Jak astronomowie wyznaczają odległości w kosmosie?

Ziemię dzieli od Słońca średnio 150 milio­nów kilo­me­trów, od drugiej naj­bliż­szej gwiazdy (Proximy Cen­tau­ri) już 40 bilio­nów kilo­me­trów, a od Galak­ty­ki Andro­me­dy jakieś 24 miliony bilio­nów kilo­me­trów. To napraw­dę duże i nie­po­ręcz­ne liczby, więc nic dziw­ne­go, że astro­no­mo­wie wolą posłu­gi­wać się znacz­nie wygod­niej­szy­mi jed­nost­ka­mi w rodzaju par­se­ków lub popu­lar­niej­szych lat świetl­nych. Znacz­nie bar­dziej fra­pu­ją­ce jest jednak pytanie, skąd wiadomo, że odle­gło­ści w kosmo­sie są aż tak nie­wia­ry­god­nie potężne?

Troszkę geometrii

Od dawna wiemy, że obce gwiazdy leżą daleko stąd, ale jeszcze na począt­ku XIX wieku nie zda­wa­li­śmy sobie sprawy z tego, o jakiej skali mówimy. Przełom nastą­pił, kiedy kilku uczo­nych nie­za­leż­nie od siebie wpadło na pomysł, żeby wyko­rzy­stać para­lak­sę, czyli różnicę w wyglą­dzie jakie­goś obiektu, kiedy ten jest obser­wo­wa­ny z różnych miejsc. Im większa będzie odle­głość tych miejsc, tym wyraź­niej­sze różnice i dokład­niej­szy pomiar odle­gło­ści. Co do zasady to bardzo prosta metoda, wyko­rzy­sty­wa­na już wcze­śniej w dal­mier­zach spo­ty­ka­nych m.in. w mary­nar­ce, foto­gra­fii, topo­gra­fii czy wojskowości. 

Użyt­kow­ni­cy kla­sycz­nych dal­mie­rzów oglą­da­li cel przez dwa różne okienka, a następ­nie, znając odle­głość między tymi okien­ka­mi (długość bazy), kąt między kie­run­ka­mi patrze­nia i zasady try­go­no­me­trii, wyli­cza­li dystans. Ponie­waż dwa punkty widze­nia oraz wypa­try­wa­ny obiekt ukła­da­ją się w trójkąt, metoda ta jest czasem nazy­wa­na triangulacją.

Jednak sku­tecz­na trian­gu­la­cja ma swoje wyma­ga­nia. Mia­no­wi­cie, im dalej poło­żo­ny jest inte­re­su­ją­cy nas obiekt, tym więk­szej potrze­bu­je­my dłu­go­ści bazy. A ponie­waż mówimy o astro­no­mii i obcych gwiaz­dach, to i odle­głość między dwoma punk­ta­mi widze­nia (“okien­ka­mi”) musi być kosmicz­na. Sprytni uczeni zauwa­ży­li, że można to osią­gnąć nawet bez rusza­nia się z miejsca, bo prze­cież prze­miesz­cza się… sama Ziemia. Wystar­czy więc wykonać drugi pomiar pół roku po pierw­szym, kiedy nasza planeta znaj­dzie się po prze­ciw­nej stronie Słońca. W tym sys­te­mie długość bazy równa się śred­ni­cy ziem­skiej orbity, czyli około 300 milio­nom kilo­me­trów. Oczy­wi­ście nawet tak długa (z ludz­kie­go punktu widze­nia) baza jest niczym w porów­na­niu do prze­strze­ni mię­dzy­gwiezd­nej, ale to wystar­czy­ło, żeby zorien­to­wać się, że świe­tli­ste kropki na nocnym niebie muszą leżeć całe lata świetl­ne od Ziemi.

A TAK W OGÓLE TO… Też korzy­stasz ze zja­wi­ska para­lak­sy, nawet jeśli nie zdajesz sobie z tego sprawy. Ewo­lu­cja pre­mio­wa­ła posia­da­nie pary oczu, ponie­waż pozwala to nam (i więk­szo­ści zwie­rząt) oglądać obiekt z dwóch punktów, a to ułatwia wyczu­cie dzie­lą­ce­go nas dystan­su. Rzecz jasna rozstaw oczu (długość bazy) pozo­sta­je nie­wiel­ki, więc mamy skłon­ność do mimo­wol­ne­go poru­sza­nia głową, pró­bu­jąc w razie potrze­by zebrać dodat­ko­we informacje.

