Mjerenje udaljenosti zvijezda


Mjerenje, kao temeljna metoda u eksperimentalnim znanostima, kroz stoljeća je pronalazilo različite putove unapređenja, a temelj svega jesu matematički postupci kojima indirektno zaključujemo o relacijama udaljenosti u prirodi ili u svemiru na temelju prethodnih, izmjerljivih činjenica. Ključna matematička metoda za određivanje udaljenosti Mjeseca, Sunca i zvijezda jest trigonometrija. Naime, znamo li duljinu jedne stranice trokuta (osnovice) i izmjerimo li kutove koje druge dvije stranice tvore prema osnovici, lako se izračuna udaljenost suprotnog vrha od osnovice. Na ovaj način su francuski astronomi, Joseph Jérôme de Lalande i Nicolas Louis de Lacaille 1752. godine izmjerili udaljenost Mjeseca od Zemlje. Lalande je promatrao Mjesec iz sjeverne Evrope, Lacaille s Rta dobre nade (jug Afrike). Zbog toga je svaki od njih vidio Mjesec na drugom mjestu na nebu, a pod dostatno velikim kutom da bi to moglo lako da se izmjeri. Budući da su poznavali osnovicu (udaljenost od Rta do sjeverne Evrope) jednostavnom trigonometrijom su odredili udaljenost od osnovice (Zemlje) do suprotnog vrha (Mjeseca).


           Sličnim načinom mjere se udaljenosti zvijezda, samo što za osnovicu treba da izaberemo mnogo veću razdaljinu nego što je to udaljenost od sjeverne Evrope do južne Afrike (da bi kut bio mjerljiv). Ta veća osnovica je promjer Zemljine staze oko Sunca (oko 300 milijuna km). Jednostavno, promatramo zvijezdu u sadašnjem trenutku i kut pod kojim je vidimo, pa ju onda promatramo za točno pola godine (kada se Zemlja nalazi dijametralno suprotno sadašnjem položaju) i izmjerimo taj novi kut. Sada na osnovu trigonometrije odredimo udaljenost zvijezde. (Pretpostavljamo u aproksimaciji da ne djeluje stvarno gibanje zvijezde, jer je ona dovoljno daleko.) Pri ovakvom mjerenju dobije se kut zvan paralaksa, a to je kut pod kojim bi se vidio polumjer Zemljine staze oko Sunca (150∙106 km) gledano s te zvijezde. Međutim, kako su zvijezde mnogo udaljene, taj je kut iznimno malen. Tako je paralaksni pomak jedne od prvih zvijezda promatranih na ovaj način (1830-ih), zvane 61 Labuda, samo 0.31 lučne sekunde (što je jedna šesttisućinka prividnog promjera punog Mjeseca na nebu). A ta zvijezda je udaljena od nas samo malo više od 11 svjetlosnih godina, što je čini jednom od nama najbližih zvijezda. (Uz svjetlosnu godinu, upotrebljava se još jedinica parsek, što je skraćenica za 'paralaksa lučna sekunda', a znači udaljenost na kojoj bismo trebali biti da nam polumjer Zemljine staze oko Sunca zauzima na nebu 1 lučnu sekundu. Jedan parsek iznosi 3.26 svjetlosnih godina, odnosno 30.857 bilijuna kilometara.)


paralaksa


 

            Spomenut ću da je udaljenost Zemlje od Sunca mjerena drukčijom metodom, na osnovu prolaska Venere preko Sunčeva diska, što je učinjeno 1761. godine. To ovdje neću opisivati, a na taj način izmjerena udaljenost Sunca se ne razlikuje mnogo od danas određene na osnovu odašiljanja radarskih signala.


            Vidjeli smo, dakle, da se uz pomoć vrlo preciznih instrumenata može odrediti udaljenost bližih zvijezda. Međutim, što ako su te zvijezde mnogo udaljenije od nas nego Proxima Centauri (nama najbliža, 4.224 svjetlosne godine, 1.295 parseka), Sirijus ili 61 Labuda, možda udaljene stotinama tisuća parseka. Preciznost naših instrumenata nije dovoljna da bismo se u njih ovdje pouzdali. Potrebne su nam dakle neke nove metode. One su vezane za povezanost boje, sjaja i udaljenosti zvijezde, a upotrebljava se tzv. tehnika pokretnog jata. Njom se pronalazi udaljenost do velike skupine zvijezda, zvane Hijade, udaljene od nas oko 40 parseka. Kad astronomi opaze zvijezdu s bojom jednakoj nekoj od zvijezda u Hijadama, njezinu udaljenost mogu procijeniti na temelju usporedbe njezina sjaja sa sjajem zvijezda u Hijadama, pošto su prethodno spektroskopskim metodama odredili male razlike u boji tih zvijezda.


            Zvijezde koje su bile najpogodnije za kalibraciju udaljenosti gore spomenutom metodom bile su cefeide. To su promjenjive zvijezde čija površina pulsira, a period pulsiranja i krivulje sjaja u rasponu je od 1 do 50 dana. Te zvijezde su sjajni žuti divovi ili superdivovi, čiji se promjer pulsiranjem mijenja oko 10%, a temperatura površine za 1000 K. Sjaj im je 300 do 26 000 puta veći od Sunčeva, a obično su 14 do 200 puta veće od Sunca. Sjaj cefeide najmanji je kad su joj unutarnji slojevi rašireni te tako ohlađeni, a najveći kad se vanjski sloj sažme na najmanju mjeru pa je temperatura najviša. Period pulsiranja ovisi o stvarnom sjaju zvijezde, tj. o srednjoj apsolutnoj veličini, što služi za određivanje njihove udaljenosti te udaljenosti skupina zvijezda, odnosno galaktika kojima one pripadaju. Na osnovu podataka sa satelita HIPPARCOS pristiglih tijekom 1990-ih točno se izmjerila udaljenost traženih cefeida te udaljenost od jata Hijada, pa je danas cefeidska ljestvica veoma primjerena za računanje udaljenosti.


