mechaniki Nieba była poświęcona upamiętnieniu 100 rocznicy urodzin dra Tadeusza Rakowieckiego, lekarza i astronoma. Ogółem przyjechało do Hajnówki 24 uczestników, reprezentujących następujące ośrodki: Uniwersytet Adama Mickiewicza w Poznaniu, Akademię Rolniczo-Techniczną w Olsztynie, Wyższą Szkołę Marynarki Wojennej oraz Centrum Badań Kosmicznych PAN (Warszawa i Borowiec). Słuchacze Letniej Szkoły zostali ulokowani w kwaterach.prywatnych (w jednym miejscu), bowiem w Hajnc ce nie ma hotelu z prawdziwego zdarzenia. Całodzienne wyżywienie uczestników było zorganizowane w miejscowej restauracji. Patronat nad organizowaną Letnią Szkołą sprawowały władze polityczne i administracyjne Hajnówki: Pierwszy Sekretarz KM PZPR mgr Jan Wbjciuk i Naczelnik Miasta mgr Włodzimierz Muśko. Do rozwiązywania bieżących spraw organizacyjnych został powołany w Hajnówce Lokalny Komitet Organizacyjny, składający się z dziesięciu osób, któremu przewodniczył Sekretarz Propagandy KM PZPR Jan Sapieżyński. Z ramienia Polskiego Towarzystwa Astronomicznego kierownictwo naukowe Letniej Szkoły Mechaniki Nieba sprawował doc. dr hab. Grzegorz Sitarski. Otwarcie Letniej Szkoły nastąpiło w poniedziałek 21 sierpnia o godz. 10 w auli Zespołu Szkół Zawodowych. Wykład inauguracyjny, poświęcony niektórym problemom mechaniki nieba ze szczególnym uwzględnieniem tych dziedzin, którymi zajmował się dr Tadeusz Rakowiecki, wygłosił doc. dr hab. Grzegorz Sitarski. Tego samego dnia w godzinach wieczornych wszyscy uczestnicy Letniej Szkoły przybyli na spotkanie towarzyskie z władzami miasta Hajnówki. Począwszy od wtorku 22 sierpnia rozpoczęły się wykłady i seminaria, przy czym przed południem uczestnicy mieli możność wysłuchania dwóch wykładów, zaś po południu odbywały się zajęcia seminaryjne. Wykłady zostały podzielone na cztery cykle i obejmowały, ogólnie mówiąc, problematykę teoretyczną i numeryczną wyznaczania i poprawiania orbit naturalnych i sztucznych ciał niebieskich. W pierwszym tygodniu zajęć wysłuchaliśmy wykładu doc. dr hab. Grzegorza Sitarskiego pt. Wyznaczanie i poprawianie orbit komet i planetoid oraz wykładu dra Edwina Wnuka Analityczne teorie ruchu sztucznych satelitów Ziemi (cykl A), zaś w drugim tygodniu dra Jana Kryńskiego Analityczne teorie ruchu sztucznych satelitów Ziemi (cykl B) oraz wykładu autora nihiejszego sprawozdania Numeryczne metody wyznaczania i poprawiania orbit sztucznych satelitów Żiemi. Na zajęciach seminaryjnych referowano niektóre ważne zagadnienia z literatury, prace własne oraz dokonano przeglądu prac aktualnie prowadzonych przez uczestników Szkoły. Wydaje się, że zajęcia seminaryjne spełniły swoją rolę, bowiem pozwoliły na bliższe zapoznanie się z tematyką rozwijaną w poszczególnych ośrodkach, na wymianę doświadczeń oraz przedyskutowanie w trybie roboczym różnych podejść do rozwiązywania podobnych (a czasami tych samych) problemów. W niedzielę 27 sierpnia uczestnicy Szkoły wzięli udział w wycieczce autokarowej do Białowieży, zwiedzając miejscowość, Puszczę Białowieską i rezerwat żubrów. Wycieczka zakończyła się wspólnym ogniskiem. Autobus udostępniły nam Zakłady Suchej Destylacji Drewna, zaś przewodników Towarzystwo Przyjaciół Hajnówki. Słuchacze Letniej Szkoły wygłosili sześć prelekcji popularnonaukowych z zakresu astroriomii na spotkaniach z mieszkańcami miasta. [61]

74 T 62 Kronika Główne uroczystości poświęcone upamiętnieniu 100 rocznicy urodzin dra Tadeusza Rakowieckiego zorganizowane przez Towarzystwo Przyjaciół Hajnówki i Polskie Towarzystwo Astronomiczne odbyły się w ostatnim dniu naszego pobytu na Letniej Szkole, tj. w niedzielę 3 września. Obchody rocznicy rozpoczęły się do złożenia kwiatów na grobie dra Rakowieckiego, a następnie wszyscy uczestniczący przeszli do auli Zespołu Szkół Zawodowych na uroczystą Sesję Popularnonaukową, która rozpoczęła się od odznaczenia pani Pelagii Rakowieckiej Z łotą Odznaką Zasłużony dla Białostocczyzny. Aktu dekoracji dokonał specjalnie przybyły na tę uroczystość Wojewoda Białostocki. Następnie zebrani wysłuchali czterech referatów, w których przedstawiono dra Tadeusza Rakowieckiego jako obywatela miasta, lekarza, astronoma i humanisty. Sesja zakończyła się nadaniem Bibliotece Miejskiej w Hajnówce imienia dra Tadeusza Rakowieckiego. > I"

