Kopėčios į dausas. Kuo matuojami astronominiai atstumai

Iki kitos žvaigždės liniuotės nenutiesi. Nuskristi ir pasižiūrėti į spidometro parodymus irgi nepavyks. Bet ne viskas prarasta – astronomai žino įvairių būdų, kaip nustatyti atstumus Visatoje, ar tai būtų planetos mūsų Saulės sistemoje, ar už nesuskaičiuojamų šviesmečių esančios galaktikos. Paprasčiausieji būdai yra paremti Niutono dėsniai ir planetų judėjimu, o tolesni, remdamiesi pirmaisiais, vis prideda įvairias stebėjimais ar teoriniais modeliais išskaičiuotas kosminių objektų savybes. Šiame straipsnyje pristatysiu keletą dažniausiai naudojamų būdų.

Sukasi sukasi Saulės planetos

Artimiausia mums kosminė erdvė, kurioje prireikia netiesioginių atstumo matavimų – Saulės sistema. Čia galime pasinaudoti puikia jos savybe, kad visos planetos sukasi aplink Saulę, ir tą daro netgi beveik apskritiminėmis orbitomis. Pasitelkę į pagalbą Niutono dėsnius, galime apskaičiuoti kiekvienos planetos metų trukmę; tiesa, tam dar reikia žinoti Saulės masę ir planetos atstumą nuo žvaigždės. Iš kitos pusės, žinodami metų trukmę, randame ir sąryšį tarp Saulės masės ir atstumo tarp Saulės ir planetos. Planetų metų trukmes išmatuoti galime stebėdami jų judėjimą danguje ir pasitelkę šiek tiek matematinių žinių. Tačiau tai duoda tik įvairius santykius, bet nieko nepasako apie absoliučius dydžius. Žengti sekantį žingsnį Saulės sistemos pažinime mums leidžia Žemės seserimi vadinamoji Venera. Tais retais atvejais, kai kaimyninė planeta praskrieja tarp mūsų ir Saulės ir įvyksta Veneros tranzitas, labai tiksliai išmatavę tranzito pradžios ir pabaigos laiką įvairiose Žemės vietose, galime nustatyti atstumą tarp Žemės ir Veneros. Tada, žinodami abiejų planetų orbitų spindulių santykį, galime apskaičiuoti ir tikslų atstumą iki Saulės, kartu rasdami ir Saulės masę.

Kai žinome Saulės masę, suskaičiuoti atstumus iki kitų planetų tampa jei ne visiškai paprasta, tai bent jau įmanoma. Šitaip susidarome vaizdą apie Saulės sistemos mastą ir savo padėtį planetų šeimoje. Žinoma, norint atstumus įvertinti tiksliau, reikia atsižvelgti į orbitų eliptiškumą, nesutampančias jų plokštumas ir kitokias komplikacijas, bet pagrindinė idėja lieka tokia pati: Niutono dėsniai ir geometrija, bei tikslūs keleto dydžių matavimai. Šiuolaikiniai metodai, pavyzdžiui radarai ir lazeriai, suteikia galimybę atstumus iki Mėnulio ar planetų nustatyti labai tiksliai, Na, o žinodami nuotolį tarp Saulės ir Žemės, galime pradėti matuoti ir tolimesnius atstumus.

Paralaksas – artimų žvaigždžių šokis

Turbūt kiekvienas esate atkreipę dėmesį į tokį reiškinį: važiuojate automobiliu ir pasižiūrite pro langą į šoną. Kelkraščio stulpeliai lekia pro jus vienas po kito taip greitai, kad gali būti sunku juos įžiūrėti. Truputį toliau esantys medžiai juda jau gerokai lėčiau. Horizonte esančios kalvos išvis vos slenka. O debesys danguje išvis niekur nejuda, nebent pučia stiprus vėjas. Šis reiškinys – regimojo judėjimo atvirkštinė priklausomybė nuo atstumo iki objekto – vadinamas paralaksu, ir yra nepamainomas pagalbininkas, matuojant atstumus iki artimų žvaigždžių.

Per metus naktinio dangaus vaizdas kinta. Žemei sukantis aplink Saulę, naktį matome vis kitą dangaus dalį. Bet svarbu ne tik tai, kad mūsų atžvilgiu Saulė yra tai šen, tai ten. Daug svarbiau yra tai, kad Žemė per metus juda pirmyn ir atgal Saulės atžvilgiu, ir netgi gana didelį atstumą – du astronominius vienetus. Šitiek svyruojant, artimesnės žvaigždės tolimesnių atžvilgiu pajuda tiek, kad galima išmatuoti. Aišku, plika akimi pokyčių nepamatysi: net artimiausia Saulei žvaigždė, Kentauro proksima, danguje slankioja tik maždaug pusantros kampinės sekundės (sekundė yra viena 3600-oji laipsnio dalis). Pažvelgus pro teleskopą ir atidžiai sekant žvaigždžių padėčių metinius kitimus, situacija pasikeičia.

