Kosmiczne neutrina i źródła promienio-
wania X. Astrofizycy laureatami Nagrody Nobla 2002 r.

Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki w 2002 r. została przyznana trzem astrofizykom. Raymond Davis Jr. z USA i Masotoshi Koshiba z Japonii otrzymali nagrodę za „detekcję kosmicznych neutrin”, a Riccardo Giacconi (USA) za „pionierski wkład w astrofizykę, dzięki któremu odkryto źródła promieniowania X w Kosmosie”. Wszyscy trzej wytaczali nowe drogi poznawania Wszechświata. W swoich dziedzinach pracowali przez kilkadziesiąt lat z pasją i samozaparciem, bo nie zawsze spotykali się ze zrozumieniem i poparciem swoich środowisk.

Raymond Davis Jr.

Raymond Davis Jr., Amerykanin, urodził się w Waszyngtonie w USA w roku 1914. Studia wyższe odbył na Uniwersytecie Stanowym w Maryland (1940), a doktorat z chemii uzyskał w roku 1942 na Uniwersytecie Yale w stanie Connecticut. Później (od 1946 r.) pracował w Narodowym Laboratorium Chemicznym w Brookhaven w Nowym Jorku. Obecnie zajmuje stanowisko Professor Emeritus w Departamencie Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Stanowego Pensylwanii w Filadelfii w USA.

Masatoshi Koshiba

Masatoshi Koshiba, Japończyk, urodził się w 1926 r. w Toyohashi w Japonii. Studia fizyczne ukończył na Uniwersytecie w Tokio w 1951 r. Doktorat uzyskał w 1955 r. na Uniwersytecie w Rochester w stanie Nowy York w USA. Pracował głównie w Międzynarodowym Centrum Fizyki Cząstek Elementarnych Uniwersytetu w Tokio. Obecnie ma stanowisko Professor Emeritus tegoż uniwersytetu. Ci dwaj panowie otrzymali 50% nagrody. Druga połowa przypadła trzeciemu laureatowi.

Riccardo Giacconi

Riccardo Giacconi, Amerykanin włoskiego pochodzenia. Urodził się w 1931 r. w Genui we Włoszech. Studia wyższe, zakończone doktoratem w 1954 r. (takim stopniem kończyły się wtedy we Włoszech studia uniwersyteckie) odbył na Uniwersytecie w Mediolanie. Od końca lat 50. pracuje w USA w różnych laboratoriach badawczych na uniwersytetach amerykańskich i w NASA. Obecnie jest profesorem Uniwersytetu Johns Hopkins w Baltimore i Przewodniczącym Stowarzyszenia Uniwersytetów Amerykańskich. Był pierwszym dyrektorem Instytutu Nauk Teleskopu Kosmicznego Hubble'a w Baltimore w latach 1981–1993, a w latach 1993–1999 dyrektorem generalnym ESO, czyli Europejskiego Obserwatorium Południowego. W roku 1996 Uniwersytet Warszawski nadał mu godność doktora honoris causa.

Neutrina słoneczne

Detektor Kamiokande zbudowany pod kierunkiem Masatoshi Koshiby w Japonii. Wielki zbiornik wypełniony jest prawie 3000 ton czystej wody. Przechodzące neutrina wywołują świecące smugi (na skutek efektu Czerenkowa), rejestrowane przez wielkie fotopowielacze, którymi wyłożone są ściany wewnętrzne zbiornika. Po prawej stronie, w połowie wysokości obrazu, widoczni ludzie na pontonie zajęci wymianą fotopowielaczy. Oddaje to dobrze skalę obrazu i daje wyobrażenie o wielkości tego odbiornika neutrin

Promieniowanie słoneczne potrzebuje ok. 8 min, aby z powierzchni Słońca dotrzeć do Ziemi. Ale czy jest to właśnie świeżo wyprodukowana energia świadcząca o tym, co właśnie kilka minut temu zdarzyło się na Słońcu? Nie, tak nie jest. Zanim energia wyprodukowana w jądrze Słońca dotrze do jego powierzchni, mija milion lat. W tym czasie ulega ona wielu procesom rozpraszania, pochłaniania i reemisji. A neutrina wyprodukowane w jądrze w czasie ok. 3 s wydostają się na powierzchnię Słońca i dalej z szybkością światła przenikają wszystko, co je otacza, oczywiście wraz z globem ziemskim i jego mieszkańcami.

