Twoja wyszukiwarka

MICHAŁ RÓŻYCZKA
ZACZADZONA DROGA MLECZNA
Wiedza i Życie nr 6/1998
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 6/1998

W 1951 roku odkryto w przestrzeni międzygwiazdowej znaczne ilości wodoru atomowego. Obserwacje przeprowadzono za pomocą radioteleskopów pracujących na częstotliwościach z pogranicza UKF i zakresu mikrofalowego, a więc w paśmie wykorzystywanym dziś przez telewizję. Po kilku latach badań zorientowano się, iż wodór atomowy grupuje się obłokach rozsianych po całej objętości dysku naszej Galaktyki. Komuś, kto tak jak my ogląda Galaktykę z jego wnętrza, zlewają się one na niebie w istną wodorową drogę mleczną ciągnącą się w tle dobrze nam znanej gwiazdowej Mlecznej Drogi. Łączną masę obłoków oszacowano na 6 mld mas Słońca, co stanowi około 5% masy wszystkich gwiazd Galaktyki. W 1968 roku w obłokach międzygwiazdowych wykryto wodę i amoniak, a dwa lata później okazało się, że przestrzeń międzygwiazdowa jest nie tylko zawilgocona i przesiąknięta odorem amoniaku, lecz także... zaczadzona. Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories odkryli w niej mianowicie tlenek węgla.

Mapa nieba ukazująca intensywność promieniowania emitowanego przez galaktyczny tlenek węgla w paśmie o szerokości 2 GHz wycentrowanym na częstotliwości 115 GHz (długość fali 2.6 mm). W obszarach oznaczonych kolorem niebieskim promieniowanie to jest najsłabsze; w obszarach białych - najsilniejsze. Intensywność promieniowania jest proporcjonalna do ilości cząsteczek CO znajdujących się w "polu widzenia" skierowanego na dany obszar radioteleskopu. Środek mapy pokrywa się z centrum Galaktyki, które leży w tle gwiazdozbioru Strzelca. Oba skraje mapy obejmują część gwiazdozbiorów Byka, Oriona i Bliźniąt. Plamy oderwane od głównego pasa emisji to obłoki molekularne leżące w pobliżu Słońca, zaś sam główny pas to ponakładane na siebie obrazy obłoków leżących w większych odległościach od Słońca

Aby docenić wagę ich odkrycia, wystarczy powiedzieć, że bez niego do dziś nie wiedzielibyśmy, skąd biorą się gwiazdy. Galaktyczny czad okazał się przysłowiowym wierzchołkiem góry lodowej, której właściwy trzon stanowił niezwykle trudny do zaobserwowania wodór cząsteczkowy (na jedną cząsteczkę CO przypada milion cząsteczek H2). Obłoki wodoru cząsteczkowego są miliony razy masywniejsze od Słońca i mają rozmiary sięgające 500 lat świetlnych, są to zatem największe i najbardziej masywne obiekty dysku galaktycznego. Nie bez przyczyny noszą też nazwę obłoków molekularnych: cząsteczki wodoru, wody, amoniaku i tlenku węgla to tylko skromna próbka ich bogatej zawartości chemicznej.

Na podobieństwo obłoków wodoru atomowego, obłoki molekularne układają się na niebie w ciągnące się w tle Drogi Mlecznej wąskie pasmo. Większość materii molekularnej grupuje się we wnętrzu orbity Słońca (na zewnątrz głównym składnikiem materii międzygwiazdowej jest wodór atomowy). Łączną masę obłoków molekularnych ocenia się na 5 mld mas Słońca. Oznacza to, że kryje się w nich niemal połowa materii międzygwiazdowej zawartej w dysku galaktycznym. Z niej właśnie rodzą się kolejne pokolenia gwiazd (wiemy już dziś z całą pewnością, że - przynajmniej w naszej Galaktyce - gwiazdy powstają tylko w obłokach molekularnych i nigdzie poza nimi). Gdyby Penzias i Wilson nie odkryli reliktowego promieniowania Wszechświata, Nagrodę Nobla wypadałoby im przyznać właśnie za galaktyczny czad.

