Ryszard Szczerba
FIRST:
Mirosław Rataj
Piotr Orleański
teleskop kosmiczny
PiszÄ…c w 1997 roku
do obserwacji
(R. Szczerba, PA 4/97)
artykuł poS
więcony satelicie
podczerwonemu ISO
(Infrared Space Observatory), podczerwonych
nie sądziłem, że już wkrótce
staniemy przed szansÄ…
uczestnictwa w pracach
 szansa dla Polski
ogromnego zespołu
przygotowujÄ…cego jeden
z instrumentów naukowych
Wstęp ność we Wszechświecie stosunkowo
dla kolejnego satelity
Czytelnik, który przeczytał artykuł chłodnej materii wokółgwiazdowej
podczerwonego FIRST
na temat ISO (PA 4/97), może zadać i niezwykle chłodnej materii między-
(Far Infra-Red and
sobie pytanie, dlaczego w momencie, gwiazdowej. Materia taka złożona jest
Submilimetre Telescope). kiedy analizowane sÄ… nadal dane z sa- przede wszystkim z gazu w formie
telity ISO, planowana jest kolejna mi- molekularnej i około 1% masy skon-
Nasz pierwszy roboczy
sja, również do badań kosmosu w pod- densowanej w postaci ziaren pyłowych.
kontakt z dr Thijs de Graauw
czerwieni. Odpowiedz
na to pytanie jest To jednak głównie pył przetwarza wi-
ze Space Research
co najmniej dwuwarstwowa. Z jednej dzialne i ultrafioletowe promieniowa-
Organisation Netherlands
strony nauka to niekończąca się histo- nie przesłanianych obiektów do zakre-
(SRON, Holandia), szefem
ria pytań i odpowiedzi, a każdy ekspe- su podczerwonego. Emisja termiczna
instrumentu HIFI
ryment wywołuje następną falę bardziej ma maksimum na długości fali spełnia-
(Heterodyne Instrument
szczegółowych pytań. Z tego punktu jącej prostą zależność: temperatura
for FIrst) miał miejsce tuż widzenia dziwy kosmiczne odkryte pod- (w kelwinach) razy długość fali promie-
czas misji ISO posłużą do bardziej wni- niowania (w mikrometrach) równa się
przed GwiazdkÄ… 1997 r.
kliwego zbadania ich natury. Z drugiej około 3000. Tak więc pył o temperatu-
Warto podkreS
lić, że dr Thijs
zaÅ› strony budujemy coraz wiÄ™ksze, lep- rze 300 K (okoÅ‚o 27°C) bÄ™dzie emito-
de Graauw był również
sze, czulsze i bardziej uniwersalne przy- wał z maksimum na 10 mikrometrach
szefem budowy SWS (Short
rządy. W konsekwencji możemy sięgać (tak, tak, szanowni czytelnicy, jesteśmy
Wavelength Spectrometer) 
dalej i głębiej, próbując zrozumieć na- widoczni nawet w ciemności, tyle tyl-
jednego z najefektywniejszych
turę otaczającego nas Wszechświata. ko, że w zakresie długości fal, których
instrumentów satelity ISO.
FIRST będzie pracował w zakresie pro- nie rejestrują nasze oczy) a obiekt
W tym artykule postaramy siÄ™ mieniowania elektromagnetycznego o temperaturze 10 K na 300 mikrome-
dotychczas nie eksploatowanym w ba- trach. Z powyższego przykładu i z za-
zaprezentować czytelnikom
daniach kosmicznych. ISO obserwował kresu długości fal dostępnych dla sate-
PA/Urania najciekawsze dane
w zakresie od kilku do około 240 mi- lity FIRST widać, że ideą przewodnią
dotyczące FIRST, omówimy
krometrów (przypomnijmy, że jeden tej misji jest sięgnięcie do najchłodniej-
uzgodniony z konsorcjum
mikrometr to tysięczna część milime- szych, ale również i do& najodleglej-
HIFI wkład Polski przy
tra), a FIRST sięgnie dalej  do ponad szych obszarów Wszechświata. Otóż,
budowie tego instrumentu
600 mikrometrów. Tak więc, satelita jak wiadomo z innych eksperymentów
oraz przedstawimy
ten po raz pierwszy pokryje zakres pro- satelitarnych, wiele galaktyk emituje
najważniejsze cele naukowe mieniowania elektromagnetycznego głównie w podczerwieni. Co więcej,
na pograniczu astronomii podczerwo- energia emitowana w takim zakresie
stojÄ…ce przed misjÄ… FIRST,
nej i radioastronomii. Nieprzypadko- długości fal przez bardzo odległe ga-
zaliczanej do najważniejszych
wo więc w jednym z jego instrumen- laktyki, ze względu na dużą prędkość,
w programie badań kosmosu
tów, HIFI, zostanie wykorzystana z jaką oddalają się one od nas, ulega
realizowanych przez
powszechnie stosowana w radioastro- przesunięciu ku falom z zakresu sub-
EuropejskÄ… AgencjÄ™
nomii heterodyna. milimetrowego, który dostępny będzie
KosmicznÄ… (ESA 
Aspektem łączącym wszystkie mi- po raz pierwszy dla instrumentów sate-
European Space Agency).
