MAPY WSZECHŚWIATA

MAPY WSZECHŚWIATA, Swiat Nauki, Swiat Nauki Mix

[ Pobierz całość w formacie PDF ]
Mapy Wszechæwiata
Pos¸ugujc si« technikami zaczerpni«tymi z muzykologii, astronomowie
badaj, w jaki sposb galaktyki tworz coraz wi«ksze skupiska
Stephen D. Landy
rym obiektem Ð skupiskiem setek miliardw gwiazd,
rozcigajcym si« na obszarze kilkuset tysi«cy lat
æwietlnych i przetykanym gigantycznymi ob¸okami gazu i py-
¸u. Jednak dla kosmologw, ktrzy badaj przyrod« na naj-
wi«kszych skalach, galaktyka to zaledwie podstawowa jed-
nostka materii. Obserwowalny Wszechæwiat wype¸niaj
miliardy galaktyk. Skupiaj si« one w gromady o rozmiarach
trzech lub wi«cej milionw lat æwietlnych, a te z kolei tworz
jeszcze wi«ksze zbiory. Na wszystkich skalach, ktre do tej po-
ry badali astronomowie, galaktyki grupuj si« w z¸oýone
struktury Ð prawdopodobnie dzi«ki procesom fizycznym,
ktre odgrywa¸y dominujc rol« we wczesnych etapach roz-
szerzania si« Wszechæwiata, a nast«pnie poprzez oddzia¸y-
wania grawitacyjne.
Jest w tym jednak pewien paradoks. Grupowanie si« ga-
laktyk pozostaje w sprzecznoæci z jedn z podstawowych re-
gu¸ wsp¸czesnej kosmologii: zasad kosmologiczn, zgodnie
z ktr Wszechæwiat jest w duýej skali jednorodny oraz izo-
tropowy, tzn. nie ma w nim wyrýnionego miejsca ani kie-
runku. Ilekro kosmologowie zajmuj si« globalnymi w¸a-
snoæciami Wszechæwiata, takimi jak ærednia g«stoæ, tempo
ekspansji czy kszta¸t, robi to, opierajc si« na tej w¸aænie za-
sadzie. Na pewnej duýej skali, zbliýonej do promienia ca¸e-
go obserwowalnego Wszechæwiata wynoszcego 15 mld lat
æwietlnych, rozk¸ad tych galaktycznych py¸kw powinien
dýy do jednorodnoæci. Jak jednak pogodzi rwnomier-
noæ rozk¸adu materii na najwi«kszej skali z jej niejednorod-
nym rozk¸adem na ma¸ych odleg¸oæciach?
W cigu ostatnich kilku lat post«p techniczny umoýliwi¸
astronomom i kosmologom badanie rozmieszczenia galaktyk
na olbrzymich skalach. Naiwne wyobraýenie, ýe na pewnej
skali kosmos staje si« jednorodny, ustpi¸o spostrzeýeniu, ýe
wielkoskalow struktur« Wszechæwiata trzeba stara si« zro-
zumie za pomoc poj« opisujcych procesy statystyczne.
Chociaý nadal uwaýamy Wszechæwiat za jednorodny i izotro-
powy, jest to prawd tylko w szczeglnym, statystycznym sen-
sie. Spostrzeýenia te pomagaj rozwik¸a niektre z najtrud-
niejszych zagadnieÄ kosmologii: jak wyglda¸ Wszechæwiat na
pocztku swego istnienia; w jaki sposb powi«kszy¸ si« i roz-
win¸ do postaci, w ktrej obecnie ýyjemy; jakie formy mate-
rii, zarwno zwyczajne, jak egzotyczne, zawiera.
Prowadzone obecnie prace s kontynuacj fascynujcych
odkry, ktrych dokonano w cigu ostatnich dwch dziesi«-
cioleci. Pod koniec lat siedemdziesitych i na pocztku osiem-
dziesitych kosmologowie przystpili do systematycznego
tworzenia map galaktyk [patrz: Stephen A. Gregory i Laird A.
Thompson, ãSuperclusters and Voids in the Distribution of
GalaxiesÓ;
Scientific American
, marzec 1982]. Starali si« w ten
sposb zmierzy rozk¸ad ca¸ej materii, w¸cznie z mi«dzyga-
44 å
WIAT
N
AUKI
SierpieÄ 1999
N
awet dla wi«kszoæci astronomw galaktyka jest spo-
laktyczn ãciemn materiÓ, ktra w przeciwieÄstwie do ga-
laktyk nie emituje æwiat¸a. (Za¸oýenie, ýe æwiecce galakty-
ki w¸aæciwie odzwierciedlaj rozk¸ad ca¸ej masy, jest tylko
przybliýeniem, chociaý doæ pomocnym; w innych badaniach
prbowano iloæciowo opisa ewentualne rozbieýnoæci mi«-
dzy rozk¸adem galaktyk i ca¸ej masy.)
