Tolimos galaktikos: kodėl svarbu jas pažinti?

Žinoma, tokie atradimai gali būti įdomūs patys savaime – anksčiau egzistavusių ribų kirtimas yra vienas iš nuolatinių mokslinio progreso indikatorių. Bet ar yra daugiau priežasčių, kodėl taip veržiamės ieškoti vis senesnių galaktikų?

Toli kosmose esančių objektų nuotolį nustatome remdamiesi Hablo dėsniu, kuris teigia, jog kuo toliau nuo mūsų yra objektas, tuo greičiau jis nuo mūsų tolsta. Santykinai artimiems objektams (nepamirškime – čia kalbame apie Visatos mastelį, tad net ir „nedideli“ atstumai yra gerokai didesni, nei nuotolis iki Andromedos galaktikos) sąryšis tarp atstumo ir judėjimo greičio yra tiesinis, tolimesniems formulė tampa sudėtingesnė, bet susieti atstumą su greičiu vis tiek įmanoma. Taip pat su greičiu susieti galime ir laiką, kurį šviesa nuo objekto keliavo iki mūsų; tai parodo, kokio senumo atvaizdą matome.

Tačiau kaip išmatuoti objekto judėjimo greitį? Čia į pagalbą ateina efektas, vadinamas raudonuoju poslinkiu. Tam tikrą šio efekto variantą, vadinamą Doplerio poslinkiu ar efektu, sutinkame ir kasdieniame gyvenime: jei mūsų link artėja automobilis su sirena, sirenos skleidžiamas kauksmas atrodo aukštesnio dažnio, nei sklindantis iš stovinčio ar nuo mūsų tolstančio automobilio. Tas pats reiškinys galioja ir šviesos bangoms, tik kasdienėje aplinkoje nesusiduriame su tokiais greičiais, kad tuos pokyčius pamatytume.

Kosmologinis raudonasis poslinkis, atsirandantis dėl to, kad galaktikos tolsta nuo mūsų, šiek tiek skiriasi nuo Doplerio efekto, bet šiam įrašui tie skirtumai nesvarbūs. Kaip byloja pavadinimas, tolstančios nuo mūsų galaktikos tampa raudonesnės. Jei pažiūrėtume į konkrečią galaktikos spektro liniją, pamatytume, kad kuo toliau yra galaktika, t.y. kuo greičiau ji nuo mūsų tolsta, tuo labiau išsitempia stebimos spektrinės linijos bangos ilgis (raudonos šviesos bangos ilgis didesnis nei mėlynos, taigi paraudonavimas yra bangos ilgio padidėjimas).

Raudonojo poslinkio vertė išreiškiama kaip santykis tarp bangos ilgio pokyčio dėl judėjimo ir natūralaus bangos ilgio. Pavyzdžiui, jei būdama rimties būsenos kažkokia dalelė spinduliuoja 500 nanometrų ilgio spektrinę liniją, o tolstančioje galaktikoje tą pačią spektro liniją matome ties 1000 nanometrų, tai raudonasis poslinkis, žymimas z, lygus (1000-500)/500 = 1. Toks raudonasis poslinkis atitinka maždaug 7 milijardų metų praeitį.

Šiuo metu tiksliai nustatyti atstumai iki galaktikų ir gama spindulių žybsnių, kurių raudonasis poslinkis viršija 8, bet yra žinoma ir dar tolimesnių objektų.

Kuo toliau nutolęs objektas, tuo jis yra blausesnis, taigi ir jo spektrą išmatuoti vis sudėtingiau. Tokiu atveju raudonajam poslinkiui išmatuoti pasitelkiama nebe spektroskopija, o fotometrija. Fotometriniai filtrai leidžia išmatuoti galaktikos spinduliuotę plačioje elektromagnetinio spektro dalyje, todėl ir pamatyti ją darosi lengviau. Tada belieka suprasti, kaip keičiasi galaktikos vaizdas per fotometrinius filtrus priklausomai nuo raudonojo poslinkio, ir galime matuoti atstumus iki galaktikų.

Ir štai prieiname prie svarbaus termino – Lymano lūžio. Kad suprastume, kas tai per dalykas, reikia šiek tiek pasigilinti į tai, kaip atsiranda spektrinės linijos.

