Czego możemy dowiedzieć się badając promieniowanie (w tym światło) docierające do nas z kosmosu? Odpowiada prof. Marek Urbanik z Obserwatorium Astronomicznego UJ, specjalizujący się w zagadnieniach magnetyzmu galaktyk.

-----------------------------------

1pytanie to rubryka na stronie NAUKA.uj.edu.pl, w której publikujemy odpowiedzi naukowców z UJ na ciekawe, nieraz fundamentalne pytania dotyczące świata, człowieka, natury, historii...

-----------------------------------

Prof. Marek Urbanik:

Astronomia, a szczególnie astrofizyka, to sztuka dowiadywania się o własnościach obiektów wyłącznie w oparciu o docierające do nas promieniowanie. Wprawdzie badania bezpośrednie, wykorzystujące aparaty lądujące na powierzchni ciał niebieskich, sięgnęły orbity Saturna, jest to jednak nadal znikomy fragment obserwowanego Wszechświata. Lista informacji uzyskiwanych wyłącznie przez analizę docierających do nas promieni jest bardzo długa, poniżej przedstawiam klasyczne przykłady takich badań.

Odległość

Nauczyliśmy się już mierzyć odległości do gwiazd bez rozciągana do nich taśmy mierniczej. Wykorzystujemy do tego celu zjawisko paralaksy: dość popatrzeć na własny palec raz jednym, a raz drugim okiem, umieszczając go w różnych odległościach od nosa. W przypadku gwiazd patrzenie lewym i prawym okiem odpowiada położeniu Ziemi w jej ruchu orbitalnym po przeciwnych stronach Słońca. Metoda ta najlepiej działa w zastosowaniu do bliskich gwiazd. Więcej o paralaksie i obliczaniu za jej pomocą odległości do gwiazd znaleźć można w filmach edukacyjnych Khan Academy:

W przypadku większych odległości korzystamy głównie z faktu, że obserwowana jasność obiektu zależy zarówno od jego produkcji energii, jak i od odległości od obserwatora. Pierwszą z tych wielkości otrzymujemy stosując zaawansowane metody fizyki. Mierząc z kolei jasność obserwowaną, uzyskujemy wprost odległość do obiektu. Metodę tę stosuje się z powodzeniem do najdalszych obserwowanych galaktyk.

Waga

Astronomowie potrafią też ważyć gwiazdy. Najlepszą metodą ważenia, czyli mierzenia masy gwiazd jest badanie gwiazd fizycznie podwójnych: bliskich sobie w przestrzeni i związanych siłami grawitacji. Gwiazdy takie obiegają wspólny dla nich punkt zwany środkiem masy. Do ich ważenia wykorzystujemy zależność zwaną III prawem Keplera, wiążącą rozmiary orbity, okres obiegu wokół środka masy (to parametry wyznaczane obserwacyjnie) oraz właśnie masy gwiazd - składników gwiezdnych par. Można do tego celu wykorzystać też odkrywane ostatnio w dużych ilościach planety odległych Słońc.

Prędkość

Kolejnym wyzwaniem dla astrofizyków jest mierzenie prędkości obiektów kosmicznych. Potrafimy to skutecznie robić (przynajmniej w kierunku do i od obserwatora) wykorzystując tzw. efekt Dopplera. Najlepszym przykładem tego zjawiska jest skrócenie długości fali dźwiękowej (czyli wyższy ton) np. syreny wozu strażackiego, gdy się do nas zbliża i jej wydłużenie (niższy dźwięk), gdy się zacznie oddalać. Aby ten efekt zastosować do pomiaru prędkości zbliżania lub oddalania się obiektów kosmicznych, astrofizycy rozkładają światło badanych obiektów na całą gamę długości fal, uzyskując tzw. widmo. W dalszym ciągu mierzy się dokładnie długości fal widocznych w nim ciemnych lub jasnych prążków. Porównanie takich pomiarów z wartościami teoretycznymi daje nam szukane prędkości zbliżania lub oddalania. Metodę tę stosuje się zarówno do badania ruchów gwiazd w naszej Galaktyce, do pomiarów ruchu gazu w Drodze Mlecznej i innych galaktykach, a także prędkości rozszerzania się całego Wszechświata.

Temperatura

Jako kolejny spektakularny przykład można podać zdalne mierzenie temperatury obiektów. Dokonujemy tego przy pomocy szczegółowej analizy omawianego powyżej widma, zarówno ciągłego, jak i amplitudy ciemnych i jasnych prążków. Potrafimy w ten sposób mierzyć zarówno temperatury zimnych obłoków (ok. -250°C), analizując ich widma radiowe i w podczerwieni, jak i gorącego gazu (ponad milion stopni) w pozostałościach po eksplozji supernowych. W tym przypadku wykorzystujemy promienie Roentgena, znane powszechnie z zastosowań w medycynie.

Drogą analizy docierającego do nas światła możemy również zmierzyć gęstość, skład chemiczny, a także pola magnetyczne nawet bardzo odległych ciał niebieskich.