Kosminės kopėčios: kaip matuojame kosminio dydžio atstumus (Video)

Bet siekiant pažinti realų pasaulį, svarbu atsisakyti prisirišimo prie stebėtojo perspektyvos. Dangus vis dėlto nėra skliautas, bet trimatė erdvė, tad identifikuoti objekto poziciją reikia trijų erdvės koordinačių ir laiko. Pozicija dangaus skliaute puikiai nurodoma dviem koordinatėmis, tačiau dar reikia ir atstumo. Žemiški atstumo matavimo metodai čia netinka, tad kol negalime nukeliauti itin toli, norint įvertinti atstumą iki dangaus objektų, reikia šiek tiek kūrybiškumo.

Pačių artimiausių objektų atstumą tiksliausiai galima išmatuoti trianguliacijos (paralakso) metodu. Aišku, kad žvaigždės padėtis dangaus skliaute pasikeistų pakankamai, kad tai būtų galima bent kiek tiksliai išmatuoti, paėjėti kelis šimtus metrų nepakaks. Tiesą sakant, norint gauti didžiausią paralaksą – kūno padėties regimąjį pokytį dėl stebėtojo vietos kitimo – netgi nereikia niekur eiti, tereikia palaukti pusę metų.

Tuomet Žemė bus priešingame orbitos taške ir mūsų padėtis ankstesnio matavimo atžvilgiu siektų Žemės orbitos skersmenį, o tai yra 1 astronominis vienetas, 150 milijonų kilometrų. Atstumas iki žvaigždės, kurios pozicija pasikeičia per vieną lanko sekundę yra vadinamas parseku ir yra pagrindinis atstumo iki dangaus objektų matavimo vienetas (lygus 3,26 šviesmečiams).

Šis atstumo matavimo metodas vis dar aktualus dėl savo tikslumo. Tiesa, tam jau stebėjimų iš Žemės nepakanka ir pasitelkiamos kosminės misijos. Pirmoji tokia buvo Europos kosmoso agentūros Hipparcos 1989-1993 m. kosminė misija, kurią pakeitė Gaia kosminė misija vykstanti nuo 2013 m. iki, planuojama, 2022 m. Gaia kosminė misija leidžia pasiekti objektų paralaksų tikslumą iki mikroarksekundžių.

Visgi, paralaksų matavimo tikslumas, net su Gaia misija, leidžia išmatuoti atstumus tik iki mūsų galaktikos žvaigždžių, iki maždaug tūkstančio parsekų. Tai yra tik nedidelė Paukščių Tako dalis: Saulė nuo Paukščių Tako centro yra už~ 8 kiloparsekų (kpc) atstumu. Tad, norint išmatuoti atstumus iki tolimesnių objektų, reikia kitų metodų.

Dauguma jų paremta žiniomis apie tikslų objektų šviesį (kiek šviesos išspinduliuoja pats objektas). Tuomet galima įvertinti atstumą pagal jų ryškį (kiek šviesos iš objekto mus pasiekia), kuris priklauso nuo atstumo kvadrato. Vis dėlto žinios apie objektų šviesį yra ribotos – jos gali remtis tam tikromis fizikinėmis prielaidomis, kurios nebūtinai pačios bus tikslios, ir taip pat mes tuos objektus galime stebėti tik ribotu atstumu.

Tad, norint išmatuoti atstumus nuo Saulės sistemos iki tolimiausių Visatos kampelių, reikia įvairių metodų. Kai kuriais galima išmatuoti atstumą iki paties objekto ir taip sukalibruoti visą metodų seką. Būtent tokia įvairių atstumų iki vis tolesnių objektų matavimų metodų seka ir vadinama kosminėmis kopėčiomis.

Artimesnių objektų atstumai dažniausiai išmatuojami tiksliau, todėl susiejant skirtingus metodus, kai šie tinkami tuo pačiu atstumu, galima pagerinti tolimesniems atstumams matuoti tinkamo metodo tikslumą kompensuojant iš nežinomų šaltinių kylančias paklaidas. Pačios kopėčios nėra visai „tiesios“ ir priklauso nuo objektų, kuriems jos taikomos. Atskiros technikos taikomos aktyvios žvaigždėdaros ir jau senesnėms žvaigždžių populiacijoms.

Pradedant nuo 1 kpc atstumo, galima naudoti kelis metodus. Panašios spektro klasės ir šviesio žvaigždžių grupių atstumų paklaidas galima sumažinti, pasinaudojant jų skaitlingumu ir remiantis šių žvaigždžių radialinių (stebėtojo atžvilgiu) ir savųjų (per dangaus skliautą) greičių statistinėmis savybėmis. Taip galima išmatuoti atstumus iki kamuolinių spiečių, masyvių gravitaciškai susietų žvaigždžių sistemų, kurias sudaro nuo kelių tūkstančių iki daugiau, nei milijono žvaigždžių masių, tad, tarp jų yra gan lengva rasti pakankamai panašių žvaigždžių. Šis metodas vadinamas statistiniu paralaksu.