Ką duoda žvaigždės paralakso žinojimas? Kaip minėjau, yra sąryšis tarp šio svyravimo ir atstumo iki objekto. Kuo objektas toliau, tuo jo paralaksas mažesnis, o šių dviejų dydžių sandauga yra nekintantis dydis, lygus stebėtojo poslinkiui. Žemės, o su ja ir mūsų poslinkis yra lygus dviems astronominiams vienetams. Artimiausios žvaigždės paralakso kampas (pusė kampinio atstumo, kuriuo ji svyruoja per metus) lygus 0,77 kampinės sekundės, taigi atstumas iki jos – 271 tūkstantis astronominių vienetų.

Žvaigždžių paralaksų iliustracija. Žemei sukantis aplink Saulę, artima žvaigždė (raudonas taškelis) juda tolimų žvaigždžių (balti taškai) atžvilgiu. Kuo žvaigždė toliau, tuo jos svyravimų amplitudė mažesnė. Žinodami amplitudę ir atstumą tarp Saulės ir Žemės, randame ir atstumą iki raudonos žvaigždės. ©R. Pogge, Ohio State University

Matome, jog tarpžvaigždinius atstumus matuoti astronominiais vienetais yra gana nepraktiška. Užuot dėlioję prie jų standartinius priešdėlius (kilo-, mega- ir panašius), astronomai apibrėžia kitą atstumo vienetą – parseką. Vienas parsekas (pavadinimas yra trumpinys iš žodžių „paralaksas“ ir „sekundė“) lygus atstumui, kuriuo nutolusio kūno paralaksas per metus siekia 1 kampinę sekundę. Kitaip parseką galima apibrėžti kaip spindulį apskritimo, kurio vienos kampinės sekundės lanko ilgis lygus vienam astronominiam vienetui. Parseke telpa kiek daugiau, nei 202 tūkstančiai astronominių vienetų, arba trisdešimt trilijonų kilometrų. Nebandykite įsivaizduoti tokio atstumo – paskaus galva :) Taip pat parsekas yra lygus šiek tiek daugiau nei trims šviesmečiams – atstumo vienetui, kurį dažnai naudoja įvairūs fantastai ir mokslo populiarintojai, tačiau mokslininkai mieliau renkasi paralaksu apibrėžtą vienetą. Beje, įdomus dalykas – jei gyventume Saturne, mūsų šviesmetis ir parsekas būtų beveik vienodo dydžio, abu beveik dešimt kartų ilgesni už žemietišką parseką.

Matuojant žvaigždžių paralaksus, būtina atsižvelgti ir į savąjį žvaigždžių judėjimą. Visos žvaigždės juda viena kitos atžvilgiu, Saulės aplinkoje tas judėjimas yra daugiausiai sukimasis aplink Galaktikos centrą. Stebint žvaigždę keletą metų, galima atskirti periodišką svyravimą pirmyn-atgal, kylantį dėl Žemės judėjimo, ir tikrąjį judėjimą, kuris vyksta beveik tiesia linija dangaus skliaute.

Paralaksų matavimas yra tiksliausias būdas nustatyti atstumus iki kitų žvaigždžių, tačiau juo pasinaudoti įmanoma tik tada, kai žvaigždė yra pakankamai arti. Kosminis teleskopas Hipparcos, paleistas 1989-aisiais metais, išmatavo daugybės žvaigždžių paralaksus, nustatydamas jų atstumus iki 500 parsekų nuo Saulės. Nors toks atstumas tikrai nemažas, tačiau palyginus su Galaktikos dydžiu tai – tik lašas jūroje. Po metų į dangų pakilsianti GAIA išplės ribas dešimteriopai, bet ir tai toli gražu neapima viso Paukščių Tako. Todėl kol kas toliau esančių objektų nuotolius matuojame remdamiesi kitais būdais.

