Ostatnia aktualizacja artyku│u: 16.3.2001

POMIARY KOSMICZNYCH ODLEGúOîCI

Czy nigdy nie zastanawia│e(a)£ siΩ jak ci naukowcy mierz╣ te r≤┐ne odleg│o£ci do galaktyk ? Bo mnie zawsze, ale teraz postaram siΩ podzieliµ z Tob╣ t╣ wiedz╣, kt≤ra wbrew pozorom jest bardzo prosta.

Na pocz╣tku mierzenie odleg│o£ci nie udawa│o siΩ ludziom, a┐ do roku 1839. Wtedy to po raz pierwszy zmierzono dok│adnie odleg│o£µ do obiektu. Dzi£ astronomowie mog╣ okre£laµ odleg│o£ci w r≤┐ne sposoby, jest ich sporo. Kiedy II Wojna îwiatowa siΩ sko±czy│a odleg│o£µ KsiΩ┐yca zmierzono niezwykle precyzyjnymi i nowoczesnymi sposobami, odleg│o£µ do KsiΩ┐yca znamy ju┐ co do centymetra dziΩki specjalnej wi╣zce laserowej kt≤ra dolatuj╣c do powierzchni KsiΩ┐yca odbija siΩ od niej i powraca na ZiemiΩ, naukowcy maj╣ czas przybycia wi╣zki laserowej z powrotem na ziemiΩ i wzorami obliczaj╣ dok│adn╣ odleg│o£µ do KsiΩ┐yca. R≤wnie┐ podobnie mierzy siΩ odleg│o£µ do S│o±ca z tym ┐e nie wi╣zk╣ lasera tylko impulsami radarowymi. Odleg│o£ci do planet, z wyj╣tkiem Plutona, zosta│y okre£lone przez sondy, kt≤re wys│a│y sygna│y radarowe. Jednak co zrobiµ kiedy chcemy okre£liµ odleg│o£µ do pobliskiej gwiazdy, (najbli┐sza gwiazda Proxima Centauri jest od nas oddalona o 4,3 roku £wietlnego, a galaktyki....). Metod╣ pomiaru dla bli┐szych gwiazd jest triangulacja znana r≤wnie┐ w geodezji. Polega ona na tym, ┐e astronom wybiera sobie gwiazdΩ, kt≤ra jest bliska (na podstawie obserwacji okre£la siΩ czy gwiazda jest blisko czy daleko) i mierzy jej dok│adn╣ pozycjΩ wzglΩdem innych bardziej odleg│ych gwiazd. NastΩpnie dok│adnie 6 miesiΩcy p≤ƒniej, gdy Ziemia jest dok│adnie na przeciwleg│ym kra±cu orbity oko│os│onecznej pozycja gwiazdy jest mierzona ponownie. BΩdzie siΩ na pewno wydawa│o, ┐e gwiazda jest przemieszczona wzglΩdem t│a. Roczna paralaksa jest to po│owa k╣ta o kt≤ry przemie£ci│a siΩ gwiazda. Za pomoc╣ trygonometrii mo┐na obliczyµ odleg│o£µ do gwiazdy, poniewa┐ £rednicΩ orbity Ziemi ju┐ dok│adnie znamy. Jednak tu pojawia siΩ kolejny problem, poniewa┐ wynik bΩdzie ogromn╣ liczb╣ wiΩc trzeba ,,przerzuciµ" wynik na lata £wietlne, wtedy liczba zmniejszy siΩ znacznie. Astronomowie znaleƒli jeszcze inne sposoby mierzenia odleg│o£ci, bardziej uniwersalnych i dok│adniejszych ni┐ metoda paralaksy. Przy dalszych odleg│o£ciach obiekt≤w (mam tu na my£li galaktyki) wykorzystuje siΩ gwiazdy zmienne lub cefeidy. S╣ to gwiazdy, kt≤re w regularny spos≤b zmieniaj╣ swoj╣ jasno£µ, powtarzaj╣c ten sam wz≤r zmienno£ci w ka┐dym ustalonym okresie trwaj╣cym dni lub miesi╣ce. Przydatno£µ cefeid dla pomiar≤w jest o tyle przydatna, i┐ ich jasno£µ absolutna oraz okres zmienno£ci pozostaj╣ w £cis│ym zwi╣zku. Je£li wiΩc zmierzymy okres cefeidy to poznamy jej jasno£µ absolutn╣ a nastΩpnie odleg│o£µ do niej. Cefeidy odkryto w niekt≤rych pobliskich galaktykach i st╣d wiemy jaka jest odleg│o£µ do niech. Co jednak zrobiµ gdy w danej galaktyce nie wykryto ┐adnej cefeidy? Jest jeszcze inna metoda pomiaru odleg│o£ci. Jedn╣ z konsekwencji Wielkiego Wybuchu jest oddalanie siΩ od siebie galaktyk, naukowcy wiedz╣, ┐e im dalej galaktyka siΩ znajduje to ma wiΩksz╣ prΩdko£µ oddalania siΩ. Astronomowie odkryli to dziΩki przesuniΩciu ku czerwieni charakterystycznych linii w widmie galaktyk: wszystkie linie z widzialnej czΩ£ci widma s╣ przesuniΩte ku czerwieni, linie z czerwonej czΩ£ci widma przesuniΩte s╣ do podczerwieni itd. Dzieje siΩ tak poniewa┐ grzbiety i doliny fal promieniowania elektromagnetycznego docieraj╣ do nas tym rzadziej im wiΩksza jest prΩdko£µ oddalania siΩ danej galaktyki. Weƒmy na przyk│ad wyraƒn╣, podw≤jn╣, liniΩ sodu wytwarzan╣ w nieruchomym ƒr≤dle £wiat│a: grzbiety fali docieraj╣ do Ziemi 500 bilion≤w razy na sekundΩ, tymczasem docieraj╣cym z galaktyki oddalaj╣cej siΩ z 1/10 prΩdko£ci╣ £wiat│a k╣zdy kolejny grzbiet fali ma wiΩksz╣ drogΩ do przebycia ni┐ poprzedni. Dlatego docieraj╣ do nas tylko oko│o 450 bilion≤w razy na sekundΩ i rejestrujemy to £wiat│o jako docieraj╣ce do nas z mniejsz╣ czΩstotliwo£ci╣ i wiΩksz╣ d│ugo£µ fali - doznaje wiΩc ono podczerwienia. Odwrotnie by by│o gdyby z t╣ sam╣ prΩdko£ci╣ grzbiety fali dociera│yby z prΩdko£ci╣ 550 bilion≤w razy na sekundΩ i obserwowaliby£my przesuniΩcie linii w kierunku niebieskiego ko±ca widma. Mierz╣c przesuniΩcia ku czerwieni, astronom mo┐e okre£liµ prΩdko£µ ucieczki galaktyki, a poniewa┐ wiemy, ┐e im dalej znajduje siΩ dana galaktyka tym szybciej siΩ porusza, mo┐e okre£liµ ich odleg│o£µ. Jest to jednak mo┐liwe tylko wtedy gdy wiemy jak dok│adnie wzrasta prΩdko£µ wraz z odleg│o£cia. Teraz s╣ co do tego ma│e spory, stosunek prΩdko£ci do odleg│o£ci nazywany jest przez astronom≤w sta│╣ Hubble'a znany jest jednak obecnie niezbyt dok│adnie bo z dok│adno£ci╣ do czynnika 2, czyli zawiera siΩ miΩdzy 15 a 30 km/s na I mln. lat £wietlnych.

To chyba wszystko.

Autor: Krzysztof Gaudy
e-mail: gaudy3@poczta.onet.pl