Twoja wyszukiwarka

JAROSŁAW WŁODARCZYK
JAK WSZECHŚWIAT RÓSŁ Z NAMI
Wiedza i Życie nr 3/1996
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 3/1996

Kiedy w 1926 roku pojawił się pierwszy numer naszego pisma, astronomowiedopiero od kilku miesięcy dysponowali dowodami, że Wszechświat rozciąga siępoza granice Drogi Mlecznej.

Gdy powstawał pierwszy numer "Wiedzy i Życia", świat mgławic przeobrażał się we Wszechświat galaktyk. Głównym sprawcą tej transformacji był Edwin P. Hubble, który nie tylko określił poprawnie odległość do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (z prawej), lecz także zaproponował sposób klasyfikacji galaktyk na spiralne i eliptyczne (u góry)

Jakże swojski był Wszechświat pierwszych lat XX wieku! Gdyby "Wiedza i Życie" pojawiła się jakieś 10 lat wcześniej, przed rokiem 1920, w którymś z pierwszych numerów przeczytalibyśmy zapewne: Składająca się na Wszechświat materia, cała zawartość niebios, gwiazdy i mgławice, należą do jednego potężnego, wszechogarniającego zbioru - do Drogi Mlecznej. Ale w roku 1927, kończąc opublikowany w "Wiedzy i Życiu" artykuł pt. Jak wielki jest świat?, Władysław Jan Wyczałkowski musiał już stwierdzić: [...] nasz układ galaktyczny wydaje się sam być taką mgławicą spiralną, albo oglądane na niebie mgławice - odległemi układami galaktycznemi [...]; okazuje się, że niektóre z nich odległe są o setki - ale nie tysięcy, lecz miljonów lat światła! Co takiego wydarzyło się w ciągu pierwszych dwudziestu lat naszego stulecia, że narodziny "Wiedzy i Życia" mogły się zbiec z utrwaleniem wizerunku Wszechświata wypełnionego gwiezdnymi wyspami - mgławicami, do których zaliczono, jako jedną z wielu, Drogę Mleczną?

CZY GALAKTYKA TO WSZECHŚWIAT?

W tamtych czasach mgławicami nazywano wszystkie obiekty, których obraz w teleskopie wyglądał jak rozmazana plamka, tkwiąca nieruchomo - w przeciwieństwie do komet - wśród gwiazd. Nie dawały one spokoju astronomom przez cały XIX wiek. Do mgławic zaliczano zarówno obłoki gazu, które znajdują się w naszej Galaktyce, jak i galaktyki leżące - na co wówczas nie posiadano jeszcze dowodu - poza granicami Drogi Mlecznej. Używana po dziś dzień nazwa galaktyki M31 - Wielka Mgławica w Andromedzie - to właśnie pozostałość tamtego "mgławicowego" okresu astronomii.

Trudno w to uwierzyć, ale na początku XX wieku problem, czy M31 należy do Drogi Mlecznej, czy też nie, pozostawał otwarty. Ba, wielu astronomów wierzyło, że Słońce tkwi w środku Drogi Mlecznej, która obejmuje wszystkie obiekty kosmiczne. Zgodnie z tą wizją, zaproponowaną przez holenderskiego astronoma Jacobusa C. Kapteyna (1851- 1922), Wszechświat-Droga Mleczna miał średnicę 40 tysięcy lat świetlnych.

Zupełnie inny pogląd na tę sprawę miał Harlow Shapley (1885-1972), który prowadził szczegółowe badania Galaktyki w Obserwatorium Licka w Kaliforni. Próbował on ustalić, w jaki sposób są rozmieszczone w przestrzeni gromady kuliste - skupiska gwiazd, w których setki tysięcy, a nawet miliony gwiazd tłoczą się na stosunkowo niewielkim obszarze. Wykorzystując swoje własne obserwacje oraz innych astronomów, Shapley już w latach 1917-1918 doszedł do wniosku, że Droga Mleczna przypomina naleśnik o średnicy 300 tysięcy i grubości 30 tysięcy lat świetlnych, unoszący się w środku sferycznego obłoku gromad kulistych. Ponieważ w modelu tym centrum Galaktyki powinno pokrywać się z centrum obłoku gromad kulistych, wyznaczywszy odległość Słońca od tego ostatniego, Shapley otrzymał również odległość naszej gwiazdy od środka Drogi Mlecznej: aż 50 tysięcy lat świetlnych.