sje podczerwone jest powszechna obec- lity FIRST. Aby obserwować materię
 "
molekularną i emisję termiczną chłod- kosmicznymi, zarówno ze względów sunkowo ciepłego teleskopu. W ciągu
nego pyłu, muszą być spełnione co naj- technologicznych, jak też i finanso- trwania misji instrumenty będą praco-
mniej dwa warunki. Po pierwsze wych, ulega opóz
nieniom) planuje się, wały po 22 godziny na dobę, a 2 go-
musimy wyjść poza naszą ziemską at- że będzie miało to miejsce w połowie dziny zostaną przeznaczone na prze-
mosferę, aby uniknąć absorpcji docie- 2007 roku, a punktem docelowym bę- syłanie zebranych danych do stacji
rajÄ…cego z Kosmosu promieniowania dzie tzw. drugi punkt Lagrange a (L2) naziemnej ESA w Perth w Australii,
przez znajdujące się w niej molekuły położony w odległości 1,5 miliona ki- wyposażonej w 32 m antenę. Czas ob-
(głównie wodę i dwutlenek węgla). Po lometrów poza Ziemią na kierunku serwacyjny na instrumentach FIRST
drugie musimy schłodzić detektory in- Słońce Ziemia. Wyniesienie FIRST zostanie rozdzielony pomiędzy progra-
strumentów odbierających to promie- i PLANCK na tak wielką odległość (po my gwarantowane, przygotowane przez
niowanie do jednych z najniższych we raz pierwszy w historii badań kosmicz- zespoły naukowców z krajów wchodzą-
Wszechświecie temperatur, aby zli- nych) podyktowane jest koniecznością cych w skład konsorcjów poszczegól-
kwidować ich własne promieniowanie uzyskania możliwie najniższej tempe- nych instrumentów oraz programy
termiczne, które zniekształcałoby do- ratury otoczenia. Zastosowanie osłon otwarte (czas obserwacyjny na nie bę-
cierający sygnał. przeciwsłonecznych, wyposażonych dzie przyznawany w wyniku konkursu
oczywiście w konieczne dla każdej projektów). Podkreślić jednak wypada,
TrochÄ™ ciekawostek
misji baterie słoneczne, zagwarantuje że (w zasadzie) tylko naukowcy z kra-
o projekcie
temperaturę bliską 80 K (około jów partycypujących w kosztach budo-
Projekt satelitarny FIRST jest czwar-  190°C). Jest to temperatura zbyt wy- wy satelity FIRST bÄ™dÄ… mieli prawo
tym z kolei (i ostatnim z dotychczas soka dla instrumentów mających reje- składać wnioski na przeprowadzenie
zaplanowanych!) wielkim programem strować promieniowanie docierające obserwacji w ramach czasu otwarte-
badawczym ESA. Nazywany jest w z najchłodniejszych obszarów Wszech- go. Napisaliśmy  w zasadzie , aby
nomenklaturze fachowej czwartym ka- świata, ale wystarczająca dla popraw- podkreślić fakt, że dobre projekty
mieniem węgielnym (4th cornerstone nej pracy teleskopów. Dostarczenie sa- prawdopodobnie nie będą odrzucane
mission) w europejskim programie ba- telitów do punku L2 jest wyzwaniem automatycznie, nawet jeśli zostaną
dań kosmicznych  Horizon 2000 . Po- dla konstruktorów i inżynierów. przygotowane przez zespoły z krajów
zostałe trzy wielkie misje to: Cluster II Wszystkie instrumenty i urządzenia nie ponoszących kosztów budowy apa-
(następca misji Cluster zniszczonej muszą wytrzymać przy starcie przecią- ratury. Taka sytuacja miała miejsce na
w wyniku wybuchu rakiety Ariane 5 żenia 15-krotnie większe niż te, do któ- przykład w przypadku ISO, gdy jeden
w 1996 r.), zasadniczym celem które- rych przyzwyczajeni jesteśmy na Zie- z autorów tego artykułu (R. Szczerba)
go będzie analiza zjawisk zachodzących mi. Dla przykładu, kosmonauci był głównym wykonawcą lub wyko-
w magnetosferze ziemskiej, SOHO ba- w czasie lotów załogowych poddani są nawcą 6-ciu zaakceptowanych do wy-
dające już obecnie nasze Słońce, XMM, w czasie startu przeciążeniom tylko konania projektów obserwacyjnych
który będzie prowadził obserwacje 3-krotnie przekraczającym wartość (w przypadku trzech z nich żaden z na-
spektroskopowe w zakresie rentgenow- przyśpieszenia ziemskiego. Lot a na- ukowców nie pochodził z krajów przy-
skim oraz misja Rosetta, która po- stępnie separacja tych dwóch misji zaj- gotowujących satelitę ISO). Nie jest to
mknie& na spotkanie z kometą. Warto mie około 6 miesięcy! Czas ten zosta-
podkreślić, że w tej ostatniej misji rów- nie wykorzystany na testowanie
nież uczestniczą inżynierowie i na- poprawności działania aparatury.
ukowcy z Centrum Badań Kosmicz- Ariane 5, wynosząc w 2007 roku
nych. Aby obniżyć koszty (i tak misje kosmiczne FIRST i PLANCK,
astronomiczne) badań kosmicznych, z całą pewnością będzie miała ciężkie
w maju 1998 roku ESA podjęła decy- zadanie. Będzie musiała wynieść łącz-
zję o połączeniu projektu FIRST ze nie około 4750 kg aparatury i wypo-
średniej wielkości projektem PLANCK sażenia naukowego (3100 kg FIRST
(od nazwiska wielkiego fizyka niemiec- i 1450 kg PLANCK). Całkowita dłu-
kiego), który poświęcony będzie bada- gość tych dwóch satelitów badaw-
niu anizotropii w mikrofalowym pro- czych wyniesie ponad 10 m (7,5 m
mieniowaniu tła. Symulacje kosztów FIRST i 3,8 m PLANCK) a szerokość
wykazały, że najbardziej optymalnym około 4,5 m. Zapewnienie instrumen-
rozwiązaniem będzie wyniesienie tych tom naukowym FIRST komfortowych
dwóch projektów za pomocą jednej ra- warunków pracy (temperatura bliska
kiety nośnej Ariane 5 a następnie ich zeru bezwzględnemu  około minus
rozdzielenie już po osiągnięciu położe- 273 stopnie Celsjusza) wymagać bę-
nia docelowego. Odtąd obydwie misje dzie, podobnie jak to miało miejsce
będą działały niezależnie, prowadząc w przypadku ISO, zabrania ogromnej
wzajemnie niezakłócone badania ilości (w tym przypadku 2560 litrów)
Rys.1 Ogólny widok połączonych
z dwóch różnych orbit. W chwili obec- nadciekłego helu (powinno to wystar- teleskopów kosmicznych FIRST
(górna częS
ć) i PLANCK (dolna
nej (a warto podkreślić, że bardzo czę- czyć na co najmniej 3 lata nieprzerwa-
częS
ć rysunku) przed rozdzieleniem.
sto harmonogram prac nad projektami nej pracy) oraz oddzielenia ich od sto-
" 
jednak naszym zdaniem sytuacja, do nych warunków zbliżonych do warun- budowy HIFI. Obecnie wśród polskich
powtórzenia której należałoby dążyć. ków w chwili startu. Wytrząsano proto- ośrodków naukowych bezpośrednio w
Projekt FIRST będzie wyposażony typowe zwierciadło we wszelkich moż- projekcie FIRST/HIFI zaangażowane
w 3,5 m teleskop, największy z dotych- liwych kierunkach z przyśpieszeniem są dwa Instytuty Polskiej Akademii
czas budowanych do wyniesienia przekraczającym 15 razy wartość przy- Nauk (Centrum Astronomiczne im. M.