            I spomenimo najzad da su udaljenosti zvijezda mnogo veće od njihova promjera. Tako, kada bismo Sunce predočili tabletom aspirina, najbliža zvijezda bila bi udaljena oko 140 km, a kad bismo Mliječnu stazu tako predočili, najbliža galaktika bila bi udaljena „samo“ 13 cm. Svemir je dakle, promatramo li zvijezde vrlo nenastanjeno mjesto, ali promatramo li galaktike, on je vrlo napučen.

  

 

Spektralna analiza

 

        Atomi svakog kemijskog elementa zrače energiju (ako su vrući) ili ju apsorbiraju (ako su hladni) na točno određenim valnim duljinama u spektru vidljive svjetlosti. Kad zrači ili upija svjetlost, neki element stvara raspoznatljiv skup spektralnih linija, koji je karakterističan (jedinstven) za svaki atom. Razvoj optike i sve veće spoznavanje prirode svjetla te spoznavanje sastava atoma i kemijskih elemenata anticipirali su najvažnija astronomska otkrića te omogućili daljnji razvoj astronomije i astrofizike.

 

Svjetlost koja nam pristiže sa zvijezda mnogo nam govori od čega su zvijezde načinjene. Nakon što je povećana sposobnost izrade spektroskopa, koji može da rastavi svjetlo što dolazi iz udaljenog izvora u njegove komponente, te saznanja da svaki različiti tip atoma emitira samo linije karakterističnih valnih duljina, spektroskopija je postala ključ za proučavanje svemira.

 

Spektar koji dobijemo nakon razlaganja pristiglog svjetla u njegove komponente sličan je štapićastom kodu proizvoda u trgovinama. Koji od tih „kodova“ odgovara nekom elementu poznato je, jer je već prije promatrana izračena svjetlost različitih elemenata u jednostavnim pokusima s plamenom. Uzorak poznatog elementa zagrije se, a svjetlost koju pritom izračuje razlaže se pomoću trokutaste prizme, te se tako stvara uzorak spektralnih linija jedinstven za taj element. Proučavajući spektre različitih tvari stvorena je golema zbirka jedinstvenih uzoraka, pa se nepoznata tvar može da prepozna usporedbom njezina spektroskopskog uzorka s uzorcima poznate zbirke.

 

spectroscopy

 

Početci spektroskopije vežu se za početak 19. stoljeća i daljnjim istraživanjem ona se sve više usavršavala. Godine 1802. britanski fizičar William Wollaston primijetio je da se u Sunčevoj svjetlosti, propuštenoj kroz prizmu nalazi mnoštvo zasebnih linija, ali nije znao što one predstavljaju. Nijemac Josef von Fraunhofer je 1814. godine u toj svijetloj pozadini spektra Sunčeve svjetlosti izbrojio 574 linije i ustanovio da se mnoge mogu naći u svjetlosti pristigloj sa zvijezda. (Ta svijetla pozadina boja, od crvene do ljubičaste, ispresijecana je mnogim uskim tamnim linijama – Fraunhoferove linije.) Gustav Kirchoff je objasnio da su te linije posljedica nazočnosti različitih elemenata u atmosferi zvijezda. Zajedno sa Robertom Bunsenom potkraj 1850-ih razvio je temeljna načela znanstvene spektroskopije.

 

Proučavanjem spektra Sunčeve svjetlosti pristigle tokom pomrčine 1868., otkriveni su jedinstveni uzorci linija koji nisu odgovarali nijednom poznatom elementu. Britanski astronom Norman Lockyer zaključio je da na Suncu postoji element koji još nije pronađen na Zemlji, i nazvao ga je helij (grč. helios: Sunce). Helij je na Zemlji pronađen tek 27 godina poslije što ga je spektroskopija pronašla na Suncu.

 

»Kao što smo dobili spektar Sunca, upravo tako možemo dobiti i spektre zvijezda. Proučavanje njihovih oblika glavna je grana današnje astronomije koja nam daje tri široke struje informacija. Prva nam govori vrlo mnogo o fizikalnim stanjima na površinama zvijezda – o temperaturi i gustoći plinovitog materijala koji proizvodi spektralne linije. Druga nam govori o kemiji zvijezda jer, budući da razni atomi imaju različite karakteristične linije, možemo zaključiti o kojim se atomima radi, prepoznavanjem njihovih linija. Treća, pažljiva studija valnih duljina u kojima su nađene linije daje važno uporište za određivanje kretanja zvijezda.« (F. Hoyle) Ovo posljednje je poznata, već spomenuta metoda koja se temelji na Dopplerovom efektu, a osim što nam omogućuje mjeriti brzinu kretanja zvijezda, brzine vrtnje galaktike, ona nam omogućuje mjeriti brzinu gibanja dvojnih zvijezda (sustava dviju zvijezda koje se okreću jedna oko druge, točnije oko zajedničkog centra) u njihovim stazama, na temelju čega se primjenom zakona gravitacije može da izmjeri masa zvijezda u takvom sustavu.

 

»Prema tome, spektroskopija nam govori od čega su načinjene zvijezde, kako se brzo kreću i kolika im je masa. Bez nje astronomija ne bi bila mnogo više od prepoznavanje lijepih zviježđa na noćnom nebu.« (J. Gribbin)

 

 

 

Franjo Šarčević, 02/2009

Literatura i izvori

Nastavak narednog ponedjeljka.

O Velikome prasku možete čitati slijedeći sljedeće linkove:

Veliki prasak - Postanak i život svemira