Taip pat 1 kpc atstumu mes galime stebėti ir labai specifines kintamąsias žvaigždes – Cefeides ir RR Lyros, kurios taip pavadintos pagal pirmas atrastas tokio tipo žvaigždes. Esminė savybė leidžianti mums šias žvaigždes naudoti atstumo nustatymui yra jų kitimo (radialinių pulsacijų) ir šviesio tarpusavio priklausomybė. Išmatavę pulsacijų periodą galime gauti šviesį, o iš šio atstumą. 

Šių skirtingų spektrinių klasių žvaigždžių pulsacijos yra kuriamos labai specifinių fizikinių šių žvaigždžių atmosferų savybių. Jose dvigubai jonizuotas helis yra neskaidresnis, nei vienąkart. Kuo daugiau helio prikaitiname, tuo labiau jonizuotas jis tampa. Vėsiausiame pulsacijos taške helis viršutiniuose atmosferos sluoksniuose yra kaitinamas ir plečiasi.

Plėsdamasis jis šąla, tampa mažiau jonizuotas ir laikinai leidžia ištrūkti daugiau spinduliuotės, kol plėtimasis nutrūksta ir gravitacijos dėka žvaigždės atmosfera vėl susispaudžia. Šio metodo tikslumas priklauso nuo mūsų gebėjimo suprasti tokį sudėtingą fizikinį procesą ir tinkamai pritaikyti prielaidas. Cefeidės gyvuoja trumpai ir yra šviesesnės, tad tinkamos jaunoms žvaigždžių populiacijoms, tuo tarpu RR Lyros žvaigždės ilgaamžiškesnės ir naudojamos senesnėms populiacijoms tirti.

Lipant kosminėmis kopėčiomis toliau, iki 10 kpc, kamuoliniuose spiečiuose galima matuoti RR Lyros žvaigždes. Arba, jei pakanka stebimų RR Lyros žvaigždžių, net ir suskaičiuoti jų statistinį paralaksą. Cefeidės būdingos jaunesnėms žvaigždžių grupėms, pvz., padrikiesiems spiečiams. Šiuos spiečius sudaro dažniausiai tik nuo 50 Saulės masių žvaigždžių(~ 100 žvaigždžių), tad rasti statistiškai reikšmingą panašios spektrinės klasės žvaigždžių grupę statistiniam paralaksui čia nėra tinkama viena, ir tenka ieškoti iškart cefeidžių.

Paliekant mūsų galaktiką ir matuojant 100 kpc atstumus, būdingus artimiausioms galaktikoms, vis dar galime stebėti RR Lyros žvaigždes, taip pat ir cefeides Didžiajame Magelano Debesyje. Jame taip pat galima pasinaudoti vienu unikaliu įvykiu – 1987A supernovos sprogimu. Nors supernovų sprogimai buvo stebimi ir anksčiau, tai buvo pirmasis toks sprogimas taip arti. Atitinkamai, tai leidžia gerokai tiksliau įvertinti sprogimo plėtimosi savybes skirtingais laiko tarpais, kuo galima pasinaudoti atstumo įvertinimui. Šis metodas tinkamas tik itin artimu atstumu, nes turime išskirti dangau plote supernovos liekanas.

Keliaujant prie milijonų parsekų (Mpc) atstumų, RR Lyros žvaigždžių ryškiai pasiekia matavimo ribą. Cefeidės šviesesnės, todėl jas galime stebėti šiek tiek toliau. Senesnėms galaktikoms yra keli laipteliai, kuriais galime pažvelgti toliau, nei leidžia RR Lyros žvaigždės. Nors individualias žvaigždes tokiais atstumais darosi sunku išskirti, kamuoliniai spiečiai, kaip suminis spinduliuotės šaltinis, vis dar gali būti išskiriami galaktikose.

Galime padaryti prielaidą, kad kamuoliniai spiečiai visose galaktikose yra panašaus šviesio ir atitinkamai remiantis ryškio skirtumais tarp kamuolinių spiečių ryškių artimesnėje ir tolimesnėje galaktikoje įvertinti tolimesnės galaktikos atstumą. Remiantis panašia prielaida apie planetinius ūkus taip pat galima matuoti panašios eilės atstumus ir jaunesnėse galaktikose.

Taip pat, tol kol išskiriame individualias žvaigždes, galime įvertinti, kur yra šviesiausios raudonosios milžinės, kol šių centrinėse dalyse dar neįsižiebė helio branduolinės sintezės reakcijos ir žvaigždės struktūra nepakito į mažesnio šviesio, bet didesnės efektinės temperatūros. Remiantis žvaigždžių evoliucijos modeliais, galima įvertinti maksimalų žvaigždės šviesį raudonųjų milžinių sekoje ir susiejus su ryškiu, išmatuoti atstumą.

Trečias būdas paremtas novomis, specifinėmis dvinarėmis žvaigždėmis. Viena žvaigždžių tokioje sistemoje yra baltoji nykštukė, žvaigždė, kurioje nebevyksta branduolinė sintezė, ir pakankamai artima kompanionė, kad dėl gravitacinės sąveikos nova galėtų savintis kompanionės medžiagą. Surinkus pakankamai medžiagos, baltojoje nykštukėje įsižiebia grandininė branduolinės sintezės reakcija, kuri sudegina įkritusį kurą. Remiantis maksimaliu novos ryškiu, ir jo kritimo sparta, galima rasti novos šviesį, ir atitinkamai atstumą. Kritęs novos ryškis yra panašus į cefeidės, tad tinkamas matuoti panašiam atstumui.