Cefeidės – blyksinčios milžinės

Prieš mirtį žvaigždės išsipučia kaip kokie balionai – tampa milžinėmis. Jų paviršiaus temperatūra nukrenta, bet dėl išaugusio paviršiaus ploto šviesis smarkiai padidėja. Priklausomai nuo žvaigždės masės ir cheminės sudėties, milžinės fazėje ji gali elgtis labai įvairiai: vienos ramiai nugyvena šį palyginti trumpą laiką, kitos, tarsi neapsispręsdamos, ima pulsuoti, tai išsiplėsdamos, tai susitraukdamos. Viena tokių pulsuojančių milžinių rūšis vadinama cefeidėmis. Jos atrastos dar XIX amžiuje, o XX a. pradžioje pastebėta, kad jų šviesis glaudžiai susijęs su pulsavimo periodu. Turint omenyje, kad periodą galima išmatuoti tiesiogiai, sąryšis leidžia nustatyti atstumą iki cefeidės, lyginant apskaičiuotąjį šviesį su regimuoju ryškiu. Jei cefeidė yra kokiame spiečiuje, taip sužinome atstumą iki viso spiečiaus. Na, o cefeidės matyti gerokai toliau, nei įmanoma išmatuoti paralaksus, taigi ir atstumus apskaičiuoti galime žymiai tolimesnių objektų. Būtent šiuo metodu remdamasis Edvinas Hablas 1924-aisiais metais nustatė atstumą iki Andromedos Ūko ir įrodė, jog tai yra atskira galaktika, nepriklausanti Paukščių Takui.

Tiesa, turėjo praeiti dar pusšimtis metų nuo sąryšio atradimo, kol jis buvo patikslintas tiek, kad apskaičiuotųjų atstumų paklaidos taptų mažesnės nei 100 procentų. Pakeliui paaiškėjo, kad yra du cefeidžių tipai, kuriems galioja šiek tiek skirtingi sąryšiai; atrasti keli kiti pulsuojančių žvaigždžių tipai; taip pat išaiškintas fizikinis mechanizmas, sukeliantis pulsavimą. Helis žvaigždės išoriniuose sluoksniuose labai smarkiai įkaista ir yra visiškai jonizuojamas (praranda abu elektronus). Taip jis gali sugerti daugiau spinduliuotės, sklindančios iš žvaigždės šerdies, ir ima plėstis, o žvaigždė atrodo pritemusi, nes didesnė energijos dalis sugeriama helio. Išsiplėtę helio kupini išoriniai sluoksniai šiek tiek atvėsta, helio branduoliai prisijungia elektroną arba du ir tampa pralaidesni spinduliuotei. Žvaigždė sužimba gerokai ryškiau, o helis, netekęs paramos, ima kristi artyn centro. Krisdamas jis įkaista ir procesas kartojasi.

Kaip ten bebūtų su tais pulsavimais, jų egzistavimas ir tokių žvaigždžių šviesis – vieno tipo cefeidės yra šimtus tūkstančių kartų šviesesnės už mūsų Saulę – leidžia jas panaudoti kaip labai patikimus atstumų matuoklius. Tokie astronominiai objektai, kurių šviesis yra vienodas visiems grupės atstovams, arba bent jau labai aiškiai susijęs su tiesiogiai išmatuojama savybe (šiuo atveju pulsavimo periodu), vadinami „standartinėmis žvakėmis“ (angl. „standard candle“). Paralaksas, kuris su šviesiu nesusijęs, nėra standartinė žvakė, bet gali būti vadinamas „standartine liniuote“ (angl. „standard ruler“) – taip apibūdinami visi žinomi sąryšiai, leidžiantys nustatyti atstumus iki tolimų objektų.

Cefeidė galaktikoje M100, esančioje už 17 megaparsekų. Žvaigždės ryškis kinta beveik vienu ryškio vienetu (du su puse karto) kas 7 savaites. Hablo teleskopo duomenys leido nustatyti atstumą iki galaktikos M100 dešimties procentų tikslumu – 1994-aisiais metais ši galaktika tapo tolimiausiu objektu, kurio atstumas žinomas taip tiksliai.

Šviesiosios klasikinės cefeidės leido nustatyti atstumą ne tik iki Andromedos galaktikos. Jomis remiantis išmatuoti nuotoliai ir iki kitų Vietinės grupės galaktikų. Būtent šiais kintančiais šviesuliais remdamasis Hablas nustatė savo garsųjį atstumo ir judėjimo greičio sąryšį, parodžiusį, jog Visata plečiasi. Blyškesnės antrojo tipo cefeidės padeda sužinoti atstumus iki įvairių spiečių mūsų Galaktikoje. Šitaip žinios apie kosminius atstumus išsiplėtė daugiau nei tūkstantį kartų, lyginant su tuo, ką mums gali duoti paralakso matavimai. Bet tai vis dar nedaug, lyginant su Visatos pakraščiais. Čia į pagalbą astronomams atskuba kitos mirštančios žvaigždės – supernovos.