Kosmos Shapleya był nie tylko dziesięciokrotnie większy od Wszechświata Kapteyna; pozbawiał także Słońce jego centralnego miejsca.Nie tylko Kapteyn nie zgadzał się z tymi wnioskami. Przeciw poglądom Shapleya wystąpił również jego kolega z Obserwatorium Licka, Herbert D. Curtis (1872-1942). Utrzymywał, że Shapley przesadził co najmniej czterokrotnie, określając odległości do gromad kulistych, i że tym samym Droga Mleczna jest znacznie mniejsza, a Słońce znajduje się blisko jej środka. Druga ważna rozbieżność zdań obu dżentelmenów dotyczyła natury mgławic. Dla Shapleya Wszechświatem była olbrzymia Droga Mleczna, więc uznawał, że mgławice są niewielkie i znajdują się w jej granicach lub niewiele poza nimi. Curtis utrzymywał, że nasza Galaktyka jest jedną z wielu "wysp Wszechświata", do których należą także odległe mgławice.

Dyskusja, jaka wywiązała się między Shapleyem i Curtisem, przeszła do historii pod nazwą Wielkiego Sporu. O jej znaczeniu dla ówczesnej astronomii może świadczyć fakt, że w kwietniu 1920 roku Narodowa Akademia Nauk w Waszyngtonie zorganizowała publiczną dysputę między protagonistami. Kto zwyciężył? Jak to często w naukach przyrodniczych bywa - obaj - za cenę zrezygnowania z własnych wyobrażeń o konstrukcji Wszechświata i pogodzenia się z tym, że przywilej postawienia kropki nad "i" może przypaść temu trzeciemu.

DO AKCJI WKRACZA PRAWNIK

Według planów rodzinnych Amerykanin Edwin Powell Hubble (1889-1953) miał zostać adwokatem; ukończył nawet w 1912 roku kurs prawa na Uniwersytecie w Oksfordzie, choć wcześniej, w wieku 16 lat, rozpoczął studia przyrodnicze (matematyka, fizyka, chemia i astronomia) na Uniwersytecie w Chicago. Jednak wiosną 1914 roku zdecydował się ostatecznie poświęcić astronomii - przyjął posadę w Obserwatorium Yerkesa w Williams Bay, w stanie Wisconsin. I od razu zainteresował się obserwacjami mgławic.

2.5-metrowy teleskop obserwatorium Mt Wilson, za pomocą którego Edwin P. Hubble dokonał swych największych odkryć

Wg J. Lenz, J. Mokrzycki: Wycieczka w przestworza, Kraków 1935

Zanim jeszcze Wielki Spór osiągnął swe waszyngtońskie apogeum, w 1918 roku Curtis podjął próbę określenia odległości do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (M31). Porównując jasności wybuchających gwiazd, zwanych nowymi, w Drodze Mlecznej i M31, doszedł do wniosku, że obie galaktyki dzieli dystans 500 tysięcy lat świetlnych. A zatem odległość między nimi znacznie przewyższa ich rozmiary (w skali Curtisa, rzecz jasna). Ot, wyspy przedzielone kosmicznym oceanem. Shapley odwoływał się w tym przypadku do zdrowego rozsądku. Jeśli M31 ma być obiektem przypominającym Drogę Mleczną, to - wziąwszy pod uwagę jej kątowe rozmiary na naszym niebie - powinna ona znajdować się w odległości 10 milionów lat świetlnych. Czyż nie brzmi to absurdalnie, skoro najwyraźniej rozmiary Wszechświata (czytaj: Drogi Mlecznej) sięgają raczej setek tysięcy lat świetlnych.