Kosmiczni kartografowie odkryli, ýe na skalach nie prze-
kraczajcych 100 mln lat æwietlnych galaktyki roz¸oýone s
tak, iý tworz fraktal o wymiarze pomi«dzy jeden a dwa.
Fraktalny rozk¸ad materii by¸by powaýnym k¸opotem dla
zasady kosmologicznej, gdyby obowizywa¸ na wi«kszych
skalach, poniewaý taki rozk¸ad nigdy nie jest jednorodny
i izotropowy. W przeciwieÄstwie, powiedzmy, do t¸umu lu-
dzi obserwowany z duýej odleg¸oæci fraktal nie staje si« bar-
dziej jednorodny; podobnie jak linia brzegowa jest postrz«-
piony na kaýdej skali. We fraktalnym Wszechæwiecie
o wymiarze dwa masa zawarta w kuli o ærodku w dowolnej
galaktyce ros¸aby proporcjonalnie do kwadratu zamiast do
szeæcianu promienia kuli. W takim Wszechæwiecie ærednia
g«stoæ by¸aby funkcj odleg¸oæci, a inne globalne parame-
try, takie jak tempo kosmicznej ekspansji, straci¸yby sens.
Podsumowujc, odkrycia, z ktrych wynika¸o, ýe rozk¸ad
materii ma charakter fraktalny, wydawa¸y si« podwaýa sa-
mo sedno wsp¸czesnej kosmologii.
Kolejne obserwacje wskaza¸y jednak, ýe na skalach se-
tek milionw lat æwietlnych rozk¸ad fraktalny si« za¸amu-
je. Grupowanie si« galaktyk na wi«kszych skalach moýna
by¸o opisa jako prosty proces statystyczny o dobrze okre-
ælonej æredniej i wariancji Ð szum. Zasada kosmologiczna zo-
sta¸a uratowana. Pod koniec lat osiemdziesitych pojawi¸y
si« jednak nowe problemy [patrz: Jack O. Burns, ãVery Lar-
ge Structures in the UniverseÓ;
Scientific American
, lipiec
TRZY MILIONY GALAKTYK, z ktrych kaýda zawiera miliardy gwiazd, znalaz¸y si« na tej mapie. Obejmuje ona 15% nieba o ærod-
ku w gwiazdozbiorze Rzebiarza. Chociaý galaktyki pokrywaj niebo, co sprawia, ýe wyglda ono mniej wi«cej tak samo we wszystkich
kierunkach, wykazuj tendencj« do skupiania si« i tworz gromady, grupy i ¸aÄcuchy. Jasnoæ kaýdego punktu na tej mapie jest
proporcjonalna do liczby galaktyk, ktre on przedstawia. Mapa ta zosta¸a skonstruowana z czarno-bia¸ych zdj« wykonanych za po-
moc teleskopu Schmidta w Wielkiej Brytanii oraz metod katalogowania galaktyk Automated Plate Measuring (APM). Punkty
niebieskie, zielone i czerwone oznaczaj odpowiednio jasne, przeci«tnie jasne i s¸abe galaktyki. Ciemne plamy to obszary w pobliýu
jasnych gwiazd, ktrych nie uda¸o si« zbada.
å
WIAT
N
AUKI
SierpieÄ 1999
45
Wielkoskalowe
struktury
we Wszechæwiecie
10
5
LAT åWIETLNYCH
GALAKTYKA
10
6
LAT åWIETLNYCH
GRUPA GALAKTYK
nej w g¸b obserwowalnego Wszechæwia-
ta, pogrupowanie materii ust«puje w koÄcu
jednorodnoæci. Kaýda kolejna z przedsta-
wionych sfer ma dziesi«ciokrotnie wi«kszy
promieÄ, a wi«c jest 1000 razy jaæniejsza od
poprzedniej. Galaktyka to skupisko gwiazd,
gazu, py¸u i nieokreælonej ãciemnej materiiÓ.
üczy si« ona z innymi galaktykami, tworzc
gromady galaktyk, najwi«ksze obiekty we
Wszechæwiecie, ktre istniej dzi«ki sile grawi-
10
7
LAT åWIETLNYCH
GROMADA
46 å
WIAT
N
AUKI
SierpieÄ 1999
G
dy obserwator oddala si« od Drogi Mlecz-
10
10
LAT åWIETLNYCH
WSZECHåWIAT
tacji. Gromady z kolei ¸cz si« w supergro-
mady i æciany oddzielone od siebie pustkami
zawierajcymi jedynie pozbawion niemal
materii mi«dzygalaktyczn przestrzeÄ. Aý do
pewnej skali, prawdopodobnie oko¸o 100 mln
lat æwietlnych, te coraz wi«ksze struktury two-
rz wzr fraktala Ð tzn. s one tak samo nie-
jednorodne na wszystkich skalach. Jednak mi«-
dzy t skal a rozmiarami obserwowalnego
Wszechæwiata pogrupowanie ust«puje niemal
doskona¸ej jednorodnoæci.
