Wszechświat jak nowy

W ubiegłym roku astronomia kojarzyła się nam z piękną kometą Hale-Bopp, która zajaśniała na niebie na początku roku, i pokazywanym latem w TV malutkim robocikiem Sojourner ­ przypominającym zabawkę z klocków LEGO, ­ który mocował się z marsjańską skałą. Astronomowie sięgnęli jednak znacznie dalej...

Rok 1997 przejdzie do historii astronomii z innych powodów. Wielkim wydarzeniem było rozwiązanie problemu odległości do źródeł błysków promieniowania g, stanowiących jedną z najbardziej intrygujących zagadek astrofizycznych. Błyski te zostały odkryte przypadkiem w 1973 roku przez satelity Vela, których celem było rejestrowanie prób jądrowych na Ziemi. Szybko udało się ustalić kosmiczne pochodzenie błysków g, ale lokalizacja i ich natura pozostawały nieznane aż do dziś.

Większość energii błysków promieniowania g zawarta jest w fotonach z wysokoenergetycznej części widma elektromagnetycznego ­ stąd ich nazwa. Szczyt energii tych fotonów przypada zwykle na kilkaset keV, ale podczas błysku rejestruje się fotony o energiach od kilku GeV (czyli mln keV) aż do niskoenergetycznego promieniowania rentgenowskiego. Błyski g są najróżniejsze: najkrótszy trwał zaledwie 5 milisekund, a najdłuższy ­ kilka godzin, choć zazwyczaj rejestruje się je w ciągu 1­100 sekund. Pojawiają się one losowo na całym niebie, a instrument BATSE (Burst and Transient Source Experiment) na pokładzie umieszczonego na orbicie w 1991 roku satelity GRO (Compton Gamma Ray Observatory) rejestruje średnio jedno takie zjawisko dziennie i do dziś zarejestrował ich prawie 2 tys.; stanowi to większość obserwowanych kiedykolwiek błysków g.

Aż do niedawna prawie wszystkie teorie zakładały, że błyski promieniowania g są zjawiskami związanymi ze starymi gwiazdami neutronowymi. Ponieważ w rozkładzie położeń błysków na niebie nie odzwierciedlała się struktura Drogi Mlecznej, wydawało się, że ich źródła powinny leżeć blisko Układu Słonecznego. Dlatego większość astronomów sądziła, że fotony g docierają do nas z odległości około 100 parseków, (czyli mniejszej niż grubość dysku Galaktyki w okolicach Słońca). Jako źródła proponowano uderzenia komet w powierzchnie gwiazd neutronowych, trzęsienia gwiazd, eksplozje jądrowe, zjawiska związane z polami magnetycznymi itd. Tylko skromna mniejszość astrofizyków, której najwybitniejszym przedstawicielem był pracujący w Princeton Bohdan Paczyński, zwracała uwagę na to, że wszystkie znane źródła w naszej Galaktyce skupiają się w kierunku płaszczyzny lub centrum Drogi Mlecznej.

Instrument BATSE (4 z 8 detektorów są widoczne na zdjęciu GRO w rogach satelity) zarejestrował ponad 1600 źródeł błysków. Ich układ we współrzędnych galaktycznych (mapa) nie odzwierciedla struktury Drogi Mlecznej

Od połowy lat osiemdziesiątych Paczyński publikował prace, w których, analizując rozkład położeń błysków na niebie i rozkład ich jasności, dowodził, że nie mogą one być lokalne i że muszą pochodzić z kosmologicznych (tzn. porównywalnych z rozmiarami obserwowalnej części Wszechświata) odległości. Początkowo nie akceptowano jego argumentów. Spór miał fundamentalne znaczenie dla wyjaśnienia natury zjawiska. Bez znajomości odległości nie można było określić całkowitej energii błysków. Ich kosmologiczne pochodzenie oznaczałoby, że są to najjaśniejsze obiekty we Wszechświecie!

