4
Siema, tępe dzidy. Pytanie.
Skąd właściwie wiemy jak daleko się znajdują gwiazdy? Przecież nie możemy wysłać do nich sondy ani zmierzyć ich położenia zwykłą linijką.
Astronomowie rozwiązali ten problem, budując coś, co nazywamy kosmiczną drabiną odległości.
To system kilku metod pomiarowych. Każda kolejna metoda pozwala nam sięgnąć dalej we Wszechświat, wykorzystując wyniki poprzedniej.
Zaczynamy od ruchu Ziemi wokół Słońca, a kończymy na obserwacji galaktyk oddalonych o miliardy lat świetlnych.
Skąd właściwie wiemy jak daleko się znajdują gwiazdy? Przecież nie możemy wysłać do nich sondy ani zmierzyć ich położenia zwykłą linijką.
Astronomowie rozwiązali ten problem, budując coś, co nazywamy kosmiczną drabiną odległości.
To system kilku metod pomiarowych. Każda kolejna metoda pozwala nam sięgnąć dalej we Wszechświat, wykorzystując wyniki poprzedniej.
Zaczynamy od ruchu Ziemi wokół Słońca, a kończymy na obserwacji galaktyk oddalonych o miliardy lat świetlnych.
Pierwszym i jeden z najważniejszych szczebli jest paralaksa gwiazdowa.
W styczniu obserwujemy położenie pobliskiej gwiazdy na tle bardzo odległych gwiazd. Po sześciu miesiącach Ziemia znajduje się po przeciwnej stronie swojej orbity. Ponownie obserwujemy tę samą gwiazdę. Porównujemy jej pozorne przesunięcie względem odległego tła.
Ponieważ znamy średnicę orbity Ziemi, mamy dokładnie określoną bazę pomiarową, około 300 milionów kilometrów.
W styczniu obserwujemy położenie pobliskiej gwiazdy na tle bardzo odległych gwiazd. Po sześciu miesiącach Ziemia znajduje się po przeciwnej stronie swojej orbity. Ponownie obserwujemy tę samą gwiazdę. Porównujemy jej pozorne przesunięcie względem odległego tła.
Ponieważ znamy średnicę orbity Ziemi, mamy dokładnie określoną bazę pomiarową, około 300 milionów kilometrów.
Tutaj pojawiają się cefeidy, czyli gwiazdy zmienne, których jasność regularnie się zmienia. Co jest w nich tak wyjątkowego? Odkryliśmy zależność pomiędzy okresem pulsacji cefeidy a jej rzeczywistą jasnością. Im dłuższy okres pulsacji, tym większa jest jej jasność absolutna.
W praktyce wygląda to tak:
Obserwujemy gwiazdę i mierzymy, jak często zmienia swoją jasność. Na podstawie okresu pulsacji określamy jej rzeczywistą jasność. Porównujemy ją z jasnością, którą widzimy z Ziemi.
Obliczamy odległość.
To trochę tak, jakbyśmy znali moc żarówki i na podstawie tego, jak słabo ją widzimy, potrafili określić, jak daleko się znajduje.
W praktyce wygląda to tak:
Obserwujemy gwiazdę i mierzymy, jak często zmienia swoją jasność. Na podstawie okresu pulsacji określamy jej rzeczywistą jasność. Porównujemy ją z jasnością, którą widzimy z Ziemi.
Obliczamy odległość.
To trochę tak, jakbyśmy znali moc żarówki i na podstawie tego, jak słabo ją widzimy, potrafili określić, jak daleko się znajduje.
Cefeidy pozwalają nam dotrzeć do stosunkowo bliskich galaktyk. Ale co zrobić, kiedy chcemy zmierzyć odległości jeszcze większe?
Wtedy na scenę wchodzą supernowe typu 1a. Są to potężne eksplozje związane z białymi karłami, czyli pozostałościami po gwiazdach podobnych do naszego Słońca. W określonych warunkach biały karzeł może doprowadzić do gwałtownej eksplozji.