Neutrina to cząsteczki elementarne, które nie mają masy i ładunku elektrycznego. Potrzeba ich istnienia została stwierdzona w badaniach teoretycznych nad reakcjami jądrowymi tzw. rozpadu beta przez Wolfganga Pauliego w roku 1930, ale trzeba było przeszło 25 lat, aby w roku 1956 w laboratorium fizyki jądrowej potwierdzić ich fizyczne istnienie.

Pytanie o źródło energii naszej dziennej gwiazdy stało się poważnym zagadnieniem naukowym dopiero w latach 20. i 30. ubiegłego wieku. Właśnie w roku 1920 stwierdzono, że masa atomu helu jest mniejsza od masy czterech atomów wodoru. I wtedy znany astrofizyk Artur Eddington zauważył, że reakcje jądrowe, w których wodór jest przekształcany w hel, mogłyby być dostawcą energii słonecznej. Brakująca w atomie helu masa mogłaby być przemieniona na energię na podstawie równania Einsteina E = mc². W istocie w jądrze Słońca co sekundę 6×10⁸ t wodoru jest przekształcane w hel, a 4,2×10⁶ t materii słonecznej w energię. Przemiana wodoru w hel w Słońcu powoduje powstanie 2 neutrin na każde nowe jądro atomu helu. A dzieje się tak w serii reakcji jądrowych, których wyjaśnienie podał w końcu lat 30. m.in. żyjący jeszcze laureat Nagrody Nobla Hans Bethe. W latach 50. próbę sprawdzenia istnienia neutrin słonecznych podjął inny laureat Nobla, Frederick Reines, który stwierdził tylko, że jest możliwe potwierdzenie istnienia neutrin. A obserwacyjne potwierdzenie istnienia neutrin słonecznych byłoby bardzo potrzebnym bezpośrednim dowodem potwierdzającym rzeczywiste zachodzenie powyżej opisanych przemian jądrowych wewnątrz Słońca i innych gwiazd.

Schemat detektora Davisa, za pomocą którego udowodnił on istnienie neutrin słonecznych. W nieczynnej kopalni złota w Południowej Dakocie, ok. 1700 m pod powierzchnią Ziemi, R. Davis umieścił wielki zbiornik w postaci cylindra o długości 14,6 m i średnicy 6,1 m, który wypełnił przeszło 600 t czterochlorku etylenu (C₂Cl₄). Schwytane w tej cieczy neutrina powodują, że zachodzi reakcja przemiany chloru w izotop argonu i „wystarczy” tylko policzyć utworzone atomy argonu, co właśnie robił R. Davis

Strumień neutrin pochodzących ze Słońca oceniono na bardzo duży: każdej sekundy przechodzi przez nasze ciało wiele tysięcy miliardów neutrin, chociaż my nie zdajemy sobie z tego sprawy. Spowodowane jest to faktem, że neutrina bardzo słabo oddziałują z materią i tylko ok. miliard neutrin mogłoby być wychwyconych w swej drodze poprzez glob ziemski.

W końcu lat 50. Raymund Davis Jr. był jedynym uczonym, który, wbrew pesymistycznym opiniom środowiska fizyków, podjął wyzwanie poszukiwania i udowodnienia istnienia neutrin słonecznych. Większość reakcji jądrowych w Słońcu produkuje niskoenergetyczne neutrina elektronowe i te rzeczywiście jest bardzo trudno wykryć, ale w niektórych reakcjach powstają wysokoenergetyczne neutrina. Włoski fizyk Bruno Pontecorvo ocenił, że byłoby możliwe wykrycie takich neutrin słonecznych po ich reakcji z jądrem chloru ³⁷Cl, co doprowadziłoby do powstania izotopu argonu ³⁷Ar wg reakcji ³⁷Cl (ν,e^–)³⁷Ar. Czas życia takiego atomu wynosi ok. 50 dni, byłoby więc dosyć czasu na ich poszukiwanie. I tym tropem poszedł Raymund Davis. W starej, nieczynnej już kopalni złota w Homestake w Południowej Dakocie w USA umieścił wielki zbiornik (cylinder o średnicy 6,1 m i długości 14,6 m), który wypełnił 615 t czterochlorku etylenu. Ten związek to płyn powszechnie stosowany w pralniach chemicznych do czyszczenia odzieży. Było w nim ok. 2×10³⁰ atomów chlorku, który po zaabsorbowaniu ok. 20 neutrin wysokoenergetycznych na miesiąc dałby tyleż atomów argonu. Oczywiście pierwszym zadaniem Davisa było opracowanie metody odkrycia i policzenia tych atomów. To zadanie, zdaniem wielu uczonych, trudniejsze niż znalezienie określonego ziarnka piasku na całej pustyni Sahara. Ale Davis z sukcesem rozwiązał ten problem i jego wyniki są w pełni wiarygodne.