Hipoteza kosmologicznego pochodzenia błysków promieniowania g zyskała bardzo silne wsparcie (i zwolenników) w 1992 roku, gdy zaczęto publikować wyniki obserwacji BATSE. Wynikało z nich, że błyski ­ zarówno jasne, jak i słabe ­ nie wykazują żadnej koncentracji w stronę dysku lub centrum Galaktyki; innymi słowy, ich rozkład jest izotropowy. Zauważono też, że występuje stosunkowo mało bardzo słabych błysków (w porównaniu z liczbą błysków jaśniejszych). Świadczyło to o tym, że tkwimy w centrum sferycznie symetrycznego rozkładu źródeł, których gęstość maleje poza pewną krytyczną odległością.

Zwolennicy teorii lokalnego pochodzenia błysków g musieli nieco ustąpić i zaproponowali, że źródła rozmieszczone są w wielkim, sferycznym halo, otaczającym naszą Galaktykę, w odległości dużej w porównaniu z rozmiarami Galaktyki, choć wciąż małej, jeśli brać pod uwagę odległości kosmologiczne.

Kontrowersja pod wieloma względami przypominała słynny spór z początku XX wieku na temat natury „obiektów mgławicowych"; jego kulminacją była pamiętna debata między Harlowem Shapleyem i Heberem D. Curtisem. Jak wiemy, rozstrzygnięciem tamtego sporu było rozpoznanie „mgławic" jako odrębnych galaktyk, podobnych do naszej, a rację mieli zwolennicy tezy, że Wszechświat jest większy niż nam się wydaje? Podobieństwo było tak duże, iż w 1995 roku odbyła się nawet podobna debata, też w Waszyngtonie, pomiędzy Bohdanem Paczyńskim a najbardziej aktywnym zwolennikiem hipotezy lokalnej, Donem Lambem z Uniwersytetu w Chicago.

Istotą nauki jest przybliżanie się do prawdy, a metodą jest ciągłe porównywanie hipotez i teorii z wynikami obserwacji i doświadczeń. W odróżnieniu od innych dziedzin wiedzy i życia, w nauce prawdy nie ustala się na konferencjach ani w wyniku debat. O poprawności hipotez naukowych rozstrzyga sama przyroda, a docieranie do prawdy o niej często wymaga nowych technik, (które również zawdzięczamy... postępowi nauki). Spór na temat źródeł błysków promieniowania (został rozstrzygnięty w 1997 roku dzięki obserwacjom niewielkiego, włosko-holenderskiego satelity BeppoSAX, umieszczonego na orbicie w kwietniu 1996 roku (SAX pochodzi od Satellite per Astronomica a raggi X, a Beppo to przydomek popularnego włoskiego fizyka, Giuseppe Occhialiniego, który zmarł w 1993 roku).

Głównym powodem, dla którego błyski g wymykały się interpretacji, była niemożność znalezienia ich odpowiedników w jakiejkolwiek innej części widma elektromagnetycznego. Detektory promieniowania g miały zbyt małą zdolność rozdzielczą, by wskazać astronomom, gdzie szukać odpowiedników w świetle widzialnym czy na falach radiowych. 28 lutego 1997 roku jedna z kamer rentgenowskich na pokładzie BeppoSAX zarejestrowała błysk. Zdolność rozdzielcza tej kamery, sięgająca 3 minut kątowych, (co stanowi dziesiątą część średnicy tarczy Księżyca), wystarczyłaby skierować na źródło bardziej czuły teleskop rentgenowski, który potrafił znacznie precyzyjniej określić położenie źródła (z dokładnością poniżej jednej minuty kątowej). Osiem godzin po rozbłysku g BeppoSAX zarejestrował poświatę rentgenowską wokół źródła, która była widoczna jeszcze tydzień później. Wiadomość o odkryciu i dokładnym położeniu źródła natychmiast została przekazana astronomom prowadzącym obserwacje w zakresie optycznym i radiowym. Pierwszego marca Jan van Paradijs, używając teleskopu o średnicy 4.2 m na Wyspach Kanaryjskich, zauważył słabe źródło optyczne, którego jasność malała przez następne kilka tygodni. Również znajdujący się na orbicie Kosmiczny Teleskop Hubble'a oraz 10-metrowy teleskop Kecka na Mauna Kea, na Hawajach, zauważyły źródło i niewielką mgiełkę wokół, co może świadczyć, że jest to odległa galaktyka. Nie udało się zobaczyć odpowiednika w zakresie radiowym. Była to pierwsza identyfikacja błysku g ze źródłem w innym zakresie widma.