Dyskusja dotycząca natury mgławic utknęła w martwym punkcie. Tylko nowe, doskonalsze dane obserwacyjne mogły wywieść ją z impasu. Na szczęście George Ellery Hale, dyrektor obserwatorium na Mt Wilson w Pasadenie, doprowadził właśnie do końca budowę największego teleskopu tamtych czasów; zwierciadło instrumentu miało 2.5 metra średnicy i ważyło 4 tony. I zaraz potem, w 1919 roku, zatrudnił w obserwatorium Hubble'a, który w sierpniu tego roku zakończył swój epizod wojenny w stopniu majora, nie powąchawszy ku swemu rozczarowaniu prochu na polach bitewnych Europy.

Badając gromady kuliste gwiazd, Shapley określał odległości do nich wyszukując w gromadach gwiazdy typu RR Lyrae. Tym niezbyt romantycznym terminem astronomowie określają pewien rodzaj gwiazd zmieniających swą jasność w charakterystyczny, łatwo rozpoznawalny sposób. A ponieważ średnio każda z tych gwiazd emituje tyle samo światła, są one doskonałymi wskaźnikami odległości; ich (średnia) jasność obserwowana zależy właściwie wyłącznie od odległości, która nas od nich dzieli. Innymi słowy, wystarczy stwierdzić, że światło zaobserwowanej gwiazdy zmiennej pulsuje w sposób typowy dla gwiazd RR Lyrae i następnie zmierzyć jej średnią jasność, by móc określić, jak wiele lat świetlnych dzieli nas od tej gwiazdy.

Metoda ta ma jednak zasadniczą wadę - gwiazdy typu RR Lyrae nie są zbyt jasne i trudno je wykorzystać do pomiarów odległości międzygalaktycznych. W przypadku Wielkiej Mgławicy w Andromedzie udało się to dopiero w 1987 roku! Na szczęście rodzina gwiazd zmiennych nie kończy się na RR Lyrae. W roku 1908 Henrietta S. Leavitt (1868- 1921) z Obserwatorium Harwardzkiego odkryła, że jasność gwiazd, zwanych cefeidami, ulega cyklicznym zmianom w tempie zależnym od ich jasności. Im więcej światła cefeida emituje, tym dłuższy jest okres zmian jej jasności. W ten sposób, aby określić prawdziwą jasność cefeidy, wystarczy wyznaczyć okres zmian jej blasku. Porównanie tak otrzymanej jasności prawdziwej z obserwowaną pozwala jednoznacznie stwierdzić, jak daleko gwiazda się znajduje. Cefeidy są gwiazdami młodymi i kilkakrotnie większymi od Słońca, dlatego widać je ze znacznie większej odległości niż zmienne typu RR Lyrae.

Przejście od modelu Drogi Mlecznej zaproponowanego przez Jacobusa Kapteyna (u góry) do współczesnej wizji (u dołu) zawdzięczamy badaniom Harlowa Shapleya. W pierwszej wersji modelu Galaktyki - z przełomu lat dwudziestych i trzydziestych - Shapley przyjmował, że średnica dysku Galaktyki może sięgać nawet 300 tysięcy lat świetlnych, jego grubość - 30 tysięcy lat świetlnych, a odległość Słońca od centrum układu wynosi 50 tysięcy lat świetlnych

Wykorzystując 2.5-metrowy teleskop na Mt Wilson, do końca 1924 roku Hubble zidentyfikował ponad 20 cefeid w dwóch mgławicach spiralnych - M31 i M33 (w Trójkącie) - oraz w obiekcie o nieregularnych kształtach, oznaczanym w katalogach jako NGC 6822. Wynik obserwacji był niezwykły - mgławice M31 i M33 dzieli od nas 930 tysięcy lat świetlnych. A zatem znajdują się poza granicami Drogi Mlecznej, nawet jeśli przyjmiemy, że Shapley się nie mylił, przypisując jej tak duże rozmiary.