75 SPIS TREŚCI ZESZYTU 1 ARTYKUŁY H. Kuźmiński, Meteoryty... J. Krełowski, Gęste obłoki molekularne... E. B a s i ń s k a-g r z e s i k, Pozagalaktyczne źródła promieniowania X E. Skarżyński, Testowanie symetrycznych modeli Wszechświata Z PRACOWNI I OBSERWATORIÓW Naukowe ośrodki astronomiczne w kraju... KRONIKA Bronisław Kuchowicz (B. Lang)...t... H. Chrupała, XXI Olimpiada Astronomiczna... J. Krełowski, A. Strobel, IV Europejska Konferencja Astronomiczna, Uppsala (Szwecja), 7 12 sierpnia A. Drożynę r, Letnia Szkoła Mechaniki Nieba, Hajnówka, 20 sierpnia - 3 września 1978 r.... COflEP)KAHME TETPAflM 1 CTATbH X. Ky3bMHHbCKH, MeTeopHTbl... KpenoBCKH, IlnoTHbie Me>K3Be3AHbie o S n a n a EacHHbCK a-r * e c h k, BHeranaKTHMecKHe h c t o m h h k h pemrehobckoro H3Jiy>ieHH«. 3. C k ap>khhbckh, IlpoBepKa chmmetphmhbix Moaaneii BcenenHoił... i H 3 JIAEOPATOPMfl H OECEPBATOPHfl Haymiue actpoiiom HqecKHC ym pok /iciw H b c rp a iie.... XPOHHKA EpoHHCJiaB KyxoBHi (E. J1 a h r )...:... X. X p y n a ji a, XXI AcrpoHOMHMecKHfl O n H M im a a... JI. KpenoBCKH, A. CTpo63Jib,IV E B p o n efick aa AcrpoHOMHM eckaji KoH(j>epem uih, Y n n c an a (UlBeuHa), abrycra 1978 r A. f l p o *» h 3 p, JleTHHH IllKOJia HeGecnoft M cxshm kh, XaftHyBKa, 20 abrycta - 3 centa6p«1978 r.

76 64 Spis treici CONTENTS O r NUMBER 1 ARTICLES H. Kuźmiński, Meteorites... J. Krełowski, Dense Molecular Clouds E. Basińska-Grzesik, Extragalactic X-ray Sources E. S k a r i y ń s k i, Testing of the Symmetric Models of the Universe FROM LABORATORIES AND OBSERVATORIES Scientific Astronomical Centres in Poland CHRONICLE Bronisław Kuchowicz (fi. Lang). * H. Chrupała, XXI Astronomical Olympic Games J. Krełowski, A..S t r o b e 1, IV European Astronomical Conference, Uppsala (Sweden), August 7-1 2, A. Drożynę r, Celestial Mechanics Summer School, Hajnówka, August 20 - September 3,