10
9
LAT åWIETLNYCH
åCIANY I PUSTKI
10
8
LAT åWIETLNYCH
SUPERGROMADA
å
WIAT
N
AUKI
SierpieÄ 1999
47
URZDZENIE do jednoczesnego po-
miaru widm 112 galaktyk zaprojektowa-
ne przez Stephena A. Shectmana przy-
spieszy¸o tworzenie katalogu ponad
26 tys. galaktyk. W metalowej p¸ytce
(z le-
wej)
wywierci¸ on otwory odpowia-
dajce po¸oýeniom galaktyk na niebie.
Przewody æwiat¸owodowe
(z prawej)
przesy¸a¸y æwiat¸o kaýdej galaktyki do
osobnego kana¸u spektrografu w 2.5-me-
trowym teleskopie du Pont w Carnegie
Observatories na wzgrzu Las Campa-
nas w Chile.
1986]. W wyniku obserwacji o bardzo wysokiej rozdzielczo-
æci wykryto Wielk åcian« galaktyk d¸ugoæci 750 mln, szero-
koæci ponad 250 mln i gruboæci 20 mln lat æwietlnych. Za po-
moc modelu szumu nie da¸o si« ¸atwo wyjaæni pochodzenia
tak olbrzymiej spjnej struktury. Odkrycia te by¸y motywacj
do podejmowania kolejnych projektw majcych na celu two-
rzenie katalogw galaktyk w tym Las Campanas Redshift Su-
rvey, nad ktrym pracowa¸em wraz z kolegami w latach 1988-
Ð1994.
Nast«pnie analizowaliæmy otrzymane paski danych, aby
okreæli, ktre obiekty mog by galaktykami nadajcymi si«
do w¸czenia do katalogu. Wybierajc kandydatw, kierowa-
liæmy si« ich jasnoæci i obecnoæci charakterystycznego dla
galaktyk rozmycia. W koÄcu obserwowaliæmy wybrane obiek-
ty za pomoc spektrografu na 2.5-metrowym teleskopie du
Pont w Las Campanas. Spektrograf rozszczepia¸ æwiat¸o na
widmo barw, z ktrego dla kaýdej galaktyki obliczaliæmy prze-
suni«cie ku czerwieni, b«dce miar jej odleg¸oæci od nas.
Zbieranie æwiat¸a w iloæci wystarczajcej do zmierzenia
widma galaktyki w tym katalogu trwa¸o oko¸o dwch go-
dzin, gdybyæmy wi«c obserwowali naraz tylko jedn galak-
tyk«, opracowanie katalogu tej wielkoæci by¸oby niemoýliwe.
Shectman zaprojektowa¸ jednak uk¸ad wykorzystujcy opty-
k« æwiat¸owodow, ktry umoýliwia¸ jednoczesny pomiar
widm 112 galaktyk. Urzdzenie to dzia¸a¸o w nast«pujcy
sposb: Gdy juý wybraliæmy kandydatw na galaktyki, wy-
wiercaliæmy otwory w metalowej p¸ytce, ktra mia¸a by p-
niej zamontowana w ognisku teleskopu. Otwory te odpowia-
da¸y po¸oýeniom wybranych galaktyk na niebie. Do nich
pod¸czaliæmy przewody æwiat¸owodowe, ktre przesy¸a¸y
æwiat¸o kaýdej galaktyki do oddzielnego kana¸u spektrogra-
fu. Jednak nawet zastosowanie tej rwnoleg¸ej obrbki da-
nych wymaga¸o w celu zmierzenia wszystkich widm 600 go-
dzin czasu obserwacji w cigu 100 nocy.
Krojc Wszechæwiat na plasterki
Opracowanie katalogu Las Campanas mia¸o na celu zmie-
rzenie rozk¸adu galaktyk na skalach kilkakrotnie wi«kszych
niý we wczeæniej prowadzonych obserwacjach, musieliæmy
wi«c sprosta kilku wyzwaniom. Najdalsze galaktyki æwie-
c s¸abo; ich sfotografowanie wymaga d¸ugiego czasu na-
æwietlania. Duýy rozmiar katalogu spowodowa¸ wzrost licz-
by obiektw, ktre naleýa¸o zaobserwowa. Podsumowujc
Ð musieliæmy obserwowa wi«cej obiektw przy d¸uýszej eks-
pozycji, ale dysponujc ograniczonym czasem dost«pu do te-
leskopu. Z tych powodw zdecydowaliæmy si« na katalog
si«gajcy bardzo g¸«boko (do 2 mld lat æwietlnych) i szeroki
(85 stopni na niebie), ale cienki (1.5 stopnia) Ð a wi«c w zasa-
dzie taki, ktry bada¸by rozk¸ad galaktyk tylko w dwch wy-
miarach. Chociaý katalog by¸ niezwykle cienki, co szkodzi¸o
sygna¸owi, umoýliwi¸ on pierwsze spojrzenie na organizacj«
kosmosu na skalach kilku miliardw lat æwietlnych.