Świeca standardowe

Nie­ste­ty, z tych samych przy­czyn trian­gu­la­cja mocno traci na pre­cy­zji przy dystan­sach wyż­szych 100 lat świetl­nych, więc nadaje się jedynie do mie­rze­nia naszego skrawka Drogi Mlecz­nej. Dla badań odle­glej­szych regio­nów astro­no­mo­wie posłu­gu­ją się inną metodą, wyna­le­zio­ną już w XX wieku.

Zaczęło się od Hen­riet­ty Swan Leavitt – córki pastora, która była jedną z pierw­szych kobiet zaan­ga­żo­wa­nych w pracę obser­wa­to­rium nale­żą­ce­go do Uni­wer­sy­te­tu Harvar­da. Ame­ry­kan­ka zaj­mo­wa­ła się feno­me­nem olbrzy­mich gwiazd zmien­nych, nazy­wa­nych obecnie cefe­ida­mi. Na potrze­by swojej pracy przy­glą­da­ła się waha­niom jasno­ści gwiazd nale­żą­cych do Małego Obłoku Magel­la­na, czyli nie­re­gu­lar­nej galak­ty­ki kar­ło­wa­tej towa­rzy­szą­cej Drodze Mlecznej. 

Po kilku latach kon­se­kwent­ne­go doko­ny­wa­nia pomia­rów, panna Leavitt dostrze­gła coś inte­re­su­ją­ce­go. Jasność 25 obiek­tów rosła i malała w zadzi­wia­ją­co regu­lar­nych odstę­pach czasu, a czym mocniej świe­ci­ła gwiazda, tym dłuższe były te odstępy. Astro­nom­ka ukuła na tej pod­sta­wie nastę­pu­ją­cy wniosek: wszyst­kie te gwiazdy zmienne znaj­du­ją się w podob­nej odle­gło­ści od Ziemi (wszyst­kie leżą w Małym Obłoku Magel­la­na), a okresy zmien­no­ści mają związek z rze­czy­wi­stą jasno­ścią, zaś ta jasność wynika z masy i gęsto­ści samej gwiazdy.

Co to ma wspól­ne­go z mie­rze­niem cze­go­kol­wiek? Jeżeli wyj­dzie­my na nocny spacer oświe­tlo­ną ulicą, zauwa­ży­my, że latar­nie leżące w oddali będą wydawać się ciem­niej­sze. To tak zwana jasność pozorna, male­ją­ca wraz z kwa­dra­tem odle­gło­ści. Jeżeli więc poznamy praw­dzi­wą moc żarówki (jasność abso­lut­ną), to porów­nu­jąc ją z jasno­ścią pozorną, będzie­my mogli wyzna­czyć odle­głość od źródła światła! A dzięki odkry­ciu Hen­riet­ty Leavitt naukow­cy potra­fią okre­ślić jasność abso­lut­ną cefeidy – na pod­sta­wie okresu jej pul­sa­cji – więc w podobny sposób mogą poznać jej poło­że­nie. A skoro wiemy jak daleko znaj­du­je się cefeida, to auto­ma­tycz­nie pozna­je­my dystans dzie­lą­cy nas od gromady lub galak­ty­ki, z której do nas “mruga”.

Świece (nie)standardowe

Gwiazdy zmienne zaczęły być trak­to­wa­ne jako rodzaj kosmicz­nych punktów orien­ta­cyj­nych, nazy­wa­nych przez astro­no­mów świe­ca­mi stan­dar­do­wy­mi. Metoda ta spraw­dza się na prze­strze­niach się­ga­ją­cych 15 milio­nów lat świetl­nych, a więc znacz­nie więk­szych od trian­gu­la­cji. Gwiazdy zmienne dały nam całkiem dokład­ne dane o roz­miesz­cze­niu kil­ku­dzie­się­ciu galak­tyk wcho­dzą­cych w skład naszej Grupy Lokalnej.

Jednak żeby badać jeszcze odle­glej­sze struk­tu­ry, potrze­bu­je­my moc­niej­szych świec stan­dar­do­wych niż poje­dyn­cza cefeida. Taką rolę pełnią gromady kuliste – sfe­rycz­ne sku­pi­ska gwiazd, znaj­du­ją­ce się często na rubie­żach galak­tyk. Dzięki wyko­rzy­sta­niu znanych nam już metod, uczeni zbadali pobli­skie gromady i usta­li­li, że ich nie­któ­re typy mają zwykle bardzo zbli­żo­ną jasność. W ten sposób astro­no­mia dostała nowe, większe świece stan­dar­do­we, sku­tecz­ne na dystan­sach do około 100 milio­nów lat świetlnych.