77 UWAGI DLA AUTORÓW 1. Redakcja apeluje o redagowanie prac nadsyłanych do Postępów A stronom ii w sposób możliwie najbardziej zw ięzły. 2. Każda praca powinna być złożona w 2 egz.-; w formie maszynopisu wykonanego na papierze piśmiennym w formacie A4, z podwójnym odstępem z zachowaniem lewego marginesu o szerokości 3 cm. 3. Wszystkie prace powinny być zaopatrzone w nagłówek zredagowany według poniższego wzoru: POSTĘPY ASTRONOMII Tom ( ), Zeszyt TYTUŁ PRACY IMIĘ I NAZWISKO AUTORA Nazwa instytucji, w której zatrudniony jest autor oraz w przypadku prac w łasnych publikowanych w rubryce Z pracowni i obserwatoriów (otrzym ano d n.) 4. Do artykułów oraz prac w łasnych publikowanych w rubryce Z pracowni i obserwatoriów powinny być dołączone ich streszczenia polskie, które w Redakcji będą przetłum aczone na język rosyjski i angielski. Pożądane jest nadsyłanie równocześnie przez A utorów, oprócz polskiej wersji streszczenia, własnej wersji rosyjskiej i angielskiej. 5. Rysunki i fotografie (w 1 egz.) powinny być oznaczone kolejnymi num erami (cyfry arabskie), zaopatrzone w podpisy. Fotografie powinny być wykonane na papierze błyszczącym. Redakcja nie zwraca m ateriałów przeznaczonych do reprodukcji. 6. Tabele powinny być oznaczone kolejnym i num erami (cyfry arabskie) i zaopatrzone w nagłówki. M ateriał do tabel (w 2 egz.) należy dostarczyć na oddzielnych stronach. 7. W przypadku rysunków, fotografii i tabel zaczerpniętych z prac obcych należy podać w podpisie pod rysunkiem lub w nagłów ku tabeli dane bibliograficzne źró d ła; ź ró d ło to powinno być również wymienione w spisie literatury. 8. Przy pow oływ aniu się w tekście na rysunek lub tabelę prosimy podać jedynie ich numer. 9. Wzory pisane w oddzielnych wierszach powinny być oznaczone kolejnym i numerami arabskimi w nawiasach. We wzorach tych nie należy używać na dzielenie znaku /, lecz ułam ki zapisywać przy użyciu poziomej kreski ułam kow ej. Natomiast w tekście nie należy posługiwać się wzorami piętrow ym i, lecz kreskę ułam kow ą zastąpić znakiem /. 10. Przy doborze jednostek miar, w których wyrażone są omawiane w pracach wielkości fizyczne, przy tworzeniu skrótów nazw tych jednostek oraz jednostek złożonych należy przestrzegać zasad M iędzynarodowego U kładu Jednostek Miar (SI). Dopuszczalne jest jednak stosowanie jednostek specyficznych dla astronom ii, nie mających swego odpowiednika w tym układzie. 11. Redakcja zwraca się do Autorów o szczególnie staranne wpisywanie ręcznie tych symboli, które nie mogą być napisane na maszynie. 12. Literatura powinna być zestawiona na końcu pracy w porządku alfabetycznym nazwisk autorów. Za nazwiskiem autora należy podać pierwszą literę jego imienia (lub imion), następnie rok wydania pracy (w Przypadku cytowania kilku prac tego samego autora z tego samego roku należy dodać kolejne litery, a, b, c), dalej skrót nazwy czasopisma i numer tom u oraz stronę. Cytowanie literatury w tekście odbywa się przez Podanie nazwiska autora (nazwisk w spółautorów ) i w nawiasie roku wydania pracy i ewentualnie litery. Zasady tworzenia skrótów nazw czasopism podane są w A stronom er s H andbook (Trans. IAU, XIIC, 1966). Skrótem ty tu łu Postępy Astronom ii jest Post. Astr. 13. K orektę autorską należy (wykonywać systemem erratowym na załączonych formularzach. Na oryginałach tekstow ych n i e wolno czynić żadnych poprawek prócz kresek poziom ych na lewym marginesie w odległości ok. 0,5 cm od wierszy zawierających b łęd y. Na form ularzach erratowych prosimy wpisać stronicę, wyrażenie b łęd n e i obok wyrażenia poprawne. Do sporządzania erraty, znaczenia kresek należy używać zwykłego czarnego ołówka. 14. W przypadku nieprzygotowania przez A utora maszynopisów w edług podanych wyżej wskazówek lub uszkodzenia w korekcie oryginałów-tekstow ych Redakcja obciążać będzie honoraria autorskie wszelkimi stąd wynikłym i kosztami. Redakcja

78 Cena zł 10 WARUNKI PRENUMERATY KWARTALNIKA P0ST1;PY ASTRONOMII Cena prenum eraty krajowej: rocznie zł 4 0,- półrocznie z ł 2 0,- Prenum eratę na kraj przyjm ują.oddziały RSW Prasa-K siążka-r uch oraz urzędy pocztowe i doręczyciele w terminach: - do 25 listopada na I półrocze roku następnego i na cały rok następny, - do 10 czerwca na 11 półrocze roku bieżącego. Jednostki gospodarki uspołecznionej, instytucje, organizacje i wszelkiego rodzaju zakłady pracy zamawiają prenum eratę w miejscowych Oddziałach RSW Prasa-K siążka-r ucli ; zaś w miejscowościach, w których nie ma Oddziałów RSW - w urzędach pocztowych. Czytelnicy indywidualni opłacają prenum eratę w yłącznie w urzędach pocztowych i u doręczycieli. Prenum eratę ze zleceniem w ysyłki za granicę przyjmuje RSW P rasa-k siążka-r u ch, Centrala Kolportażu Prasy i Wydawnictw, ul. Towarowa 28, Warszawa, konto PKO nr Prenum erata ze zleceniem w ysyłki za granicę jest droższa od prenum eraty krajowej o 50% dla zleceniodawców indywidualnych i o 100% dla zleceniodawców instytucji i zakładów pracy. Bieżące i archiwalne numery m ożna nabyć lub zam ówię we W zorcowni Wydawnictw Naukowych PAN - Ossolineum - PWN, Pałac Kultury i Nauki (wysoki parter) Warszawa oraz w księgarniach naukowych Dom u Książki. A subscription order stating the period o f tim e, along with the subscriber s name and address can be sent to your subscription agent or directly to Foreign Trade Enterprise Ars Polona - Ruch, Warszawa, 7 Krakowskie Przedmieście, P.O. Box 1001, Poland. Please send paym ents to the account of Ars Polona - Ruch in Bank Handlowy S.A.. 7 Traugutt Street, Warszawa, Poland. Post. Astr. T. XXVII z. 1, s. 64. Warszawa Ł ódź, styczeń - marzec 1979 Indeks nr 36968