W wyniku tych obserwacji powsta¸o szeæ oddzielnych
map i zapisano po¸oýenia ponad 26 tys. galaktyk. Dane zo-
sta¸y zebrane w Carnegie Observatories na wzgrzu Las Cam-
panas i na pustyni Atakama w Chile. Ich analiz« wraz ze mn
przeprowadzili Stephen A. Shectman z Carnegie Observato-
ries, Robert P. Kirshner i Huan Lin z Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics, Augustus Oemler i Douglas L. Tu-
cker z Yale University oraz Paul L. Schechter z Massachu-
setts Institute of Technology.
Tworzenie katalogu przebiega¸o w kilku etapach. Najpierw
przeprowadzaliæmy obserwacje fotometryczne Ð czyli wyko-
nywaliæmy bardzo czu¸e zdj«cia nieba Ð za pomoc kamery za-
wierajcej urzdzenie ze sprz«ýeniem ¸adunkowym (CCD Ð
charge-coupled device) zamontowanej na jednometrowym
teleskopie SwopeÕa w Las Campanas. Aby uzyska jak naj-
lepsz wydajnoæ, pos¸uýyliæmy si« specjalistyczn technik
fotometryczn zwan skanowaniem dryfowym; polega ona na
skierowaniu teleskopu na pocztek obserwowanego pola,
a nast«pnie wy¸czeniu jego automatycznego nap«du. Tele-
skop by¸ nieruchomy, podczas gdy niebo przesuwa¸o si« w je-
go polu widzenia. Komputery sczytywa¸y informacj« z de-
tektora CCD w tempie dok¸adnie takim, w jakim obraca si«
Ziemia, tworzc jeden d¸ugi, cig¸y obraz o sta¸ej wsp¸rz«d-
nej szerokoæci na niebie. Wykonanie ca¸ej fotometrii zaj«¸o
w sumie 450 godzin.
Sondowanie Wszechæwiata
Gdy patrzymy na mapy, ktre powsta¸y w wyniku tych
obserwacji, uderza nas, ýe galaktyki nie s rozmieszczone
przypadkowo, ale si« grupuj [
ilustracja na stronie 51
]. Wraýe-
nia wzrokowe bywaj jednak z¸udne. Ludzki mzg cz«sto
szuka regularnoæci nawet tam, gdzie ich nie ma. Wtedy jed-
nak w celu potwierdzenia grupowania si« obiektw moýe-
my pos¸uýy si« technikami statystycznymi.
Najprostszy sposb mierzenia stopnia pogrupowania to
zastosowanie funkcji korelacyjnych, ktre opisuj liczb« par
obiektw w zaleýnoæci od odleg¸oæci mi«dzy nimi. Na przy-
k¸ad rozk¸ad jeleni w lesie jest silnie pogrupowany na ma-
¸ych skalach Ð powiedzmy, kilkudziesi«ciu metrw. Wybie-
rajc przypadkowo jelenia w lesie, zauwaýylibyæmy, ýe o wiele
bardziej prawdopodobne jest znalezienie innego jelenia w od-
leg¸oæci kilku niý kilkuset metrw. Funkcja korelacyjna wyka-
za¸aby silny dodatni sygna¸ na skali rz«du dziesitek metrw
oraz s¸aby lub ujemny sygna¸ na skali kilkuset metrw. Funk-
cja ta opisuje matematycznie dobrze znany fakt, ýe jelenie za-
zwyczaj przemieszczaj si« w ma¸ych grupach.
Podobn analiz« moýna przeprowadzi w przypadku ga-
laktyk i sprawdza si« ona dobrze na skalach znacznie mniej-
szych od rozmiarw badanego katalogu. Na wi«kszych nie
dostarcza zbyt duýo informacji. Problem polega na tym, ýe
liczba galaktyk Ð a wi«c i liczba par galaktyk Ð jest ustalona.
Jeæli mamy do czynienia z nadmiarem par na ma¸ych ska-
48 å
WIAT
N
AUKI
SierpieÄ 1999
[ Pobierz całość w formacie PDF ]

zanotowane.pl

doc.pisz.pl

pdf.pisz.pl

mement.xlx.pl