Supernowe typu 1a osiągają bardzo podobną jasność maksymalną. Ich rzeczywistą jasność można odpowiednio skorygować na podstawie przebiegu zmian jasności po eksplozji. Dzięki temu możemy wykorzystać je jako "świece standardowe".
Wtedy na scenę wchodzą supernowe typu 1a. Są to potężne eksplozje związane z białymi karłami, czyli pozostałościami po gwiazdach podobnych do naszego Słońca. W określonych warunkach biały karzeł może doprowadzić do gwałtownej eksplozji.
Supernowe typu 1a osiągają bardzo podobną jasność maksymalną. Ich rzeczywistą jasność można odpowiednio skorygować na podstawie przebiegu zmian jasności po eksplozji. Dzięki temu możemy wykorzystać je jako "świece standardowe".
Wszechświat się rozszerza. W miarę jak przestrzeń pomiędzy odległymi galaktykami rośnie, fale świetlne przemierzające tę przestrzeń również ulegają rozciągnięciu.
Światło przesuwa się w stronę dłuższych fal, czyli ku czerwonej części widma. Astronomowie mierzą to zjawisko, analizując widma światła docierającego z galaktyk. Porównują znane linie widmowe pierwiastków, takich jak wodór, z ich położeniem w świetle obserwowanym na Ziemi.
Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym większa jest zazwyczaj odległość kosmologiczna obiektu i tym dawniej wyemitowane zostało obserwowane światło.
Światło przesuwa się w stronę dłuższych fal, czyli ku czerwonej części widma. Astronomowie mierzą to zjawisko, analizując widma światła docierającego z galaktyk. Porównują znane linie widmowe pierwiastków, takich jak wodór, z ich położeniem w świetle obserwowanym na Ziemi.
Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym większa jest zazwyczaj odległość kosmologiczna obiektu i tym dawniej wyemitowane zostało obserwowane światło.
W przypadku stosunkowo bliskich galaktyk możemy wykorzystać prawo Hubble'a-Lemaître'a:
Gdzie:
v = prędkość oddalania się galaktyki
H⁰ = stała Hubble'a
d = odległość galaktyki
v = prędkość oddalania się galaktyki
H⁰ = stała Hubble'a
d = odległość galaktyki
A co, jeśli chcemy zobaczyć jeszcze dalej niż najodleglejsze galaktyki? Wtedy docieramy do jednego z najbardziej niezwykłych źródeł informacji o wszechświecie: kosmiczne promieniowanie tła.
Jest to promieniowanie pochodzące z czasów, gdy Wszechświat miał około 380 tysięcy lat. Wcześniej był tak gorący i gęsty, że światło nie mogło swobodnie podróżować przez przestrzeń. Fotony nieustannie zderzały się z naładowanymi cząstkami. Gdy wszechświat odpowiednio się ochłodził, elektrony połączyły się z jądrami atomowymi, a światło mogło wreszcie swobodnie się rozchodzić.
To właśnie to światło obserwujemy dzisiaj jako mikrofalowe promieniowanie tła. Dzięki analizie jego niezwykle niewielkich różnic temperatury i innych właściwości możemy określać wiek, skład, geometrię i historię ekspansji wszechświata.
Obserwuj więcej, więcej się nauczysz
Elo.
Jest to promieniowanie pochodzące z czasów, gdy Wszechświat miał około 380 tysięcy lat. Wcześniej był tak gorący i gęsty, że światło nie mogło swobodnie podróżować przez przestrzeń. Fotony nieustannie zderzały się z naładowanymi cząstkami. Gdy wszechświat odpowiednio się ochłodził, elektrony połączyły się z jądrami atomowymi, a światło mogło wreszcie swobodnie się rozchodzić.
To właśnie to światło obserwujemy dzisiaj jako mikrofalowe promieniowanie tła. Dzięki analizie jego niezwykle niewielkich różnic temperatury i innych właściwości możemy określać wiek, skład, geometrię i historię ekspansji wszechświata.
Obserwuj więcej, więcej się nauczysz
Elo.