Mirštančiųjų žvaigždžių šviesa

Žvaigždės, kurių masė neviršija aštuonių Saulės masių, gyvenimus baigia ramiai – nusimeta išorinius sluoksnius, o jų centrai susitraukia į baltąsias nykštukes. Pastarųjų masė dažniausiai nesiekia net Saulės masės; nors jų paviršiaus temperatūra yra milžiniška, mažas paviršiaus plotas reiškia, kad tokias žvaigždes aptikti žymiai sunkiau, nei pagrindinės sekos atstoves.

Situacija pasikeičia, jei baltoji nykštukė yra dvinarės sistemos dalis. Tada laikui bėgant, nykštukės masė auga; tai gali įvykti arba ryjant kaimynės milžinės išmestą medžiagą, arba susijungiant su kita baltąja nykštuke. Kol kas nežinome, kuris iš šių dviejų procesų yra svarbesnis, bet jo pabaiga aiški – baltosios nykštukės masė viršija kritinę 1,4 Saulės masių ribą. Tokia didelė baltoji nykštukė nebeatlaiko savo pačios traukos ir ima bliūkšti; sparčiai išaugusi temperatūra uždega termobranduolines reakcijas, kurios sudrasko žvaigždę į šipulius ir sukuria neįsivaizduojamai didelius energijos kiekius. Toks žvaigždės sprogimas vadinamas termobranduoline, arba Ia tipo, supernova. Keletui mėnesių supernovos šviesa nustelbia visos aplinkinės galaktikos šviesą, taigi ir pamatyti ją galima iš labai toli: tolimiausią Ia tipo supernovą, atrastą šių metų pradžioje, nuo mūsų skiria daugiau nei puspenkto milijardo parsekų.

Ir atsitik tu man taip, kad šitie sprogimai, vieni šviesiausių astronominių įvykių Visatoje, irgi yra standartinės žvakės. Pasirodo, visų Ia tipo supernovų, kurių nuotoliai nustatyti kitais būdais (dažniausiai pasitelkiant cefeides), šviesiai yra labai panašūs. Papildomai įvertinus koreliaciją tarp šviesio ir laiko, per kurį supernova nublanksta – šiek tiek blyškesni sprogimai silpsta sparčiau, nei ryškesnieji – galima labai tiksliai nustatyti absoliutinį supernovos ryškį. Tada belieka tokia pati procedūra, kaip ir su cefeidėmis: palyginus regimąjį ir apskaičiuotąjį absoliutinį ryškius, randame atstumą iki sprogusios žvaigždės, o kartu ir iki galaktikos, kurioje sprogimas įvyko.

Prieš beveik du dešimtmečius buvo pradėta sistemingai ieškoti Ia tipo supernovų tolimose galaktikose. Surinkus kelias dešimtis pavyzdžių, 1997-aisiais metais buvo nustatyta, jog Visata, priešingai nei manyta iki tol, plečiasi vis greitėdama. Gana tikslūs atstumai iki tolimų galaktikų taip pat žymiai pagilino ir pagerino supratimą apie jose vykstančius procesus – žvaigždėdaros spartą, juodųjų skylių aktyvumą, cheminę evoliuciją ir kitus reiškinius, kurie buvo labai aktyvūs Visatos jaunystėje, praėjus vos keletui milijardų metų po Didžiojo sprogimo.

Raudonuojanti Visatos jaunystė

Hablo atrastasis sąryšis tarp atstumo iki objekto ir to objekto judėjimo (tolimo) greičio taip pat gali būti panaudotas atstumams matuoti. Nustatyti judėjimo greitį galima išmatavus objekto šviesos spektro raudonąjį poslinkį – skirtumą tarp matomų spektrinių linijų bangos ilgių ir tų pačių linijų bangos ilgių, gautų atlikus matavimus laboratorijoje. Kuo objektas juda greičiau, tuo linijos labiau pasislinkusios; tolstančių objektų – į raudonąją spektro pusę (mažesnį dažnį, didesnį bangos ilgį), artėjančių – į mėlynąją. Apskaičiavę judėjimo greitį, galime rasti ir nuotolį iki objekto.