Stacja pomp w „obserwatorium” Davisa

Eksperyment Davisa pracował od 1962 do 1994 r. i w całym okresie zebrał tylko około 2000 atomów argonu. Jest to znacznie mniej, niż się spodziewano, a w szczególności znacznie mniej, niż wskazywały badania teoretyczne prowadzone przez jego współpracownika Johna Bahcalla. A więc już po paru pierwszych latach tego eksperymentu, w latach 70. astrofizycy uświadomili sobie, że istnieje problem deficytu neutrin słonecznych. Późniejsze próby detekcji tych tajemniczych cząstek w eksperymentach SAGE na Kaukazie, GALLEX i innych również zawiodły. Powstało pytanie: czy my dobrze rozumiemy procesy zachodzące we wnętrzu Słońca? A może neutrina „gubią” się gdzieś po drodze ze Słońca do Ziemi? A może, wbrew temu, co o nich myślimy, mają jakąś, choćby bardzo niewielką, masę?

Neutrina znamy w trzech odmianach: elektronowe, mionowe i taonowe. Neutrina elektronowe są produktem reakcji jądrowych zachodzących głęboko we wnętrzu gwiazd i naszego Słońca. Zanim dotrą do Ziemi, muszą pokonać najpierw materię słoneczną, a następnie przestrzeń dziejącą Słońce od Ziemi. Wprawdzie cała ta droga trwa tylko około 8 min, ale może właśnie w tym czasie ulegają one przemianie w inny typ cząstek, np. w neutrina mionowe lub taonowe, które byłyby zupełnie niewidoczne dla ziemskich instrumentów?

Neutrina w laboratorium i z Kosmosu

„Obserwatorium” neutrin Davisa — główny zbiornik 615 t czterochlorku etylenu, w którym chlor ³⁷Cl na skutek reakcji z neutrinami może zamienić się w argon ³⁷Ar

Zainteresowanie cząsteczkami elementarnymi materii było tak duże, że w kilku miejscach na kuli ziemskiej zbudowano różne ich detektory i zaprogramowano różne badania. Np. w Kanadzie zbudowano laboratorium SNO, którego detektor neutrin wykorzystuje ciężką wodę D₂O. W Japonii Masatoshi Koshiba zbudował detektor, który miał pierwotnie służyć do badania rozpadu protonu. Nazwano go Kamiokande. Składa się on z wielkiego (średnica przeszło 17 m), umieszczonego też w starej kopalni dla uniknięcia „szumów” atmosferycznych, zbiornika wypełnionego czystą wodą (2140 t!). Jego ściany zostały wyłożone fotopowielaczami (było ich prawie 10 tys.) i miały rejestrować błysk powstający w czasie przechodzenia neutrina przez detektor i reagującego z jądrem jakiegoś atomu zawartego w wodzie. Uwolniony w czasie takiej reakcji elektron powodowałby tzw. świecenie Czerenkowa, które świadczyłoby o schwytaniu neutrina. Detektor ten potwierdził wyniki badań Raymonda Davisa. Podstawowa różnica między detektorami Davisa i Koshiby polegała na tym, że Kamiokande rejestrował czas zjawiska i kierunek, z którego dochodziły neutrina. Mógł też dowieść, że mierzone neutrina rzeczywiście pochodziły ze Słońca.

Schemat aparatury Giacconiego, która została umieszczona w dziobie rakiety Aerobee i w dniu 18 czerwca 1962 roku wyniesiona ponad atmosferę ziemską. Celem eksperymentu było poszukiwanie fluorescencyjnego promieniowania X z powierzchni Księżyca. Promieniowania rentgenowskiego z Księżyca nie zaobserwowano, ale odkryto pierwsze źródło promieniowania X spoza Układu Słonecznego, w pobliżu środka Drogi Mlecznej. Później nadano temu źródłu nazwę Skorpion X-1 (Sco X-1) i okazało się ono układem podwójnym, w którym jeden ze składników jest gwiazdą neutronową.
Odbiornikami promieniowania w tym eksperymencie były 3 liczniki scyntylacyjne Geigera (wskazane strzałkami), przed którymi nie było żadnego kolimatora. „Okna” tych liczników miały różną grubość, co umożliwiło określenie energii rejestrowanego promieniowania X. Rzeczywista wysokość prezentowanego wyżej instrumentu sięga 1 m