Theodore'as Lymanas buvo amerikietis fizikas, XX a. pradžioje tyrinėjęs cheminių elementų spektrus. 1906 m. jis nustatė, kad vandenilio atomas labai ryškiai spinduliuoja 121,6 nanometrų ilgio bangas, o artimų bangos ilgių – ne; buvo atrasta spektrinė linija, dabar vadinama Lymano alfa.

Vėliau sekė kitų spektro linijų atradimai – Lymano beta, Lymano gama ir taip toliau. Jų bangos ilgiai vis mažėja: 102,6 nm, 97,2 nm ir taip toliau, tačiau atstumai tarp linijų irgi mažėja. Galiausiai ties 91,2 nm bangos ilgiu spektrinės linijos sutankėja tiek, kad atskirti tampa nebeįmanoma, o trumpesnio bangos ilgio spinduliuotė jau yra menka, nepanaši į spektrines linijas.

Antrajame XX a. dešimtmetyje buvo išaiškinta, kaip šios linijos atsiranda: vandenilio atome elektronas gali egzistuoti tam tikrose būsenose, vadinamose orbitalėmis, kurių kiekviena atitinka konkrečią ryšio energiją tarp elektrono ir branduolio (protono). Kai elektronas peršoka iš antros branduoliui artimiausios orbitalės į artimiausią, jis išspinduliuoja Lymano alfa fotoną. Kadangi orbitalių energijos lygmenys yra labai tikslūs ir nekinta, tai ir spinduliuotė galima tik vieno konkretaus bangos ilgio, atitinkančio tą energiją.

Lymano beta spektrinė linija susidaro elektronui šokant iš trečio lygmens į pirmą, Lymano gama – iš ketvirto į pirmą ir taip toliau. Tačiau ir pirmasis – žemiausias – energijos lygmuo turi konkrečią ryšio energiją, atitinkančią 91,2 nanometrų bangos ilgio fotoną. Vadinasi, didesnės energijos (trumpesnių bangų) spinduliuotę sukelti gali tik laisvas elektronas, krentantis iškart į žemiausios energijos orbitalę vandenilio atome.

Toks procesas kartais vyksta, bet nelabai dažnai, jei vandenilio dujos nėra įkaitintos tiek, kad virstų plazma (apytikriai imant, tam reikia 10 tūkstančių Kelvinų temperatūros); o jei ir vyksta, dėl jo nesusidaro spektrinės linijos, o tik spinduliuotės kontinuumas, mat laisvi elektronai nėra ribojami jokių orbitalių, tad jų energijos gali būti įvairios. 91,2 nanometro bangos ilgis vadinamas Lymano riba (angl. Lyman limit): ji atskiria vandenilio spektrines linijas ilgesnių bangų pusėje nuo kontinuumo spinduliuotės dešinėje.

Kaip Lymano riba tampa Lymano lūžiu? Čia jau reikia galvoti apie tai, kas vyksta galaktikoje, kurioje formuojasi žvaigždės. Žvaigždžių spinduliuotę sudaro įvairių bangos ilgių fotonai; tarp jų pasitaiko ir ilgesnių, ir trumpesnių už Lymano ribą. Fotonai, turintys didesnę energiją nei Lymano riba, gali išmušti elektronus iš vandenilio atomų, tai yra, jonizuoti vandenilį. Šio proceso metu jie yra sugeriami, o vėliau rekombinuodamas vandenilio atomas dažniausiai išspinduliuoja keletą fotonų, kurių energijos jau yra mažesnės (kai kurios atitinka vandenilio spektrines linijas, kitos – ne, nes tai yra fotonai, išskirti laisvo elektrono, krentančio į ne žemiausią energijos lygmenį).

Taigi energingi fotonai yra efektyviai sugeriami dar nepalikę galaktikos. Mažesnės už Lymano ribą energijos fotonai sugeriami tik tuo atveju, jei jų energijos tiksliai atitinka vandenilio spektrines linijas, taigi didžioji šių fotonų dalis pabėga iš galaktikos. Galaktikos spektre matomas aiškus skirtumas tarp stiprios spinduliuotės ilgesnėje už Lymano ribą dalyje ir gerokai silpnesnės trumpesnėje dalyje – štai jums ir lūžis.

Lūžio nauda atsiskleidžia, kai pasižiūrime į galaktiką pro įvairius fotometrinius filtrus. Jei vienas filtras praleidžia šiek tiek energingesnę spinduliuotę už Lymano ribą, galaktikos pro jį beveik nematysime. Tuo tarpu pro filtrą, praleidžiantį mažesnės energijos spinduliuotę, galaktika švies ryškiai.