Hubble był obserwatorem bardzo skrupulatnym. Pierwszy artykuł o rezultatach obserwacji cefeid w mgławicy NGC 6822 opublikował dopiero pod koniec 1925 roku, kolejny i bodaj najsłynniejszy, zatytułowany Mgławica spiralna jako układ gwiazd, ukazał się rok później, a komplet wyników badań Wielkiej Mgławicy w Andromedzie ujrzał światło dzienne dopiero w 1929 roku. Żegnajcie tajemnicze mgławice, witaj Wszechświecie galaktyk spiralnych, eliptycznych i nieregularnych (systematyczność Hubble'a przejawiła się również w tym, że skatalogował galaktyki- mgławice ze względu na ich obserwowane kształty). Curtis mógł się cieszyć z tego, że teoria "wyspowych wszechświatów" znalazła potwierdzenie w obserwacjach. Triumfalizm nie był jednak wskazany. W tym samym czasie, na przełomie 1926 i 1927 roku, został potwierdzony model Drogi Mlecznej zaproponowany przez Shapleya.

WIĘKSZA, MNIEJSZA, W SAM RAZ

O tym, że w kwestii modelu Drogi Mlecznej rację ma Shapley, przekonały ostatecznie astronomów badania ruchów gwiazd. Od dłuższego już czasu zdawano sobie sprawę z tego, że w naszej Galaktyce istnieją grupy gwiazd, poruszające się z różnymi prędkościami. W roku 1926 szwedzki astronom Bertil Lindblad (1895- 1965) doszedł do wniosku, że obserwowane ruchy gwiazd da się wyjaśnić wtedy, gdy zaakceptuje się, iż gwiazdy skupiają się w płaskim, wirującym wokół swego środka dysku. Przy tym ów ruch okrężny powinien się odbywać tak, by gwiazdy leżące bliżej galaktycznego centrum wędrowały szybciej niż gwiazdy bardziej od niego oddalone. Prędkość obiegu Słońca wokół środka Drogi Mlecznej Lindblad ocenił na 250 km/s, a oddalenie naszej gwiazdy od centrum na 30 tysięcy lat świetlnych, czyli nieco mniej niż Shapley. Rok później wnioski Lindblada potwierdził Holender Jan H. Oort (1900- 1994).

Prawdę mówiąc, określenie "nieco mniej" w stosunku do 20 tysięcy lat świetlnych (czyli blisko 3 x 1017 km, jeśli tylko ktoś potrafi sobie wyobrazić taką odległość), jakie dzieliły 30 tysięcy lat świetlnych Lindblada i Oorta od 50 tysięcy Shapleya, trąci nonszalancją. Podobnego zdania o tym był Szwajcar Robert J. Trümpler (1886-1956), pracujący - jakże by inaczej! - w Obserwatorium Licka.

Słaba, jaśniejsza, jasna... Cefeida rozpoznana na obrzeżu galaktyki M100 pozwoliła w 1994 roku wyznaczyć dokładnie odległość do gromady galaktyk w Pannie: 56 mln lat świetlnych. Obserwację wykonano za pomocą teleskopu-satelity, noszącego imię Edwina Hubble'a. Pierwsze pomiary tej odległości, dokonane przez Hubble'a ponad 60 lat wcześniej, dawały wartość 8 mln lat świetlnych

Trümpler prowadził obserwacje gromad otwartych gwiazd, które mają dość nieregularne kształty, w przeciwieństwie do niemal doskonale okrągłych gromad kulistych - specjalności Shapleya, i liczą zazwyczaj kilkaset lub kilka tysięcy gwiazd (najsłynniejszą gromadą otwartą naszego nieba są Plejady). Stosunkowo szybko odkrył, że im dalej znajduje się taka gromada, tym wydaje się większa. Nonsens! Dlaczego akurat w okolicach Słońca miałyby skupiać się wszystkie najmniejsze gromady otwarte? Chyba że...