Bet čia susiduriame su problema: Visatos plėtimasis nėra tolygus. Tam, kad galėtume susieti raudonąjį poslinkį su greičiu, o greitį – su atstumu, reikia žinoti, kaip Visata plėtėsi nuo pat Didžiojo sprogimo. Egzistuoja įvairūs modeliai, kuriuos galima aprašyti keletu parametrų: Hablo konstantos verte aplinkinėje Visatoje, materijos, spinduliuotės ir tamsiosios energijos santykiniais tankiais ir dar keletu (priklausomai nuo konkretaus modelio). Juos nustatyti galime tik remdamiesi kitomis standartinėmis žvakėmis ir liniuotėmis. Cefeidės leidžia nustatyti šiandieninę Hablo konstantos vertę, o Ia tipo supernovos – santykinius Visatos sudedamųjų dalių tankius.

Šitaip sukalibravę raudonojo poslinkio „liniuotę“, galime išmatuoti atstumus iki pat regimosios Visatos krašto ir laiką iki Didžiojo sprogimo. Visgi mokslinėje literatūroje atradimai ar informacija apie tyrinėjamus objektus pateikiama per tiesiogiai išmatuojamą parametrą – raudonąjį poslinkį; paversti jį atstumu arba laiku galima automatizuotais įrankiais, taip pat raudonojo poslinkio informacija leidžia pritaikyti įvairius kosmologinius modelius, ne tik pagrindinį daugelio priimtąjį Lambda-CDM.

Alternatyvos

Penki aukščiau pristatyti būdai – orbitinė mechanika, paralaksas, cefeidės, Ia tipo supernovos ir kosmologinis raudonasis poslinkis – leidžia išmatuoti atstumus ten, kur nepasiekia liniuotės ir kur negalime nuvykti: nuo Žemės apylinkių iki Visatos pakraščio. Šie metodai yra turbūt plačiausiai naudojami, bet jie nėra vieninteliai. Egzistuoja ne viena alternatyva, leidžianti patikslinti kitų metodų duodamus rezultatus ir įtvirtinti žinias.

Štai, pavyzdžiui, elipsinių galaktikų spindulys koreliuoja su jų paviršiniu šviesio tankiu. Pastarasis dydis nepriklauso nuo atstumo iki galaktikos, taigi jį nustatyti galima tiesiogiai. Tada sužinome galaktikos skersmenį, o jį palyginę su regimuoju skersmeniu, randame atstumą iki galaktikos. Taip pat galaktikos skersmuo koreliuoja ir su greičių dispersija galaktikoje, kurią taip pat galime išmatuoti nepriklausomai nuo atstumo. Apytikriai nustatyti atstumą iki galaktikos galima netgi paprasčiausiai nustačius, kiek netolygus yra jos regimasis atvaizdas: artimesnėse galaktikose matome daugiau struktūros, nei tolimesnėse.

Supernovos, ir ne tik Ia tipo, gali pasitarnauti atstumų matavimams ir kitu būdu. Spektroskopiškai galima nustatyti jų išmestos medžiagos plėtimosi greitį. Tada belieka nufotografuoti supernovos liekaną du kartus ir palyginti regimąjį išsiplėtimą su apskaičiuotu iš žinomo greičio ir tarp dviejų nuotraukų praėjusio laiko.

Dar vienas būdas, tinkantis tik aktyvioms galaktikoms, bet leidžiantis išmatuoti atstumus kone dvigubai didesnius, nei supernovų sprogimai, remiasi jonizuojančia spinduliuote, sklindančia iš centrinės juodosios skylės prieigų. Spinduliuotė jonizuoja aplink esančias dujas, kurios, sukdamosi dideliu greičiu aplink galaktikos centrą ir sugerdamos dalį spinduliuotės, sukuria plačias sugerties linijas aktyvaus galaktikos branduolio spektre. Centrinio šaltinio šviesio kitimas atsiliepia ir sugerties linijose, bet tik po tam tikro laiko, kurio reikia, kad šviesa pasiektų viso vadinamojo plačiųjų linijų regiono (angl. broad line region) kraštą – tai gali užtrukti keletą savaičių. Na, o regiono dydis priklauso nuo centrinio šaltinio šviesio: kuo daugiau spinduliuotės skleidžia branduolys, tuo tolimesnės dujos jonizuojamos. Vėlgi, turime sąryšį tarp laiko (išmatuojamo iš Žemės) ir šviesio (apskaičiuojamo žinant jonizacijos dėsnius), taigi galime nustatyti ir atstumą, lygindami tikrąjį ir regimąjį galaktikos branduolio šviesius.