w przestrzeń kosmiczną, który będzie śpieszenia ziemskiego, a następnie Kopernika oraz Centrum Badań Ko-
pracowaÅ‚ w systemie Ritcheya-Chrétie- sprawdzono ksztaÅ‚t i jakość powierzch- smicznych), które reprezentowane tu sÄ…
na. Zbudowanie tak wielkiego zwier- ni  ponownie nie było żadnych zmian. przez autorów tego artykułu. Warto
ciadła, które musi być niezwykle lek- Ostateczna decyzja, kto i z czego zrobi podkreślić, że instrument HIFI jest naj-
kie, gładkie (odstępstwa od zaplanowa- 3,5 metrowe zwierciadło dla teleskopu bardziej zaawansowanym technolo-
nego kształtu nie mogą przekroczyć kosmicznego FIRST, zapadnie w 2000 gicznie spośród 3 zaplanowanych do
tysięcznej części milimetra!), wytrzy- roku. Niezależnie od wyniku, przykład budowy. Świadczyć o tym może fakt,
małe na bardzo niskie temperatury ten pokazuje, że badania kosmiczne sty- że w pracach związanych z całym pro-
i przeciążenia przy starcie, jest rzeczy- mulują w bardzo istotny sposób rozwój jektem FIRST bierze udział około 40
wistym wyzwaniem technologicznym. myśli technologicznej ludzkości i by- instytutów naukowych i naukowo-tech-
Badane są dwie możliwości. Jedna łoby pożądanym aby Polska znalazła się nicznych (głównie europejskich), pod-
z nich to metoda opracowana w USA, w grupie krajów w których postęp tech- czas gdy w pracach nad HIFI uczestni-
używająca materiału zwanego plasty- nologiczny nie tylko jest kupowany ale czy ponad 20 placówek.
kiem wzmocnionym włóknami węglo- również wytwarzany.
Instrumenty naukowe FIRST
wymi (CFRP  Carbon Fibre Rein- Do 16 lutego 1998 roku ESA zbie-
forced Plastic), która dotychczas jed- rała propozycje co do zestawu instru- Jak już wspomniano, na pokładzie
nak nie była stosowana do budowy tak mentów, które zostaną umieszczone na satelity FIRST znajdą się 3 instrumen-
dużych zwierciadeł wymagających do- pokładzie satelity FIRST. Ostateczna ty naukowe. Będą to: spektrometr wy-
datkowo odporności na wyjątkowo eks- decyzja o wyborze i budowie 3 instru- sokiej rozdzielczości HIFI  budo-
tremalne warunki przy starcie. Druga mentów stanowiących naukową pod- wany przez konsorcjum, którego
to nowe rozwiązanie europejskie, pro- stawę misji FIRST (szczegóły patrz koordynatorem jest dr Th. de Graauw
ponujące wykorzystanie węglika krze- poniżej), zapadła jednak dopiero w rok (SRON, Groningen, Holandia)
mu  SiC. Warto wspomnieć, że zwią- po złożeniu projektów  dokładnie 17 i w skład którego wchodzi Polska; ka-
zek ten jest powszechnie syntetyzowa- lutego 1999 r. Nie można jednak po- mera PACS (Photoconductor Array
ny podczas wypływu materii z gwiazd wiedzieć, aby okres oczekiwania na Camera and Spectrometer)  budowa-
węglowych, a typowa dla niego cecha ostateczną decyzję był okresem mar- na przez konsorcjum kierowane przez
widmowa w pobliżu 11 mikrometrów twym. To właśnie w tym czasie nada- dr A. Poglitsch (MPE  Max Planck
służy do identyfikacji tych z nich, któ- wano ostateczny kształt konsorcjom po- Institut fur Extraterrestrische Physik,
re ze względu na wyjątkowo duże tem- szczególnych instrumentów, szukano Garching, Niemcy) oraz spektrofoto-
po utraty masy sÄ… niewidoczne w za- podstawowych z
ródeł pieniędzy (nie- metr SPIRE (Spectral and Photometric
kresie optycznym. SiC posiada niezwy- uniknione zadanie we współczesnym Imaging REceiver)  budowany przez
kłe właściwości, łącząc w sobie cechy świecie), planowano i rozdzielano za- konsorcjum kierowane przez dr M.J.
metalu i& szkła: jest lekki, wytrzyma- dania do wykonania. Do konsorcjum Griffin (QMW  Queen Mary and
ły na naprężenia i ekstremalnie niskie budującego instrument heterodynowy Westfield College, Londyn, Wielka
temperatury, a poza tym& daje się szli- HIFI weszło ponad 20 instytutów z 10 Brytania). Przyjrzyjmy się tym instru-
fować podobnie jak szkło. Najnowsza krajów (Holandia, Niemcy, Francja, mentom, rozpoczynając od przedsta-
technologia szlifowania tego materia- USA, Kanada, Włochy, Hiszpania, wienia parametrów i celów nauko-
łu przy pomocy pyłu diamentowego Szwecja, Szwajcaria i Polska). Współ- wych, stojących przed PACS i SPIRE,
gwarantuje wymaganą dokładność do praca z USA przy budowie ISO była poprzez bardziej szczegółowe omó-
tysięcznej części milimetra. Aby za- bardzo efektywna, a niezakłócona pra- wienie zasady działania i budowy in-
pewnić niezwykłą stabilność aparatury ca tego satelity pozwala mieć nadzie- strumentu heterodynowego, w ramach
podczas tak precyzyjnego procesu szli- ję, że również w przypadku FIRST na- którego będą realizowane zadania po-
fowania, umieszczono ją w głębokiej ukowcy ze Stanów Zjednoczonych nie stawione stronie polskiej przez konsor-
jaskini w Finlandii. W końcu maja 1999 wprowadzą nigdzie amerykańskich cjum HIFI. W oddzielnym rozdziale
roku próbny egzemplarz zwierciadła jednostek miar (najprawdopodobniej omówimy najważniejsze punkty pro-
(na razie o średnicy tylko 1,35 m) wy- stosowanie różnych systemów me- gramu naukowego stojącego przed in-
konanego z SiC poddano testom. Pierw- trycznych było przyczyną fiaska nie- strumentem HIFI.
szy z nich polegał na ostudzeniu zwier- dawnej misji  Mars Climate Orbiter ).