Trümpler określał średnicę gromady oceniając jasności pewnych wybranych gwiazd. Przyjmijmy - rozumował - że między mną a gwiazdami znajduje się coś, co tłumi w pewnym stopniu ich światło. Wówczas gwiazdy tego samego typu w odległych gromadach sprawiałyby wrażenie słabszych niż gwiazdy w gromadach bliskich. Tym samym przecenialibyśmy odległość do tych pierwszych, a także ich rozmiary.

W taki oto sposób astronomowie ostatecznie zdali sobie sprawę z tego, że gaz i pył, wypełniające przestrzeń między gwiazdami, pochłaniają część ich światła. Shapley musiał skorygować swe odległości do gromad kulistych oraz, rzecz jasna, wyznaczony na tej podstawie dystans dzielący Słońce od centrum Drogi Mlecznej. Wynik: 30 tysięcy lat świetlnych. Oort i Lindblad mieli rację. Rezultaty swojej pracy Trümpler opublikował w 1930 roku.

Kiedy Droga Mleczna odnalazła swe właściwe rozmiary, "Wiedza i Życie" była dobrze zapowiadającym się czterolatkiem.

WOJNA, KTÓRA WSTRZĄSNĘŁA WSZECHŚWIATEM

Gdy w połowie lat dwudziestych Hubble był pochłonięty określaniem odległości do mgławic, jego współpracownik w obserwatorium na Mt Wilson, Milton L. Humason (1891-1972), mierzył prędkości ich ruchu wzdłuż promienia widzenia, czyli prędkości radialne. Zasada pomiaru wynikała z dobrze znanego efektu Dopplera: kiedy obiekt się oddala, długość fali emitowanego przezeń promieniowania wzrasta, czyli na przykład światło ulega poczerwienieniu. Wzrost długości fali można określić w dość prosty sposób, mierząc przesunięcia linii w widmach galaktyk (to znaczy w ich świetle zebranym przez teleskop i rozszczepionym przez pryzmat lub siatkę dyfrakcyjną).

Humason wykonał swe zadanie bardzo sumiennie. Jednocześnie doświadczenie nabyte przez Hubble'a podczas wyznaczania odległości do mgławic-galaktyk pozwoliło mu powiązać prędkości oddalania się tych obiektów z ich odległością. Wynik był zaskakujący i nie wypadało zwlekać z jego opublikowaniem. W roku 1929 astronomia stanęła wobec nowego, niezwykłego faktu - im dalsze galaktyki obserwujemy, tym szybciej się od nas oddalają. Wszechświat się rozszerza!


W pierwszej połowie lat trzydziestych Hubble i Humason rozszerzyli zakres obowiązywania prawa rządzącego ucieczką galaktyk (zwanego po dziś dzień prawem Hubble'a) na całkiem spore, jak na owe czasy, odległości. Dość szybko stwierdzili, że najbliższe mgławice tworzą coś w rodzaju gromadki około dwudziestu galaktyk, skupionych wokół Drogi Mlecznej i Wielkiej Mgławicy w Andromedzie. Dziś układ ten określamy mianem Grupy Lokalnej (patrz: Galaktyczne niepokoje, "WiŻ" nr 3/1994). Wprowadzając nowe metody określania odległości międzygalaktycznych, dwaj panowie H. odkryli również, że w gwiazdozbiorze Panny znajduje się spora gromada galaktyk. Według ich ocen, odległość do niej wynosiła 8 mln lat świetlnych; dziś wiemy, że od tej gromady galaktyk dzieli nas około 60 mln lat świetlnych.