Jak się często zdarza w pracy naukowej, oryginalny cel eksperymentu Kamiokande nie został osiągnięty, bo nie doprowadził do odkrycia rozpadu protonu, ale 23 lutego 1987 r. zarejestrował neutrina pochodzące z Kosmosu, z wybuchu gwiazdy supernowej. Supernowa 1987A w Wielkim Obłoku Magellana była znaczącym wydarzeniem wydarzeniem astronomicznym na południowej półkuli nieba. Jej wybuch nie był widoczny w Japonii, ponieważ tam nigdy nie są widoczne te galaktyki, ale pewna liczba neutrin przeszła przez Ziemię i związane z nimi promieniowanie Czerenkowa zostało zarejestrowane przez fotopowielacze detektora Kamionkande. W czasie wybuchu supernowej Kamiokande zarejestrował 12 neutrin. Ocenia się, że w wybuchu SN1987A zostało uwolnionych 10⁵⁸ neutrin, z których przez detektor przeszło 10¹⁶ cząsteczek. Podobne rezultaty otrzymali również uczeni w Stanach Zjednoczonych i Kanadzie. Sam fakt odkrycia strumienia neutrin stowarzyszonego z wybuchem supernowej świadczy o tym, że dobrze rozumiemy fizykę tego zjawiska. Ponadto pozostałości wybuchu supernowej są, zgodnie z przewidywaniami, silnymi źródłami promieniowania X i takie zjawisko rzeczywiście obserwujemy przy pomocy satelitów rentgenowskich.

Oto jak wyglądają dyplomy noblistów. Każdy ma niepowtarzalną oprawę graficzną i wypisywany jest ręcznym kaligraficznym pismem

Doświadczenia Davisa i Koshiby legły u podstaw powstania nowej dziedziny astronomii — astronomii neutrinowej. Detektor Kamiokande został rozbudowany i ulepszony i nazywa się teraz SuperKamiokande. Eksperymenty przeprowadzone w ostatnich latach przy pomocy tego instrumentu doprowadziły do odkrycia zupełnie nowego zjawiska „oscylacji” neutrin, w których jeden rodzaj neutrin może przemienić się w inny (mówi się, że może zmienić zapach). Badano kaskady neutrin pojawiające się w atmosferze Ziemi na skutek oddziaływania z nią promieniowania kosmicznego. Wykazano, że liczba neutrin elektronowych docierająca do detektora bezpośrednio z atmosfery była zdecydowanie większa niż liczba neutrin powstających dokładnie po drugiej stronie globu ziemskiego, a więc pokonujących dodatkową drogę do detektora równą średnicy Ziemi. Jedynym wytłumaczeniem tego zjawiska jest właśnie przechodzenie jednych neutrin w drugie. Przemiany te mogą mieć charakter oscylacji, tzn. wielokrotnych przemian jednej cząstki w drugą i z powrotem. To pociąga za sobą konieczność posiadania przez neutrina niezerowej masy, a to z kolei ma wielkie znaczenie dla Modelu Standardowego cząstek elementarnych i dla roli, jaką neutrina mogą odgrywać we Wszechświecie. Wielkie ilości neutrin, nawet o niewielkiej masie, mogą stanowić istotną część ciągle nam brakującej (mówimy „ciemnej”) materii Wszechświata. Mogą one odgrywać dużą rolę w procesie formowania i grupowania galaktyk. Unoszą znaczną część energii produkowanej w Słońcu i gwiazdach oraz wybuchu gwiazd supernowych. Oscylacje neutrin mogą również być odpowiedzialne za wynik obserwacji Davisa, który rejestrował dużo mniej tych cząstek, niż oczekiwał. Więcej dowodów na oscylacje neutrin pojawiło się wiosną 2000 r., kiedy w Neutrinowym Obserwatorium w Sudbury w Kanadzie (Sudbury Neutrino Observatory) doniesiono o „odnalezieniu” wszystkich neutrin słonecznych (patrz miesięcznik „Delta”, lipiec 2002 r.)