ciadła do około minus 160 stopni Cel- Całkowity koszt instrumentu HIFI Kamera PACS
sjusza i zbadaniu za pomocą technik oszacowano na ponad 200 milionów Będzie to kamera i spektrometr
laserowych, czy pojawiÅ‚y siÄ™ jakiekol- marek niemieckich, a udziaÅ‚ finansowy z matrycÄ… 16×25 fotoprzewodzÄ…cych
wiek dystorsje na uzyskanej z dokład- pierwszych 4 krajów z powyższej listy detektorów germanowo-galowych,
nością do 1 mikrometra powierzchni  pokryje ponad 70% potrzeb. Planowa- schłodzonych do temperatury około
nie znaleziono żadnych zmian. Drugi ny udział finansowy Polski ocenia się 1,7 K, które pozwolą na jednoczesne
test polegał na stworzeniu ekstremal- na poziomie 1% całkowitych kosztów obserwacje w dwóch zakresach długo-
 "
ści fal: od 80 do 130 i od 130 do 210
mikrometrów. Instrument ten będzie
służył przede wszystkim do sporządza-
nia dwuwymiarowych map obserwo-
wanych obiektów i to zarówno w sze-
rokich pasmach fotometrycznych, jak
też i w wąskich pasmach spektrosko-
powych wybranych tak, aby zawierały
interesujące dla obserwatora przejścia
molekularne lub atomowe leżące
w wyżej wymienionych zakresach dłu-
gości fal. W modzie fotometrycznym
będzie można obserwować jednocze-
śnie w obydwu zakresach długości fal,
przy czym w zakresie od 80 do 130 mi-
krometrów obszar o rozmiarze 1×1 mi-
nuty kątowej łuku będzie odwzorowy-
wany na matrycÄ™ 16×16 detektorów,
a w zakresie od 130 do 210 mikrome-
trów obszar o rozmiarze 1×2 minuty kÄ…-
Rys. 2. Widok mgławicy NGC 3372, oddalonej od nas około 9000 lat S
wietlnych,
towej łuku będzie transformowany na
w zakresie podczerwonym. Od około 3 milionów lat powstają w tym ogromnym
matrycÄ™ 8×16 detektorów. W modzie
obłoku nowe gwiazdy. Ta i inne obłoki molekularne są i będą intensywnie badane
spektroskopowym przewiduje się moż- w zakresie niewidzialnym dla ludzkiego oka  w tym rownież przez instrumenty
satelity FIRST.
liwość prowadzenia obserwacji z roz-
dzielczością spektralną R, od około
1500 do 2000. Tu, czytelnikowi mniej re nie będą mogły być odkryte przez łuku w zakresie od około 200 do 670
przyzwyczajonemu do nomenklatury inne misje (np. misja oparta o loty stra- mikrometrów z rozdzielczością spek-
astronomicznej, należy się wyjaśnienie. tosferyczne samolotu  SOFIA  the tralną R od 20 do ponad 1000. Kluczo-
Otóż, rozdzielczość spektralna jest de- Stratospheric Observatory For Infrared we zagadnienia, badaniu których po-
finiowana jako stosunek długości fali, Astronomy) oraz spektroskopia najcie- święcony jest SPIRE, to poszukiwanie
na której prowadzi się obserwacje, do kawszych z
ródeł znalezionych podczas odpowiedzi na pytanie, jak i kiedy po-
minimalnej różnicy długości fal, dla tego przeglądu. Takimi z
ródłami są np. wstały galaktyki (planowany jest prze-
których możemy otrzymać niezależny obiekty protogwiazdowe oraz galakty- gląd galaktyk o dużym przesunięciu
pomiar ilości docierającego do spektro- ki podczerwone (galaktyki, których bez ku czerwieni) oraz badanie najwcze-
grafu promieniowania. Dla przykładu, mała cała energia emitowana jest w za- śniejszych faz formowania się gwiazd.
obserwacje na 100 mikrometrach kresie podczerwonym). W trakcie przeglÄ…du galaktyk kamera
z R=2000 oznaczają, że niezależny po- będzie w stanie wykonywać fotometrię,
miar otrzymuje się co 1/20 część mi- Spektrofotometr SPIRE a jeśli emisja w tych zakresach okaże
krometra, natomiast przy tej samej roz- Jest to także kamera i spektrometr, się znacząca, w sukurs przyjdzie spek-
dzielczości spektralnej i obserwacjach jednak z matrycami detektorów bolo- trometr furierowski. Pomiary te posłu-
na 200 mikrometrach wartość dociera- metrycznych, które pozwolą na obser- żą do wyznaczenie całkowitej ilości
jącego promieniowania mierzymy co wacje w dłuższych falach niż instru- energii emitowanej przez galaktyki, co
1/10 część mikrometra. W spektrosko- ment PACS. Aby detektory bolome- w konsekwencji powinno pozwolić na
powym trybie pracy instrumentu pole tryczne mogły pracować w sposób wyciągnięcie wniosków co do proce-
widzenia bÄ™dzie wynosiÅ‚o okoÅ‚o 50×50 niezakłócony, muszÄ… zostać schÅ‚odzo- sów fizycznych odpowiedzialnych za
sekund kątowych łuku, które zostanie ne do temperatury około 0,3 K! powstawanie galaktyk. Drugi z podsta-
odwzorowane na matrycÄ™ 5×5 detek- Zostanie to osiÄ…gniÄ™te dziÄ™ki specjalnej wowych problemów naukowych to ba-
torów. Co jest wyjątkowe w tym instru- technice, która została z powodzeniem danie najwcześniejszych faz powstawa-
mencie to czułość, z jaką będzie mogło zastosowana w trakcie realizacji japoń- nia gwiazd, tj. etapów, gdy nowo po-
być mierzone promieniowanie dociera- skiego projektu podczerwonego IRTS wstała gwiazda jest ciągle związana
jące do satelity FIRST od obiektów (InfraRed Telescope in Space). Pracu- z obłokiem, który dał jej początek. Ob-