Ósmego maja BeppoSAX zarejestrował błysk, którego optyczny odpowiednik był widoczny jeszcze przez kilka tygodni. Tym razem udało się „złapać" odpowiednik optyczny w na tyle jasnej fazie, że używając teleskopu Kecka Mark Metzenger i współpracownicy zdołali uzyskać widmo obiektu. Badając przesunięcie ku czerwieni widocznych w nim linii, stwierdzono, że światło optycznej aureoli wokół błysku g, zarejestrowanego
8 maja, w swej drodze ku Ziemi przeszło przez obłoki gazu międzygalaktycznego wtedy, gdy Wszechświat był około dwa razy mniejszy niż dziś i mniej więcej 2.5 raza młodszy. Uzyskano w ten sposób pierwszy bezpośredni dowód na to, że fotony błysków promieniowania g docierają do nas z najdalszych obszarów Wszechświata, z prawdziwie kosmologicznych odległości.

Potwierdzenie hipotezy kosmologicznych odległości do błysków g jest wielkim sukcesem jej twórców, a zwłaszcza Bohdana Paczyńskiego. Daje też kosmologom do ręki nowe narzędzie badania Wszechświata we wczesnych epokach jego ewolucji, gdy najaktywniej zachodził w nim proces narodzin gwiazd. Odkrycie stwarza też pytania: Co jest źródłem tych najjaśniejszych błysków we Wszechświecie, w których w ciągu kilku minut wyświecana jest energia 10 tys. razy przewyższająca energię emitowaną w takim samym czasie przez najjaśniejsze kwazary, a 10¹⁸ razy (jedynka z osiemnastoma zerami) energię wypromieniowywaną w tym czasie przez Słońce? Czy istnieje związek między błyskami g a procesami gwiazdotwórczymi? Wyjaśnienie tego powinno zabrać znacznie mniej niż 30 lat ­ uważa Paczyński.

Współrzędne galaktyczne

Wyznaczanie odległości zawsze było jednym z najtrudniejszych problemów w astronomii. A ponieważ dopiero po ustaleniu odległości można określić prawdziwą (absolutną) jasność obiektu, wyznaczenie odległości ma fundamentalne znaczenie dla poznania natury i tempa procesów fizycznych związanych z wydzielaniem energii przez ciała niebieskie. Tempo zaś produkcji energii wiąże się na przykład z wiekiem obiektów.

Jedyną bezpośrednią metodą określania odległości jest metoda paralaks. Polega ona na obserwacji zmiany położenia pobliskiej gwiazdy na tle odległych gwiazd w ciągu 6 miesięcy, w czasie, gdy Ziemia maksymalnie zmienia swoje położenie w przestrzeni w trakcie rocznego ruchu wokół Słońca. Dzięki temu samemu zjawisku możemy oceniać odległość do pobliskich przedmiotów, dysponując parą oczu: widzimy przedmioty pod dwoma różnymi kątami. W obu przypadkach metoda pozwala określać odległości do obiektów położonych niezbyt daleko w porównaniu z rozmiarami bazy: średnicą orbity Ziemi w jednym przypadku, a odległością pomiędzy źrenicami w drugim, (dlatego potrafimy dość dokładnie powiedzieć, czy przedmiot znajduje się w odległości metra, czy 2 m, bo są to odległości porównywalne z odległością między źrenicami, ale znacznie trudniej jest określić, czy okręt na morzu znajduje się w odległości kilometra, czy 2 km, o ile nie mamy dodatkowych informacji, na przykład o jego rozmiarach).