Nieźle, ale to nie wystar­czy, ponie­waż gaba­ry­ty obser­wo­wal­ne­go wszech­świa­ta są znacz­nie, znacz­nie większe. Na tym etapie badacze mają do wyboru jeszcze dwa rodzaje świec stan­dar­do­wych. Pierw­szy to całe galak­ty­ki, a kon­kret­niej galak­ty­ki domi­nu­ją­ce w swoich grupach. Te, jak się okazuje wyka­zu­ją zwykle zbli­żo­ną jasność – mniej więcej 10 razy większą od Drogi Mlecz­nej. Jest to jednak zawodna metoda, bo różnice, mimo wszyst­ko ist­nie­ją i osta­tecz­ny wynik trzeba trak­to­wać jedynie, jako duże przybliżenie.

Drugą grupą super-jasnych świec stan­dar­do­wych są super­no­we typu Ia. To cha­rak­te­ry­stycz­ne wybuchy spo­ty­ka­ne wyłącz­nie w ukła­dach podwój­nych, kiedy gęsty biały karzeł powoli pod­kra­da materię od pobli­skiej dużej gwiazdy, np. czer­wo­ne­go olbrzy­ma. Co ważne dla obser­wa­to­rów, taka eks­plo­zja nastę­pu­je zawsze w tym samym momen­cie: kiedy masa białego karła prze­kro­czy barierę 1,44 masy Słońca. Jak obli­czył sto lat temu Sub­rah­ma­ny­ana Chan­dra­se­khar (od jego nazwi­ska pocho­dzi nazwa Tele­sko­pu Kosmicz­ne­go Chandra), obiekt powyżej tej granicy traci sta­bil­ność i wybucha w związku z gwał­tow­ny­mi reak­cja­mi termojądrowymi.

Super­no­we Ia są do siebie zawsze bardzo podobne i bardzo ener­ge­tycz­ne, co czyni je dosko­na­ły­mi kan­dy­dat­ka­mi na odległe świece stan­dar­do­we. No, może niemal dosko­na­ły­mi. Tego rodzaju eks­plo­zje nie zda­rza­ją się codzien­nie, co oznacza, że ich wyła­pa­nie w kon­kret­nej galak­ty­ce wymaga sporo czasu i szczę­ścia. Nie zmienia to faktu, że to głównie dzięki nim znamy roz­ło­że­nie struk­tur w obrębie miliar­da lat świetl­nych od Ziemi z dokład­no­ścią do 5%.

Ciut większe odległości w kosmosie

Czy jest coś dalej? Oczy­wi­ście, jednak w skali dzie­siąt­ków miliar­dów lat świetl­nych – jakie mierzy obser­wo­wal­ny wszech­świat – żadna świeca stan­dar­do­wa nie będzie dość jasna. Dlatego w przy­pad­ku naj­bar­dziej odda­lo­nych obiek­tów (naj­czę­ściej galak­tyk aktyw­nych, nazy­wa­nych kwa­za­ra­mi), ucie­ka­my się do prze­su­nię­cia ku czer­wie­ni i prawa Hubble’a-Lemaître’a. 

To dwa pojęcia fizycz­ne bliskie sercu każdego kosmo­lo­ga i zwią­za­ne z faktem nie­ustan­ne­go roz­sze­rza­nia się wszech­świa­ta. Słynny ame­ry­kań­ski astro­nom Edwin Hubble odkrył, że bardzo dalekie galak­ty­ki ucie­ka­ją od nas i od siebie nawza­jem, a dowód tej uciecz­ki skrywa ich światło. Fala świetl­na ma to do siebie, że zmienia swoją długość (a więc kolor) zależ­nie od ruchu jej źródła. Hubble wie­dział, że jeżeli widmo obser­wo­wa­nej galak­ty­ki okaże się prze­su­nię­te ku barwie fio­le­to­wej – będzie to znak, że zbliża się ona ku Ziemi. Jeżeli jednak wystąpi prze­su­nię­cie w drugą stronę, ku czer­wie­ni, to taka galak­ty­ka musi uciekać. A czym większe prze­su­nię­cie, tym szybsza ucieczka.

Znając tę zasadę współ­cze­śni astro­no­mo­wie poznali aktu­al­ne tempo eks­pan­sji wszech­świa­ta (stała Hub­ble­’a), jego przy­bli­żo­ne wymiary, jak również dystans jaki dzieli nas od naj­dal­szych odkry­tych kwazarów.