astronomicznych. Dla porównania, jąc w modzie fotometrycznym, SPIRE łok molekularno-pyłowy otaczający ro-
będzie ona około 6 8 razy wyższa niż będzie mógł prowadzić jednoczesne ob- dzącą się gwiazdę jest na tyle gęsty, że
czułość ISO w modzie fotometrycznym serwacje w 3 szerokich pasmach z cen- jest ona zupełnie niewidoczna w zakre-
i od około 20 do 30 razy lepsza niż ISO tralnymi długościami fal na 250, 350 sie widzialnym czy też w bliskiej pod-
w spektroskopowym modzie pracy. To i 500 mikrometrach, z polem widzenia czerwieni. Zrozumienie ilościowe tego
właściwie natychmiast określa główne o średnicy około 4 minut kątowych procesu jest ważne z punktu widzenia
zadania naukowe stojÄ…ce przed instru- Å‚uku. Natomiast spektrometr furierow- tzw. poczÄ…tkowej funkcji mas (IMF 
mentem PACS. Będzie to przegląd ski będzie w stanie obserwować pole Initial Mass Function) dla gwiazd. Pa-
i sporządzanie map słabych z
ródeł, któ- o średnicy około 2 sekund kątowych rametr ten opisuje częstość z jaką po-
" 
wstają gwiazdy o określonej masie i ma gości fal) od 480 do 1250 GHz od 1410 zakresów o wyżej wspomnianej szero-
kluczowe znaczenie w rozumieniu pro- do 1910 GHz oraz od 2400 do 2700 kości rozłożonych dowolnie w 4 GHz
cesu ewolucji galaktyk. Zdolność SPI- GHz. Aby przeliczyć GHz na mikro- wstędze wzmacniacza. Dla czytelnika
RE do obserwacji bardzo chłodnego metry, należy 300 000 podzielić przez przyzwyczajonego do jednostek długo-
pyłu znajdzie również zastosowanie częstotliwość wyrażoną w GHz. Po- ści fal kilka przykładów: otóż wstęga
przy badaniu procesu utraty masy przez wyższe pasma wyrażone w jednostkach o szerokości 4 GHz przy obserwacjach
gwiazdy kończące swój żywot. Po- długości fali to zakres od 625 do 240, na 800 GHz (374,7 mikrometrów) od-
wszechnie wiadomo, że gwiazdy w cza- od 213 do 157 i od 125 do 111 mikro- powiada zakresowi około 1,7 mikrome-
sie ich ewolucji (szczególnie tuż przed metrów. Pierwszy zakres, pomimo iż tra, zaś przy obserwacjach na 1700 GHz
fazą mgławicy planetarnej) tracą więk- ciągły, podzielony jest ze względów (176,35 mikrometrów) zakresowi dłu-
szość swojej masy (np. z gwiazdy o ma- funkcjonalnych na pięć podzakresów. gości fal 0,42 mikrometra. Możliwa do
sie 5 razy większej w chwili powstania Wzmacniacze dla wszystkich 7 podza- osiągnięcia rozdzielczość R w przypad-
od masy Słońca pod koniec ewolucji kresów będą miały pasmo przenosze- ku obserwacji na 800 GHz wyniesie
pozostanie biały karzeł z masą bliską nia o szerokości 4 GHz, przy czym cen- 800 tysięcy dla spektrografu szeroko-
masie słonecznej). Nierozdzielnym ele- trum pasma będzie na 10 GHz dla pasmowego i 9,4 miliona dla spektro-
mentem wyrzucanej materii jest pył, zakresów od 1 do 5 oraz na 4 GHz dla grafu wysokiej rozdzielczości przy czę-
który, stygnąc w czasie oddalania się pasm 6 i 7 (nazywanych również 6a stości próbkowania co 100 kHz
od gwiazdy, promieniuje termicznie i 6b). Lokalny oscylator instrumentu i odpowiednio 1,7 miliona oraz 18 mi-
z maksimum emisji przypadającym na HIFI będzie generował bardzo stabilny lionów dla obserwacji na 1700 GHz. Ta
coraz dłuższe fale. Zrozumienie proce- sygnał (o dokładności 1 do 100 milio- rozdzielczość przeliczona do jednostek
su utraty masy jest ważne z punktu wi- nów) na wybranej przez obserwatora długości fal wynosi 5 i 0,5 A (jeden
dzenia wzbogacania ośrodka między- częstotliwości. Spośród częstotliwości Angstrem to 1 dziesięciotysięczna część
gwiazdowego w nowo powstałe cięż- pośrednich, które powstaną w rezulta- mikrona) oraz 1 i 0,05 A odpowiednio
kie pierwiastki, które stają się budulcem cie wymieszania sygnału LO z sygna- dla obserwacji na 800 i 1700 GHz.
nowej generacji gwiazd. łem obserwowanych obiektów, wzmoc- Oznacza to, że w zakresie submilime-
nieniu ulegną tylko te o częstościach od trowym będziemy mogli robić obser-
Spektrometr HIFI 8 12 GHz dla zakresów od 1 do 5 i od wacje z rozdzielczością zbliżoną do
Instrument ten oparty jest o techni- 2 do 6 GHz dla zakresów 6 i 7. W ten osiąganej w zakresie optycznym. To
kę radiową pozwalającą na przemianę sposób, znając częstotliwość sygnału właściwie natychmiast określa najważ-
częstotliwości z wyższych na niższe, generowanego przez LO i pasmo, w ja- niejszy cel naukowy stojący przed tym
które łatwiej poddają się dalszej anali- kim działają wzmacniacze, możemy instrumentem  jest nim astrochemia
zie. Przemiana częstotliwości (hetero- swobodnie wybierać zakres częstotli- albo, inaczej mówiąc, Wszechświat
dynowanie) ma niezwykle szerokie za- wości, w którym chcemy przeprowa- molekularny. Bardziej szczegółowe
stosowanie we wszelkiego rodzaju dzić obserwacje. W pasmach od 1 do 5 omówienie zadań naukowych stojących
odbiornikach radiowych i telewizyj- będą pracowały po dwa mieszacze przed HIFI znajdzie czytelnik w następ-
nych. Docierające do odbiornika sy- umożliwiające detekcję dwóch wza- nym rozdziale.