Aktualnie w Antarktyce jest budowany nowy detektor, AMANDA, którego celem będą obserwacje przenikających Ziemię wysokoenergetycznych neutrin poprzez efekt Czerenkowa w lodzie arktycznym.

Promieniowanie X

Schemat przepływu materii w układzie podwójnym złożonym z „normalnej” gwiazdy i gwiazdy neutronowej. Gwiazda neutronowa akreuje wypływającą z gwiazdy materię tworząc z niej dysk akrecyjny. Materia w dysku może być rozgrzana do bardzo wysokich temperatur i sama świecić w promieniowaniu X. Ale też materia ta spada na gwiazdę neutronową, a zderzając się z jej powierzchnią powoduje, tak jak w klasycznej lampie rentgenowskiej, emisję promieniowania X

Promieniowanie X zostało odkryte przez W. K. Roentgena w 1895 r. i szybko znalazło szerokie zastosowanie w różnych dziedzinach medycyny i pracach badawczych. Ale trzeba było ponad 50 lat, aby stwierdzić emisję promieniowania X z ciał niebieskich. Powodem tego był przede wszystkim fakt, że promieniowanie to, które tak łatwo przenika przez ludzkie ciało, jest prawie całkowicie absorbowane przez ziemską atmosferę. I trzeba było czekać na rozwój technik rakietowych, które zdolne były wynieść odbiorniki promieniowania X ponad gęste warstwy atmosfery. Pierwszy takich obserwacji dokonał Herbert Friedman w 1949 r. Odkrył, że obszary plam i erupcji słonecznych oraz korona słoneczna są źródłami promieniowania Roentgena. Następne etapy odkrywania promieniowania rentgenowskiego ciał niebieskich dokonywały się przy znaczącym udziale tegorocznego włosko-amerykańskiego laureata Nagrody Nobla. Pracował nad tym problemem w USA już od roku 1959. Najpierw pod kierunkiem Bruno Rossiego pracował nad zasadami budowy teleskopu rentgenowskiego. Problem polegał na tym, że nie można dla tego promieniowania zastosować teleskopu podobnego do teleskopów optycznych, bo promieniowanie X po prostu przenika przez takie lustra. Natomiast promieniowanie to może się odbijać, gdy pada prawie stycznie do powierzchni „lustra”, stąd też teleskopy rentgenowskie podobne są najbardziej do lejka. Pierwsze instrumenty astronomiczne do obserwacji promieniowania rentgenowskiego ciał niebieskich w ogóle nie miały luster. Pierwszy taki instrument zbudowany przez Giacconiego i jego grupę miał tylko liczniki Geigera i wzbił się na 6 min nad atmosferę na dziobie rakiety Aerobee w czerwcu 1962 r. Celem obserwacji było sprawdzenie, czy Księżyc nie promieniuje w tym zakresie widma. Nie odkryto promieniowania X Księżyca, ale niespodziewanie zarejestrowano jakieś silne odległe źródło X w centralnych rejonach Drogi Mlecznej i ogólne tło rentgenowskie całego nieba. To źródło zostało później nazwane Sco X-1, a inne źródła w tym pionierskim eksperymencie odkryte to Cyg X-1, X-2 i X-3. Te ostatnie to gwiazdy rentgenowskie, będące, co wiemy już dzisiaj, ciasnymi układami podwójnymi, w których jeden ze składników jest gwiazdą neutronową lub czarną dziurą. Dla dalszych badań nowo odkrytych obiektów oraz przeglądu nieba w promieniowaniu rentgenowskim Ricardo Giacconi zainicjował budowę dedykowanego tym badaniom satelity. Aparatura została wprowadzona na orbitę okołoziemską w grudniu 1970 r. z bazy w Kenii. Dla uhonorowania miejsca startu nadano temu obserwatorium nazwę UHURU (co znaczyło „wolność” w języku suahili). Pracował do marca 1973 r. Odkryto nim ponad 400 nowych źródeł promieniowania X i uzyskano wiele informacji o promieniowaniu tła nieba w tym zakresie widma. Obserwatorium to też nie miało tego, co w klasycznym teleskopie jest najważniejsze — zwierciadła dającego obraz obserwowanego obiektu. Wyposażone było tylko w liczniki scyntylacyjne. Otrzymanym „obrazom” nieba wiele jeszcze brakowało do jakości obrazów nawet niewielkich teleskopów optycznych. Doświadczenia Giacconiego i jego autorytet przekonały NASA, że trzeba zbudować kolejne orbitalne obserwatorium promieniowania X, tym razem już ze zwierciadłem dającym obrazy dobrej jakości. W 1978 r. został zbudowany i wprowadzony na orbitę satelita EINSTEIN, który pracował do kwietnia 1981 r. Jego teleskop rentgenowski miał powierzchnię zbiorczą s<>350 cm² i dawał obrazy o jakości porównywalnej z jakością obrazów optycznych (zdolność rozdzielcza 2–5 sekund łuku). Jego czułość była tak wielka, że mógł rejestrować źródła promieniowania X milion razy słabsze od Sco X-1. To obserwatorium dokonało wielu fundamentalnych odkryć. Obserwowało 7000 źródeł X. Wiele układów podwójnych, w których skład wchodziła gwiazda neutronowa lub czarna dziura, zostało przebadanych. Odkryto promieniowanie rentgenowskie normalnych gwiazd i odległych galaktyk, wybuchy promieniowania X z jąder aktywnych galaktyk itp. Przeanalizowano promieniowanie pozostałości po wybuchach gwiazd supernowych i materii zalegającej w przestrzeniach międzygalaktycznych. Jakby tych odkryć było za mało, Giacconi zainicjował budowę kolejnego, jeszcze większego i dającego jeszcze lepsze obrazy obserwatorium promieniowania X. Nowe obserwatorium kosmiczne od 1999 r. znajduje się nad Ziemią i nazywa się CHANDRA (powierzchnia zbiorcza 1145 cm², tzn. średnica „równoważna” lustra jest 1,2 m). Ten teleskop daje obrazy ciał niebieskich w dziedzinie promieniowania X tak dokładne (0,5 s łuku), jak teleskop kosmiczny Hubble'a w dziedzinie widzialnej widma (patrz „Urania–Postępy Astronomii” nr 5/2002).