Žvaigždes formuojančiuose regionuose kartais galima stebėti mazerius – molekulinius lazerius. Šie yra aptinkami įvairiose aplinkose, taip pat ir aktyvios žvaigždėdaros regionuose. Šie yra aptinkami medžiagoje, kurią besiformuojanti žvaigždė išpučia. Kadangi mazerio spektro linija yra itin siaura, galima tiksliai įvertinti jo radialinį greitį stebėtojo atžvilgiu ir remiantis mazerio savybėmis nepriklausomai išmatuoti atstumą net iki 7 Mpc 0,5 Mpc tikslumu (M106 galaktika).

Siekiant išmatuoti jau šimtų Mpc atstumus nebegalime remtis specifiniais galaktikų regionais ar žvaigždėmis. Elipsinėse galaktikose galima susieti žvaigždžių radialinių greičių dispersiją su kampiniu skersmeniu (Faber-Jackson ryšys). Šis skersmuo matuojamas remiantis fiksuotu paviršiaus ryškiu. Paviršiaus ryškis (ryškis tenkantis dangaus skliauto plotui) nepriklauso nuo atstumo, nes tiek kiek sumažėja mums tenkančios spinduliuotės dalis, tiek sumažėja ir užimamas dangaus plotas.

Tad galaktikos kampinis skersmuo priklausys nuo atstumo. Atitinkamai greičių dispersija mums leidžia išmatuoti atstumą net kai stebime elipsinę galaktiką kaip taškinį šviesos šaltinį. Kitas metodas remiasi galaktikų paviršiaus ryškiu. Į gretimus kameros pikselius iš tos pačios galaktikos patenka skirtingas žvaigždžių kiekis. Kuo mažiau žvaigždžių tenka vienam pikseliui, tuo bus didesnės variacijos tarp pikselių registruojamos šviesos (Puasono skirtinys). Šitaip galima susieti paviršiaus ryškio variacijas su atstumu iki galaktikos. Spiralinėms galaktikoms naudojamas empirinis (Tully-Fisher) ryšys tarp spiralinės galaktikos šviesio ir šios sukimosi greičio, kurį galima išmatuoti remiantis emisinėmis spektro linijomis, kurios formuojasi tarpžvaigždinėje spiralinių galaktikų medžiagoje (elipsinėse galaktikose jos yra per mažai).

Panašiu atstumu galima matuoti atstumus su Ia tipo supernovomis. Šios supernovos kyla iš dvinarių žvaigždžių sistemų panašių į novų, tik čia esminis skirtumas yra tai, kad baltoji nykštukė gauna tiek daug medžiagos, kad visa žvaigždė tampa nestabili ir sprogsta. Tai ne tik itin energingi sprogimai, bet ir itin gerai prognozuojamo šviesio, tad galima išmatuoti atstumą. Šis išskirtinai tikslus prognozavimas galimas, nes maksimali baltosios nykštukės masė yra tiksliai žinoma, tad čia nėra daug erdvės paklaidoms kylančioms dėl individualių baltosios nykštukės savybių.

Paskutinis ir tolimiausias atstumo matavimo būdas remiasi žiniomis apie Visatos plėtimąsi. Kadangi žinome, kaip Visata plečiasi, tolimiausių objektų savieji judėjimai nublanksta prieš Visatos plėtimąsi tarp mūsų ir šio objekto. Atitinkamai, išmatavę kaip greitai tas objektas nuo mūsų tolsta, galime įvertinti kiek Visatos yra tarp mūsų.

Tad sukonstruotos kosminės kopėčios atstumams matuoti nėra tokios paprastos. Skirtingi metodai yra skirtingai naudingi įvairiais atstumais ir skirtingiems objektams. Empiriniai metodai labiausiai priklauso nuo kopėčių struktūros, kadangi juos būtina sukalibruoti, ir taip pat į savo paklaidas įtraukia ir metodo, kurio atžvilgiu kalibruota, paklaidas. Nepriklausomi metodai gali duoti skirtingus įverčius, priklausomai nuo mūsų dabartinių teorinių žinių ir matavimų tikslumo, tad nėra paprasta išsirinkti, kuriuo metodu tikėti. Didžioji dalis metodų remiasi itin egzotiškais reiškiniais. Jie mums tampa naudingi tik nuo tam tikro atstumo, kuris apima pakankamai didelę sferą, kad jos tūris būtų pakankamai didelis įvykti net ir retiems reiškiniams. Tad dėl visų metodų universalumo trūkumo ir naudojamės kosminėmis kopėčiomis, norėdami matuoti vis didesnius atstumus. Ateityje tiek dėl mokslininkų pastangų, tiek dėl gerėjančių technologijų šios kopėčios neabejotinai keisis.

J. Klevas