gnały o różnych częstotliwościach jemnie prostopadłych polaryzacji linio- Ze względu na skomplikowaną
mieszane są z sygnałem wzorcowym, wych docierającego sygnału. Natomiast konstrukcję HIFI oraz wykorzystanie
generowanym przez tzw. lokalny oscy- kanał 6a i 6b będą miały po jednym najnowszych osiągnięć w zakresie
lator (LO), a spośród wytworzonych mieszaczu, a zatem będą rejestrowały techniki mikrofalowej (mieszacze), fi-
sygnałów różnicowych o częstotliwo- tylko jedną z polaryzacji docierające- zyki nadprzewodników (detektory)
ściach pośrednich wzmocnieniu ulega- go sygnału. Jednocześnie będzie mógł oraz fizyki niskich temperatur konsor-
ją tylko te, które mają częstotliwości być obserwowany tylko jeden zakres cjum HIFI podjęło decyzję o modular-
zgodne z precyzyjnie zdefiniowanym częstotliwości o szerokości 4 GHz, ale nej budowie instrumentu. W ten spo-
pasmem przenoszenia wzmacniacza. jego analiza będzie możliwa przez dwa sób, pomimo udziału przy konstrukcji
Zmieniając częstotliwość sygnału typy spektrometrów: spektrometru i budowie HIFI dużej ilości wyspecja-
wzorcowego pochodzącego z LO (np. szerokopasmowego ze wstęgą 4 GHz lizowanych placówek, jest możliwe zle-
poprzez zmianę położenia pokrętła i częstością próbkowania 1 MHz canie prac nad pojedynczymi moduła-
w odbiorniku radiowym), będziemy (tzn. 4 GHz wstęga pokryta zostanie mi bez konieczności budowania całego
mogli wzmacniać docierające sygnały przez 4000 punktów pomiarowych) instrumentu w jednym ośrodku. HIFI
na różnych częstotliwościach (w przy- dla każdej z dwóch polaryzacji oraz składa się z czterech głównych podze-
padku odbiornika radiowego  wybie- spektrometru wysokiej rozdzielczości, społów posiadających strukturę modu-
rać falę). Zadaniem HIFI będzie obser- który będzie mógł pracować w dwóch larną, wynikającą z podziału dostęp-
wacja obiektów astronomicznych modach: ze wstęgą 1 GHz i rozdziel- nych częstotliwości na 7 niezależnych
z bardzo dużą rozdzielczością spektral- czością 200 kHz (5000 punktów pomia- pasm obserwacyjnych. Są to:
ną (na którą pozwala technika hetere- rowych) oraz ze wstęgą 500 MHz i roz- 1. część wejściowa zawierająca optykę,
dynowania) w trzech zakresach często- dzielczością 100 kHz (również 5000 elementy detekcyjne (znajdujące się
tliwości (ze względu na zastosowanie punktów pomiarowych). Specyfiką w pobliżu ogniska teleskopu i pracujące
w nim techniki radiowej używa się ra- spektrometru wysokiej rozdzielczości w temperaturze około 2 K), mieszacze
czej jednostek częstotliwości niż dłu- będzie możliwość wybrania od 4 do 5 oraz niskoszumowe przedwzmacniacze;
 "
2. lokalny oscylator pracujący w tem- w skład drugiego podzespołu, który bę- zumienia otaczającego nas Wszech-
peraturze około 100 K; dzie zasilał i sterował pracą lokalnego świata, jego historii i przyszłości.
3. część wyjściowa zawierająca wzmac- oscylatora. Do jego zadań będzie nale-
Kluczowe zadania naukowe
niacze częstości pośrednich oraz spek- żało również dobieranie optymalnych
stojÄ…ce przed HIFI
trometry; warunków pracy i dostrajanie elemen-
4. blok sterowania i kontroli HIFI, któ- tów mikrofalowych znajdujących się HIFI ze względu na bardzo dużą roz-
rego zadaniem będzie sterowanie pra- w LO, monitorowanie pracy oraz ko- dzielczość spektralną, szeroki zakres
cą całego instrumentu, komunikacja munikacja z centralnym procesorem dostępnych długości fal (częstotliwości)
z satelitą oraz transmisja zebranych da- HIFI. Prace nad pierwszymi modelami oraz jego czułość, będzie instrumentem,
nych naukowych. tego urządzenia rozpoczęły się w Cen- który pozwoli badać niezwykle szero-
Po analizie możliwości sprzętowych, trum Badań Kosmicznych w pierw- ki zakres podstawowych problemów
technicznych oraz zdobytych podczas szych miesiącach 2000 roku. Należy współczesnej astrofizyki. Oczywistym
realizacji innych misji kosmicznych mieć nadzieję, że żadna burza dziejo- jest, że odpowiednio wczesne rozpro-
doświadczeń, szefowie konsorcjum wa nie zatrzyma prac nad tym drobnym, pagowanie możliwości technicznych
HIFI zaproponowali stronie polskiej ale niewątpliwie niezbędnym elemen- instrumentu przyczyni się do przygo-
wykonanie systemu zarządzania i kon- tem instrumentu HIFI i za kilka lat ko- towania wielu projektów, o których
troli lokalnego oscylatora (HLCU  lejna porcja polskiej myśli technicznej w chwili obecnej nie mamy nawet po-
HIFI Local Oscilator Control Unit). i naukowej zacznie służyć naukowcom jęcia. Niezależnie od tego, konsorcjum
Jest to blok elektroniki wchodzący w niekończących się (?) próbach zro- HIFI już latem tego roku sformułowa-
ło (wstępnie!) kluczowe problemy ba-
dawcze dla tego instrumentu. Dlacze-
go wstępnie? Otóż formułując cele
naukowe, można zasugerować mody-
fikacje w już istniejących projektach in-
strumentu celem optymalizacji wyni-
ków naukowych. Jest więc możliwe, że
szczegóły techniczne HIFI ulegną pew-
nym zmianom, ale generalna idea in-
strumentu pozostanie ta sama.
Mówiąc o planowanych obserwa-
cjach w zakresie podczerwonym i sub-
milimetrowym, należy wspomnieć
o tym, że większość ważnych z astrofi-
zycznego punktu widzenia molekuł
(np. woda i molekuły zawierające wę-
giel  tu nawet jeśli przemilczane, to
zainteresowanie jest głębsze: chodzi
o warunki umożliwiające życie w na-
szym ziemskim wyobrażeniu) posiada
w podczerwonym i submilimetrowym
zakresie długości fal wiele charaktery-
stycznych linii emisyjnych (każda z mo-
lekuł emituje w specyficzny dla niej
sposób  a dzięki badaniom fizyków
i chemików my, astrofizycy, potrafimy
zidentyfikować te związki poprzez ich
linie papilarne). W ciÄ…gu ostatnich trzy-
dziestu lat udało się zidentyfikować
w przestrzeni kosmicznej około 100
molekuł, poczynając od najprostszych,
zawierajÄ…cych po dwa atomy (np. wo-
dór molekularny i... czad) a kończąc na
egzotycznych molekułach zawierają-
cych po kilkadziesiąt atomów. Obser-
wacje tych przejść molekularnych dają
możliwość oceny warunków fizycznych
panujących w różnorodnych obszarach
Rys.3. Widok satelity FIRST z osłoną przeciwsłoneczną, 3,5 m teleskopem oraz
kosmosu, pozwalając na prześledzenie
kriostatem zawierającym nadciekły hel. Urządzenia pomiarowe będą zlokalizowa-
ewolucji chemicznej Wszechświata,
ne w górnej częS
ci pod czaszÄ… teleskopu.