Aż do niedawna paralaktyczne odległości (wyznaczone z dokładnością większą niż 5%) były znane tylko dla około 100 najbliższych gwiazd. W czerwcu 1997 roku pojawił się w sprzedaży zestaw 6 płyt CD (zaledwie o jedną więcej niż kompletne nagranie symfonii Beethovena), który przy cenie 400 dolarów USA zostanie zapewne uznany przez wszystkie obserwatoria astronomiczne świata za wyjątkową okazję. Płyty zawierają największy katalog gwiazd, jaki kiedykolwiek sporządzono. Jest to wynik obserwacji umieszczonego na orbicie okołoziemskiej w 1989 roku przez Europejską Agencję Kosmiczną satelity Hipparcos (High Precision Parallax Collecting Satelite; akronim ukuty na cześć greckiego astronoma, Hipparcha, który żył w II wieku p.n.e.; przypisuje mu się autorstwo pierwszego katalogu położeń i jasności blisko tysiąca gwiazd).

Misja Hipparcosa miała początkowo dramatyczny przebieg. Po pomyślnym wystrzeleniu satelity za pomocą francuskiej rakiety Ariane zawiódł specjalny silnik rakietowy, który miał umieścić Hipparcosa na orbicie geostacjonarnej. Zamiast tego znalazł się on na bardzo wyciągniętej orbicie eliptycznej, oddalając się od Ziemi na 36 tys. km, a następnie przybliżając na zaledwie 500 km; trajektoria ta dwukrotnie w ciągu 11.7 godziny wiodła go przez groźne dla baterii słonecznych pasy Van Allena. Uczonym udało się uratować misję dzięki przeprogramowaniu komputerów i zaangażowaniu w zbieranie danych z satelity wielu odbiorczych stacji naziemnych. Satelita zamilkł w czerwcu 1993 roku, przesławszy na Ziemie niemal terabajt (10¹² bajtów) danych na temat położeń gwiazd.

Sposób zbierania danych, związany z porównywaniem położeń setek tysięcy gwiazd, wymagał opracowywania całości danych jednocześnie. Dlatego dopiero w 1997 roku udostępniono wyniki ­ w postaci dwóch katalogów, ­ które przeszły najśmielsze oczekiwania. Dokładniejszy katalog, Hipparcos, podaje dla 118 tys. gwiazd położenia z dokładnością milisekundy kątowej (tysięcznej części sekundy kątowej, czyli 100 tys. razy dokładniej niż istniejące katalogi) i jasności z dokładnością do 0.2%. Katalog uzupełniający, Tycho (od imienia szesnastowiecznego duńskiego astronoma, Tychona Brahego, słynnego m.in. ze swych prowadzonych gołym okiem, precyzyjnych obserwacji położeń 777 gwiazd), zawiera przeszło milion gwiazd z pozycjami wyznaczonymi z dokładnością 20­30 milisekund kątowych i jasnościami z dokładnością do 6%. (Dokładność astrometryczna rzędu milisekundy kątowej oznacza, że z taką precyzją potrafimy określić położenie środka obrazu gwiazdy. Rozróżnienie szczegółów w obrazie rozciągłego obiektu to inny problem ­ nawet Kosmiczny Teleskop Hubble'a nie może rozdzielić szczegółów znacznie mniejszych niż 0.1 sekundy kątowej). Określenie położenia gwiazdy z dokładnością do milisekundy kątowej odpowiada rozróżnieniu prawej i lewej strony piłeczki pingpongowej, ustawionej na szczycie wieżowca na Manhattanie w Nowym Jorku i oglądanej z Europy! (Pomińmy problem wynikający z zakrzywienia powierzchni Ziemi).