Žinodami, kokį bangos ilgių ruožą apima kiekvienas filtras, galime bent apytikriai nustatyti ir Lymano šuolio bangos ilgį, o tada – ir galaktikos raudonąjį poslinkį. Artimoms galaktikoms šis šuolis yra ultravioletiniame bangų diapazone, kur fotometrinių filtrų naudojama nedaug, tačiau kuo galaktika tolimesnė, tuo didesnis pastebimas šuolio bangos ilgis ir jis pradeda matytis per regimųjų ar net infraraudonųjų spindulių filtrus.

Tolimiausios galaktikos dažnai būna matomos tik pro vieną didžiausio bangos ilgio filtrą, o pro trumpesnių bangų filtrus – ne. Tada jos vadinamos „X juostos iškritėlėmis“ (angl. X-band dropouts), kur vietoje X yra įrašoma raudoniausio filtro, pro kurį galaktikos dar nematyti, identifikacija. Pavyzdžiui, ties raudonojo poslinkio verte z = 9, galaktikos „iškrenta“ iš J fotometrinės juostos, kurios bangos ilgis yra maždaug 1,22 μm, tad jos vadinamos J juostos iškritėlėmis.

Tai – vienas būdų aptikti labai tolimas galaktikas ir nustatyti, kaip toli jos yra. Aišku, norint tiksliau nustatyti raudonąjį poslinkį jau reikia ir tikslesnių stebėjimų, dažniausiai spektroskopijos. Bet Lymano lūžio paieškos padeda išsiaiškinti, kurias galaktikas verta stebėti detaliai, kad nebūtų švaistomas brangus teleskopų laikas.

Dabar belieka atsakyti į pavadinime pateiktą klausimą – kodėl mums tai svarbu?

Tolimiausios šiuo metu žinomos galaktikos matomos tokios, kokios buvo praėjus vos kiek daugiau nei pusei milijardo metų po Didžiojo sprogimo. Tai – vos penki procentai dabartinio Visatos amžiaus. Šios galaktikos yra ypač jaunos, dažniausiai labai sparčiai formuoja žvaigždes (nors visai gali būti, kad mes tik tokias galaktikas ir matome; jei jos žvaigždes formuoja lėtai, tai jų šviesos nepakanka, kad aptiktume mūsų teleskopais), jų struktūra netvarkinga, ir šiaip matome daug įdomių bei šiandieninėms galaktikoms neįprastų savybių.

Tad tolimų galaktikų tyrimai leidžia pažvelgti į visai kokią žvaigždžių ir pačių galaktikų kūrimosi aplinką, nei artima kosminė aplinka. Be to, pirmųjų galaktikų aktyvūs branduoliai ir žvaigždės paskleidė jonizuojančią spinduliuotę, kuri pavertė didžiąją dalį Visatos vandenilio jonizuota plazma, taip užbaigdama vadinamuosius Tamsiuosius amžius.

Kol kas vis dar nežinoma, kada tie Tamsieji amžiai baigėsi ir kokia yra skirtingų spinduliuotės šaltinių – žvaigždžių, aktyvių branduolių – įtaka Visatos rejonizacijai. Tokių tolimų galaktikų tyrimai padeda išspręsti ir šią problemą.

Ir apskritai įdomu išsiaiškinti, kada gi susiformavo pirmosios galaktikos ir užsižiebė pirmosios žvaigždės. Kol kas tiksliai galime pasakyti, kad tai įvyko vėliau nei 380 tūkstančių ir anksčiau nei 600 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, nes anksčiau pirmosios ribos medžiaga ir spinduliuotė buvo sumišusios ir negalėjo formuotis struktūra, o ties antrąja riba jau matome kažkiek galaktikų. Vis dėlto intervalas labai didelis, tad norisi jį kuo labiau susiaurinti. Galiausiai tokie tyrimai padeda patikrinti kosmologinių struktūrų formavimosi teorijas, o jos glaudžiai siejasi su kosmologiniais modeliais, kurie nusako visos Visatos struktūrą ir ilgalaikę raidą.

Taigi tolimų galaktikų stebėjimai gali padėti netgi pasakyti, kaip Visata keisis per dešimtis milijardų metų ateityje.