Obraz obiektu SS433 (u góry na lewo) uzyskany teleskopem kosmicznym Chandra w czerwcu 2000 r. i model naszego rozumienia obserwowanego zjawiska. Jest to układ podwójny złożony z masywnej gwiazdy (20 mas Słońca) i czarnej dziury, dookoła której tworzy się dysk akrecyjny. Szybko rotujący dysk i czarna dziura „wypluwają” strumienie bardzo gorącego gazu (50 mln K), które tworzą dżety sięgające wielu miliardów kilometrów. Cały układ rotuje w przestrzeni wokół nakreślonej przerywaną linią osi. Jego odległość od nas wynosi ok. 16 tys. lat światła

Dzięki odkryciu promieniowania X pochodzącego od ciał niebieskich nasz obraz Wszechświata zmienił się zasadniczo. Pięćdziesiąt lat temu został on zdominowany tym, co widzieliśmy w optycznym zakresie widma: gwiazdy i ich zgrupowania były stabilne, a zmiany zachodziły w nich powoli i stopniowo — powiedzieć można statecznie i z rozwagą — w ciągu milionów lat. Dzisiaj wiemy, że Wszechświat jest areną niezwykle szybkich, trwających czasem ułamki sekund procesów, w których uwalniają się olbrzymie ilości energii. Takie procesy często związane są z niezwykle małymi (znacznie mniejszymi niż Ziemia) obiektami, które charakteryzują się nadzwyczaj wielkimi gęstościami. Badanie tych procesów i zjawisk oraz zjawisk zachodzących w aktywnych jądrach galaktyk oparte jest głównie na danych uzyskanych z obserwacji ich promieniowania rentgenowskiego. U progu XXI w. jest planowane rozszyfrowanie tajemnic fizyki kosmicznych czarnych dziur, a w tym dziele obserwacje promieniowania X dadzą nieocenione usługi. Astronomowie amerykańscy zaakceptowali już projekt instrumentu, który będzie się składał z kilku dużych teleskopów promieniowania X razem zawieszonych gdzieś w przestrzeni między Ziemią a Słońcem i pilnie obserwujących te niezwykłe obiekty.

Tę drogę badań, która nazywa się dzisiaj „astronomią rentgenowską”, torował przez ostatnie prawie 40 lat Ricardo Giacconi. Na pewno w pełni zasłużył na przyznaną Mu Nagrodę Nobla.

Profesor Andrzej Woszczyk jest kierownikiem Katedry Astronomii i Astrofizyki Uniwersytetu Mikołaja Kopernika, Prezesem PTA i Redaktorem Naczelnym „Uranii–Postępów Astronomii”.