bez mała, aż od momentu Wielkiego
" 
Wybuchu. I tak kluczowymi problema- w zakresie, w którym występuje bar- HIFI jest obserwacja linii wzbronionej
mi badawczymi sformułowanymi przez dzo duża liczba ważnych przejść mo- [C II] na 158 mikrometrach. To wła-
konsorcjum HIFI są: lekularnych wody. Drugie i trzecie śnie promieniowanie w tej linii jest
1. woda, woda, woda, & ; zagadnienia kluczowe to badanie dy- w dużej mierze odpowiedzialne za chło-
2. ośrodek międzygwiazdowy; fuzyjnego (rozrzedzonego) ośrodka dzenie obszarów formowania się
3. przeglądy linii molekularnych międzygwiazdowego oraz przeglądy gwiazd, szczególnie intensywnego we
i przejść struktury subtelnej atomów linii papilarnych dla różnorodnych wczesnych stadiach ewolucji galaktyk.
i jonów; składowych Wszechświata. Ewolucja Duże natężenie tej linii pozwoli obser-
4. wyznaczenie gradientu galak- Wszechświata to cykliczna zależność wować ją dla galaktyk o przesunięciu
tycznego deuteru; pomiędzy materią międzygwiazdową ku czerwieni od około 0,5 do 3 (zakres
5. linia wzbroniona [C II] o dłu- w galaktykach a ewolucją gwiazd. przesunięcia ku czerwieni poniżej 0,5
gości fali 159 mikrometrów jako Z jednej strony gwiazdy i ich układy będzie wydajniej badany za pomocą ka-
wskaz
nik aktywności gwiazdotwórczej planetarne powstają w wyniku kolapsu mery PACS). Ten zakres przesunięć ku
w galaktykach o dużym przesunięciu ku grawitacyjnego międzygwiazdowych czerwieni jest bardzo istotny z punktu
czerwieni. obłoków molekularnych (największe widzenia ewolucji galaktyk, tworzenia
To nie chochlik drukarski, że w punk- z nich rozciągają się na obszarach się ich dysków i produkcji metali, a za-
cie pierwszym wymieniliśmy wodę 200 300 lat świetlnych i zawierają tem unikalne badania za pomocą HIFI
wielokrotnie. Molekuła wody to jedna masy większe od 100 tysięcy mas na- przyniosą istotny wkład do badania
z kluczowych molekuł w różnorodnych szego Słońca). Z drugiej zaś gwiazdy, ewolucji galaktyk.
obiektach kosmicznych: w obszarach poprzez zachodzące w ich wnętrzach
* * *
powstawania gwiazd, w wypływach reakcje jądrowe, wzbogacają materię
materii z gwiazd zaawansowanych w nowo zsyntetyzowane pierwiastki, Kończąc ten skrótowy przegląd
ewolucyjnie, w gęstych obłokach mo- które łącząc się z sobą dają początek podstawowych problemów badaw-
lekularnych, w dyskach aktywnych ją- nowym molekułom. Zrozumienie pro- czych stojących przed HIFI, podkreśl-
der galaktyk a także w obiektach na- cesów molekularnych zachodzących, my, że formułowanie szczegółowych
szego układu planetarnego. No, a poza szczególnie w fazie powstawania i ewo- strategii obserwacyjnych i wybór
tym woda to& życie (przynajmniej lucji planet, to jedno z najważniejszych obiektów do obserwacji są dopiero
w naszym ziemskim rozumieniu). Mo- zadań współczesnej astrofizyki. Zapew- w fazie początkowej. Ważnym jest
lekuła wody posiada ogromną liczbę, ne jeszcze za wcześnie o tym mówić więc, aby naukowcy zainteresowani
niezbyt odległych od siebie, a poza tym z całą otwartością, ale stoi przed nami badaniem Wszechświata w zakresie
nisko leżących (a zatem łatwo wzbu- zagadka początków życia. Widma du- submilimetrowym mieli czas na prze-
dzanych nawet przy bardzo niskich żej rozdzielczości z HIFI otrzymane dla myślenie problematyki i zapropono-
temperaturach ośrodka) poziomów obiektów o różnym stopniu zaawanso- wanie własnych programów obserwa-
energetycznych. Z tego powodu woda wania ewolucyjnego dostarczÄ… infor- cyjnych. W obecnej fazie planowania
odgrywa zasadniczą rolę w procesie macji o niezliczonym bogactwie linii przyszłych badań za pomocą instru-
chłodzenia. Co więcej, prawdopodo- molekularnych, a ich identyfikacja po- mentu HIFI, naukowcy polscy zainte-
bieństwa przejść (a zatem i natężenia zwoli na zrozumienie procesów zacho- resowani są przede wszystkim trzema
linii molekularnych) zmieniają się dla dzących w cyklu od powstawania obszarami badań, poczynając od
różnych poziomów o wiele rzędów gwiazd i ich układów planetarnych aż obiektów naszego układu planetarne-
wielkości. Skoro tak, to molekuła wody do ich S
mierci. Czwartym problemem go, poprzez końcowe fazy ewolucji
jest wyśmienitym indykatorem warun- kluczowym jest zbadanie zmienności gwiazd mało- i średniomasywnych,
ków fizycznych (temperatura, gęstość) w zawartości deuteru (ciężka molekuła a kończąc na aktywnych jądrach ga-
w ośrodkach, w których ona występu- wodoru, w której jeden normalny atom laktyk. Mamy nadzieję, że program ten
je. Jednym z problemów kluczowy dla wodoru został zastąpiony poprzez atom będzie ulegał poszerzeniu w miarę, jak
HIFI będzie prześledzenie ewolucji fi- wodoru zawierający w jądrze dodatko- będą postępowały prace nad instru-
zycznej i chemicznej wody w obszarach wo jeden neutron). Wyznaczenie tego mentem HIFI.
formowania siÄ™ gwiazd, poczynajÄ…c od parametru ma znaczenie kosmologicz-
gęstych i chłodnych obłoków moleku- ne. Pozwoli nałożyć ograniczenia na
larnych, poprzez obiekty protogwiaz- ilość deuteru, który powstał w momen-
Dr R. Szczerba jest pracownikiem
dowe, fazę kolapsu grawitacyjnego, cie Wielkiego Wybuchu, a następnie
Centrum Astronomicznego PAN
młode obiekty gwiazdowe i ewentu- ulegał stopniowemu niszczeniu w wy-
i zajmuje się badaniem póx
nych
alnie aż do uwięzienia wody w obiek- niku reakcji jądrowych w gwiazdach.
