Redakcja: Jak wyznacza się odległości w kosmosie?

Prof. Grzegorz Pietrzyński: Aby wyznaczyć odległości w kosmosie astronomowie często używają tzw. świec standardowych. Są to obiekty, które wyświecają mniej więcej tyle samo energii. Jeśli znajdziemy i wyznaczymy grupę takich obiektów, jesteśmy w stanie mierzyć odległości pomiędzy nimi. Aby zilustrować ten bardzo prosty koncept, posłużę się przykładem, jak robią to astronomowie. Załóżmy, że nie możemy ruszać się z danego miejsca w Warszawie, a możemy obserwować np. tylko latarnie, spośród których każda emituje tyle samo energii. Docierająca do nas energia jest związana z odległością. Im dalej latarnia byłaby oddalona, tym mniej światła by do nas docierało i dzięki temu spostrzeżeniu moglibyśmy wyznaczać odległości. Oczywiście astronomowie nie mają latarni, mają za to wiele różnego rodzaju gwiazd, których używają w kosmosie. Jednymi z nich są cefeidy, gwiazdy pulsujące, będące jednymi z najlepszych świec standardowych, pozwalających wyznaczać odległości we wszechświecie.

Czym są cefeidy?

Gwiazdy zmienne, które astronomowie nazywają cefeidami to obiekty bardzo szczególne. Są one bardzo ważne w astronomii. Nie tylko dla wyznaczania odległości, lecz także do poznania natury gwiazd, do tego żeby określić jak żyją gwiazdy i jak się zmieniają w czasie. Cefeidy są gwiazdami pulsującymi, cyklicznie zmieniającymi swoje rozmiary. Gwiazdy te najpierw puchną, a następnie stają się mniejsze, czyli wykonują tak zwane pulsacje. Od około stu lat astronomowie wiedzą już, że istnieje związek między okresem zmian tych pulsacji a jasnością gwiazdy. A więc, mierząc okres, czyli czyniąc bardzo prostą rzecz, możemy wykonać odpowiednie obserwacje jasności gwiazdy oraz stwierdzić z jakim okresem zmienia się jej jasność. Jest ona spowodowana pulsacjami, czyli mierząc okres możemy wyznaczyć jasność. Kiedy już znamy jasność gwiazdy, możemy określić jaka jest do niej odległość.

Czym jest stała Hubble’a i jak się ją mierzy?

Odkrycie ekspansji wszechświata było jednym z najważniejszych odkryć w astronomii i generalnie w nauce. Zmieniło ono kompletnie nasze wyobrażenie o tym, czym jest wszechświat. Od wizji statycznego tworu doszliśmy z czasem do czegoś zupełnie innego. Odkrycie dokonane przez Edwina Hubble’a około 100 lat temu pokazało, że wszystkie obiekty oddalają się od nas i oddalają się tym szybciej, im dalej są umiejscowione we wszechświecie. Stała Hubble’a to współczynnik proporcjonalności pomiędzy tempem rozszerzania się wszechświata a odległościami obiektów w nim się znajdujących. Innymi słowy, można powiedzieć, że stała Hubble’a określa skalę fizyczną wszechświata. Gdybyśmy stałą Hubble’a zwiększyli, cały wszechświat zmalałby nam odpowiednią ilość razy. Stała Hubble’a właściwie nie jest stała. Powinno się używać raczej pojęcia parametr Hubble’a, z racji tego, że stała Hubble’a zmienia się w czasie. Historyczni astronomowie nazwali ten współczynnik stałą, dlatego też do dzisiaj tej nazwy używamy.

Kolejnym wielkim odkryciem związanym z badaniem rozszerzania się wszechświata i stałą Hubble’a było odkrycie przyspieszonej ekspansji wszechświata, za którą trzech astronomów otrzymało w 2011 r. Nagrodę Nobla. Z przyspieszoną ekspansją wszechświata wiąże się pojęcie ciemnej energii. Jest to zagadkowy twór, którego natury fizycznej nie znamy do tej pory, a jedna z możliwości stwierdzenia, co to tak naprawdę jest, polega właśnie na bardzo dokładnym zmierzeniu wartości stałej Hubble’a.

Da się ją mierzyć na kilka różnych sposobów. Możemy założyć pewne własności wszechświata i zrobić to wtedy z modeli oraz z różnego rodzaju obserwacji. Te wyznaczania wymagają jednak pewnych założeń. Istnieje też metoda pozwalająca zmierzyć stałą Hubble’a bezpośrednio, bez żadnych założeń, a jedynie poprzez wykonanie pomiarów odległości do różnych obiektów. W astronomii nie ma jednej metody, która pozwoliłaby nam zmierzyć odległości na wszystkich możliwych skalach. Astronomowie używają pewnych metod, aby pomierzyć odległości do najbliższych obiektów, a następnie wybierają wśród nich obiekty, które mają mniej więcej stałą jasność, czyli mogą służyć jako świece standardowe. Dalej, za pomocą świec standardowych mierzymy odległości do bardziej oddalonych obiektów. Krok po kroku tworzymy mozolnie tzw. kosmiczną drabinę odległości, sięgając aż do obiektów, które znajdują się bardzo daleko i pozwalają nam na bardzo precyzyjne zmierzenie stałej Hubble’a.

Bardzo ważny jest fakt, że stałą Hubble’a można zmierzyć za pomocą trzech kroków. Po około 100 latach okazało się, że wystarczą one, żeby takiego pomiaru dokonać. Do bardzo odległych obiektów używamy świec standardowych, które nazywami gwiazdami supernowymi. Są to świece doskonałe do mierzenia odległości do bardzo dalekich obiektów. Żeby ich użyć musimy jednak zmierzyć odległości do nich inną metodą i wiedzieć ile energii emitują. Świetnie nadają się do tego znane nam już cefeidy. Za ich pomocą możemy zmierzyć odległości do około tuzina galaktyk, w których były obserwowane wybuchy gwiazd supernowych, a co za tym idzie znając odległość jesteśmy w stanie wykalibrować supernową. Aby to zrobić musimy z kolei wykalibrować cefeidy i pomierzyć odległości do pobliskich galaktyk, gdzie znamy bardzo dużo cefeid, np. obłoków Magellana. W szczególności Wielki Obłok Magellana doskonale się do tego nadaje, ponieważ odkryto tam ponad 3000 cefeid.

Jeśli więc uda nam się zmierzyć odległość do Wielkiego Obłoku Magellana, natychmiast wiemy ile energii wyświecają cefeidy. Wtedy już możemy użyć ich jako świec standardowych, a za pomocą supernowych zmierzyć wartość stałej Hubble’a. Cały trzeci krok, jaki pozostaje do zrobienia wiąże się z pomiarem odległości do pobliskich galaktyk. Jeśli uda nam się to wykonać bardzo dokładnie, wtedy całą tę kosmiczną drabinę odległości możemy porządnie skalibrować i stałą Hubble’a wyznaczyć bez dodatkowych założeń co do np. geometrii wszechświata.

Oglądaj całość...