Współcześnie najodleglejsze galaktyki, jakie astronomowie obserwują, znajdują się miliardy lat świetlnych od nas. Na wynik ten składają się wysiłki kilku pokoleń obserwatorów, rozwój technik obserwacyjnych i metod określania odległości. Innymi słowy, Wszechświat rozszerza się nie tylko z przyczyn fizycznych, lecz także dzięki eliminowaniu popełnianych wcześniej błędów. Najbardziej spektakularną ilustracją tego procesu jest niezwykła historia Baadego.

Walter Baade (1893-1960), astronom pochodzenia niemieckiego, który zwrócił na siebie uwagę Hubble'a obserwacjami gwiazdy nowej w M33, podjął pracę na Mt Wilson w 1929 roku. Podzielając zainteresowania mistrza, Baade poświęcił się badaniu Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, czyli M31. W 1944 roku mógł już stwierdzić, że Wszechświat jest co najmniej dwa razy większy niż dotychczas przypuszczano. A wszystkiemu winna była II wojna światowa.

Widma czterech galaktyk uzyskane przez Miltona L. Humasona za pomocą 2.5-metrowego teleskopu na Mt Wilson w celu określenia - na drodze pomiaru przesunięć linii widmowych helu i wapnia (prążki H i K) - prędkości ruchów galaktyk względem naszego układu gwiezdnego. Na tej podstawie mgławicy w Lwie (Neb. in Leo) została przypisana prędkość ucieczki 19 700 km/s

Wg A. S. Eddington: Czy wszechświat się rozszerza?, Warszawa 1936

Choć Baade uzyskał obywatelstwo amerykańskie przed rozpętaniem się wojny, zgubił odpowiednie dokumenty i po wybuchu międzynarodowego konfliktu został internowany jako "wrogi obcokrajowiec". Na szczęście dla niego na miejsce internowania wybrano Mt Wilson. Miało to tym większe znaczenie, że w okresie wojennym wielu astronomów świadczyło usługi agendom rządowym, zaniedbując badania (Hubble na przykład stał się członkiem zespołu Laboratorium Badań Balistycznych armii USA w Aberdeen, w stanie Maryland). Największy, 2.5-metrowy teleskop był niemal wyłącznie do dyspozycji Baadego. A obowiązujące w latach czterdziestych w Los Angeles zaciemnienie sprawiło, że nocami niebo było czarne jak nigdy.

Prawo Hubble'a, według którego galaktyki oddalają się od obserwatora z prędkościami wprost proporcjonalnymi do ich odległości, stanowi potężne narzędzie badawcze współczesnej kosmologii obserwacyjnej; stała proporcjonalności, zwana stałą Hubble'a, wyrażana jest najczęściej w jednostkach km/s/megaparsek, gdzie megaparsek (milion parseków) to 3.26 x 106 lat świetlnych. Pierwsze graficzne przedstawienie tego prawa zostało opublikowane przez Hubble'a w 1929 roku (wstawka). Dane obserwacyjne dotyczyły galaktyk położonych w promieniu 10 mln lat świetlnych, a wyznaczona stała Hubble'a - 500 km/s/megaparsek - okazała się 5-10 razy za duża w stosunku do wartości przyjmowanych obecnie

W takich to niezwykłych warunkach Baade dokonał odkrycia, które z miejsca dwukrotnie zwiększyło rozmiary obserwowalnego Wszechświata. Odkrył on, że cefeidy w gromadach kulistych - czyli te, które Shapley użył do kalibracji skali odległości, wykorzystanej następnie przez Hubble'a - są blisko czterokrotnie słabsze od zwykłych cefeid, obserwowanych przez Hubble'a w M31. Cztery to, jak wiadomo, 2 x 2, jasność zaś maleje z kwadratem odległości; czterokrotnie słabsze oznacza zatem dwukrotnie dalsze. Ponieważ skala odległości we Wszechświecie zależy od pomiaru dystansu Droga Mleczna - Wielka Mgławica w Andromedzie, za sprawą wojny, Baadego, internowania i zaciemnienia Wszechświat dwukrotnie zwiększył swe rozmiary.

A "Wiedza i Życie" osiągnęła w tym czasie pełnoletność.