stadiów ewolucji gwiazd z wykorzy-
tach wokółgwiazdowych typu plane- Molekuła ta jest trudno obserwowalna
staniem obserwacji w zakresie da-
toidy, komety, no i oczywiście, planety. i rzeczywiście tylko HIFI będzie miał
lekiej podczerwieni. Dr inż. M. Ra-
Ze względu na występowanie wody szansę zbadać ewolucję ciężkiego wo-
taj i mgr inż. P. Orleański są pra-
w naszej ziemskiej atmosferze badania doru. Warto podkreślić, że obserwacje
cownikami Centrum Badań Ko-
tego typu nie są możliwe z powierzch- linii molekuły deuteru na 122 mikro- smicznych PAN z ponad 20-letnim
doS
wiadczeniem w konstrukcji sa-
ni naszej planety. Instrument HIFI jest metrach będą dostępne również dla naj-
telitarnych przyżądów pomiarowych
idealny do tego celu: duża rozdzielczość bliższych galaktyk. Ostatnim z wymie-
głównie z dziedziny teledetekcji.
spektralna i możliwość obserwacji nionych powyżej zadań stojących przed
 "
Protogwiazdowy aIkohoI
stronomia wzbogaciła się o cie- Do takiego intrygującego wniosku gwiezdny  noworodek powoduje za-
kawą metodę, pozwalającą doprowadziły naukowe dywagacje ho- razem odparowanie ze swego otocze-
Aoszacować wiek nowo powsta- lenderskiego astronoma. Wiadomo do- nia metanolu. Jego zaś koncentracja
jących gwiezdnych członków kosmicz- skonale, iż młoda protogwiazda jest rośnie z czasem, w wyniku kumulowa-
nej społeczności. O wieku rodzącej się wciąż schowana w  kokonie materii nia się jego kolejnych  dostaw . I to
gwiazdy, czyli protogwiazdy, możemy tworzącej obłok międzygwiazdowej, właśnie pozwoli określać wiek proto-
wnioskować bowiem& po ilości me- z którego części sama powstała. Prze- gwiazd  wystarczy oszacować wiel-
tanolu, który powstaje i kumuluje się prowadzone obliczenia i symulacje po- kość zgromadzonych przez nie alkoho-
w jej atmosferze. kazały niezbicie, że rozgrzewający się lowych  zapasów . (mag)
R
miercionoS
na nadfioIetowa wiosna
statnio odświeżona moda na trze wypełniłby tlenek azotu, powodu- nia ultrafioletowego powróci do wielko-
filmy katastroficzne uzmysło- jąc masywne opady kwaśnych deszczy. ści sprzed uderzenia. Następnie przetrze-
Owiła nam niezwykle plastycz- To zaś spowodowałoby zmniejszenie biona warstwa ozonowa nie będzie
nie, jakie skutki może powodować upa- ilości rozpuszczonego węgla organicz- w stanie bronić skutecznie jak kiedyś
dek asteroidy lub komety na powierzch- nego w jeziorach i rzekach, a co za tym Ziemi i po około 600 dniach poziom pro-
nię Ziemi: bezpośrednie gigantyczne idzie  zwiększoną penetrację promie- mieniowania nadfioletowego się po-
zniszczenia, olbrzymie fale pływowe niowania nadfioletowego. dwoi. Oznacza to uszkodzenia DNA ja-
oraz globalny pyłowy obłok blokujący Chciałoby się zaoponować, że prze- kieś 1000 razy większe niż normalnie
dopływ promieniowania słonecznego, cież początkowo ów nadfiolet będzie oraz około pięciusetkrotnie większe
pogrążający planetę w surowych wa- blokowany skutecznie przez wspo- zniszczenia flory. Tak intensywny nad-
runkach  zimy pouderzeniowej . mniany już obłok pyłowy. Owszem, fiolet może powodować mutacje, wywo-
Andrew Blaustein, profesor z Ore- tyle że będzie to miało swe fatalne skut- ływać raka, niszczyć rośliny lub  przy-
gon State University oraz Charles Coc- ki już w niedalekiej przyszłości. Wiele najmniej spowalniać ich wzrost poprzez
kell z British Antarctic Survey zazna- zwierząt potrzebuje bowiem pewnej tłumienie fotosyntezy.
czają, że to dopiero początek kłopotów. dawki ultrafioletu do  konserwacji Dużo bardziej prawdopodobne i fak-
Dwaj naukowcy przeanalizowali skut- mechanizmów obronnych przed tą tycznie częstsze w historii naszej pla-
ki uderzenia asteroidy o wielkości po- szkodliwą radiacją. W razie jej braku nety były upadki mniejszych astero-
dobnej do tej, której upadek na przeło-  broń ta może słabnąć lub wręcz za- idów. Czy możemy zatem odetchnąć
mie kredy i trzeciorzędu spowodował nikać. W czasie pouderzeniowej zimy z ulgą? Niestety, nie  teoretyczne
m. in. wyginięcie dinozaurów. (Przyj- wiele organizmów zginie; te, które skutki takich zderzeń mogą być nawet
muje się obecnie, że upadek ów nastą- przetrwają, czeka jeszcze  nadfioleto- gorsze! Warstwa ozonowa dozna co
pił na półwyspie Jukatan, z siłą prawie wa wiosna , przed którą już niewiele prawda mniejszego uszczerbku, jednak-
biliona megaton!). Tego typu katastro- gatunków zdoła się wówczas obronić. że mniej będzie pyłu chroniącego przed
fa pociągnęłaby za sobą inne, nie mniej Według obliczeń, po upływie około nadfioletem. Czyli  i tak z
le, i tak
śmiercionośne konsekwencje. Powie- 390 dni poziom natężenia promieniowa- niedobrze! (mag)
OIympus Mons z bIiska
a jednym z najnowszych zdjęć, Nie jest to czynny wulkan, a okolice wymiary w poziomie: średnica osiąga,
wykonanych przez krążącą na jego wierzchołka są pokryte drobnym bagatela, niemal 550 km! Pomimo wiel-
Norbicie wokółmarsjańskiej son- pyłem i usiane małymi kraterami ude- kiej wysokości sprawia to wszakże, że
dę Mars Global Surveyor, podziwiać rzeniowymi. Olympus Mons z grubsza nachylenie wulkanu jest rzędu raptem
możemy wierzchołek absolutnego re- trzykrotnie przewyższa naszego ziem- paru stopni; tak więc ewentualna wspi-
kordzisty Układu Słonecznego  wul- skiego rekordzistę  Mount Everest, naczka na jego szczyt byłaby jedynie
kanu Olympus Mons. a jeszcze większe wrażenie robią jego mozolnym marszem. (mag)
"