Widmo promieniowania głównego pasa emisji galaktycznego tlenku węgla. Jak na ilustracji poniżej, środek rysunku pokrywa się z centrum Galaktyki. Każdy punkt rysunku odpowiada odrębnemu obłokowi molekularnemu. Współrzędne poziomu punktów określają położenie obłoków w głównym pasie emisji, zaś współrzędne pionowe - prędkość obłoków względem Słońca. Uwzględnione są tylko prędkości radialne, czyli ruchu wzdłuż prostej łączącej Słońce z obłokiem (obłoki w górnej połowie rysunku oddalają się od nas, zaś w dolnej zbliżają). Kolory oddają intensywność emisji obłoków o danym położeniu i danej prędkości. Najszybsze z obłoków znajdują się w pobliżu centrum Galaktyki i poruszają z prędkościami około 270 km/s. Zarówno Układ Słoneczny, jak i wszystkie obłoki molekularne krążą po orbitach wokół centrum Galaktyki. Znając prędkość orbitalną Słońca, można obserwowane prędkości radialne obłoków przeliczyć na ich prędkości orbitalne. Na podstawie tych ostatnich da się następnie obliczyć natężenie pola grawitacyjnego Galaktyki. Przyczyna bardzo szybkich ruchów obłoków w pobliżu centrum Galaktyki nie jest znana. Być może, przynajmniej po części odpowiada za nie poprzeczka Galaktyki, odkryta kilka lat temu m.in. dzięki obserwacjom przeprowadzonym w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego

Jako kolebka gwiazdowa i siedlisko skomplikowanych procesów fizykochemicznych obłoki molekularne są od dawna przedmiotem badań. Zespół Patricka Thaddeusa z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Bostonie zajmuje się nimi już niemal od ćwierćwiecza i 10 lat temu opublikował pierwszą w dziejach mapę rozkładu materii molekularnej w Galaktyce. Prace nad drugim, znacznie dokładniejszym wydaniem mapy właśnie dobiegają końca. Thaddeus i jego współpracownicy wykazali nie tylko anielską cierpliwość (prawie 10 lat niemal nieustannych obserwacji; ponad 280 tys. przeanalizowanych widm promieniowania cząsteczek CO), lecz także pomysłowość. Sami zaprojektowali i w znacznej części zbudowali swe przyrządy obserwacyjne: dwa bliźniacze radioteleskopy o średnicy anteny 1.2 m, z których jeden umieszczono na terenie obserwatorium Cerro Tololo w Andach chilijskich, zaś drugi - początkowo w... centrum Nowego Jorku, by następnie przenieść go na przedmieścia Bostonu. Brzmi to nieprawdopodobnie, ale wielkie miasta nie utrudniały obserwacji. Promieniowanie cząsteczek CO, czy - jeśli kto woli - światło galaktycznego czadu, było przez naszą cywilizację zakłócane w niewielkim tylko stopniu.

Efekty dziesięcioletniej pracy zespołu Thaddeusa wyglądają niepozornie. By je docenić, potrzeba odrobiny wyobraźni. Oto spoglą-damy na rozlaną teraz na wschodniej połowie nieba Drogę Mleczną i "przestrajamy" nasze oczy tak, by widziały nie tylko światło gwiazd, lecz również promieniowanie emitowane przez galaktyczny tlenek węgla. Poza nielicznymi wyjątkami, to pierwsze dociera do nas od obiektów położonych nie dalej niż kilka tysięcy lat świetlnych od Słońca (dalsze obiekty są całkowicie zasłonięte przez pył znajdujący się w przestrzeni międzygwiazdowej). To drugie biegnie natomiast bez przeszkód przez całą Galaktykę, niosąc informację o rozmieszczeniu, masach i rozmiarach obłoków molekularnych. Dodawszy do palety odbieranych przez nas fal elektromagnetycznych promieniowanie podczerwone, moglibyśmy we wnętrzach obłoków dostrzec zarodki gwiazd i prześledzić ich rozwój.

Ale to nie wszystko. Wyostrzamy wzrok w taki sposób, że staje się czuły na drobne różnice częstotliwości promieniowania mikrofalowego (którym w świetle widzialnym odpowiadałyby subtelne różnice kolorów). I oto dzięki efektowi Dopplera statyczny dotąd obraz Galaktyki nabiera życia. Jedne obłoki oddalają się od nas, inne zbliżają, a wszystko to dzieje się pod dy-ktando pola grawitacyjnego Galaktyki, które właśnie w ten sposób, posiłkując się czadem, można przebadać najdokładniej.

Zdjęcia: T. Dame, D. Hartmann i P. Thaddeus,
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Courtesy of the ST ScI Astronomy Visualization Laboratory, andNASA.