Dzięki tak fantastycznej dokładności, wyznaczając paralaksy około 7 tys. gwiazd, Hipparcos rozciągnął obszar, w którym określone zostały odległości paralaktyczne (z dokładnością do 5%) do 500 lat świetlnych. W obszarze tym znalazły się gwiazdy zmienne, zwane cefeidami, używane przez astronomów do wyznaczania odległości do dalekich galaktyk. Są to gwiazdy zmienne, w których okres zmienności (łatwo mierzalny) wiąże się dość ściśle z absolutną jasnością (do wyznaczenia, której potrzebna jest jasność obserwowana i odległość). Określenie paralaks cefeid umożliwia precyzyjną kalibrację zależności okres­jasność absolutna i daje astronomom do ręki doskonałą miarę, którą mogą się posługiwać, wyznaczając odległość do oddalonych obiektów.

Bezpośrednim skutkiem pomiaru paralaks cefeid było zrewidowanie odległości do Wielkiego Obłoku Magellana ­ pobliskiej galaktyki karłowatej, która stanowi ważny szczebel w kosmicznej drabinie odległości. Okazało się, że Wielki Obłok Magellana znajduje się jakieś 10% dalej, niż sądziliśmy. Używając danych Hipparcosa i skorygowanej skali odległości, Michael Feast wyznaczył nową skalę odległości do gromad kulistych w Wielkim Obłoku Magellana i M31 (czyli Wielkiej Mgławicy w Andromedzie). Gromady kuliste zawierają najstarsze znane gwiazdy, (o czym świadczy ich skład chemiczny). Oszacowania wieku gwiazd w gromadach zależą od ich jasności absolutnej, której określenie wymaga znajomości odległości.

Od pewnego czasu podnoszony był problem sprzeczności wieku gwiazd w gromadach kulistych, ocenianego przed Hipparcosem na około 15 mld lat, z wiekiem Wszechświata (10­13 mld lat), wyznaczonym z tempa, w jakim się on rozszerza. Nie ulega przy tym wątpliwości, że Wszechświat nie może być młodszy od gwiazd. Dokonana dzięki Hipparcosowi rewizja skali odległości powoduje zmniejszenie wieku najstarszych gwiazd w gromadach kulistych z 15 na około 11 mld lat i zwiększenie wieku Wszechświata na mniej więcej 13 mld lat. Powracający, co jakiś czas jak bumerang problem pozornej sprzeczności między wiekiem obiektów wypełniających Wszechśwat a ocenianym kosmologicznie wiekiem samego Wszechświata został po raz kolejny rozwiązany, a nasza wiedza o ewolucji gwiazd i Wszechświata jako całości zyskała kolejne potwierdzenie pięknej zgodności.

W roku 1997 odeszli dwaj wielcy astrofizycy, którzy ­ jak mało, kto ­ wywarli ogromny wpływ na nasze współczesne poglądy na temat najważniejszych składników Wszechświata. Lyman Spitzer, Jr. (1914­1997) i Martin Schwarzschild (1912­1997) byli tymi, którzy przyczynili się do przemiany astronomii z nauki o położeniach i ruchach gwiazd oraz planet w dziedzinę zajmującą się poznaniem procesów powstawania i ewolucji obiektów we Wszechświecie. Byli pionierami nowych metod badawczych. Schwarzschild pracował z Johnem von Neumannem nad zbudowaniem pierwszego komputera i aż do śmierci był ekspertem w dziedzinie metod numerycznych w astrofizyce. Spitzer w 1946 roku (11 lat przed Sputnikiem!) zaproponował umieszczenie na orbicie dużego teleskopu (co zaowocowało po 44 latach wystrzeleniem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a), a w 1951 roku zaczął namawiać do zbudowania reaktora dla kontrolowanej fuzji termojądrowej (do 1967 roku kierował projektem Matterhorn i Princeton Plasma Laboratory). Ci dwaj bliscy przyjaciele z Princeton nauczyli pokolenia astrofizyków nie tylko tego, jak uprawiać naukę na najwyższym poziomie, lecz jak robić to w atmosferze wzajemnego szacunku, zaufania i przyjaźni.

---