Mėnesio TOP 6
Pagrindinis » Kategorija: Kosmosas » Peržiūrų: (435) Komentarų: (0) (30.09.2015 - 12:09)

Kodėl mums rūpi tolimos galaktikos?

Žiniasklaida kartkartėmis vis praneša apie pagerintą tolimiausios žinomos galaktikos rekordą. Taip skverbiamės vis gilyn į Visatos praeitį – matome galaktikų atvaizdus iš laikų, kai Visatai buvo 800 milijonų metų, 700 milijonų, 650 milijonų... Ir tai dar greičiausiai ne pabaiga.

Žinoma, tokie atradimai gali būti įdomūs patys savaime – anksčiau egzistavusių ribų kirtimas yra vienas iš nuolatinių mokslinio progreso indikatorių. Bet ar yra daugiau priežasčių, kodėl taip veržiamės ieškoti vis senesnių galaktikų?

Toli kosmose esančių objektų nuotolį nustatome remdamiesi Hablo dėsniu, kuris teigia, jog kuo toliau nuo mūsų yra objektas, tuo greičiau jis nuo mūsų tolsta. Santykinai artimiems objektams

(nepamirškime – čia kalbame apie Visatos mastelį, tad net ir „nedideli“ atstumai yra gerokai didesni, nei nuotolis iki Andromedos galaktikos) sąryšis tarp atstumo ir judėjimo greičio yra tiesinis, tolimesniems formulė tampa sudėtingesnė, bet susieti atstumą su greičiu vis tiek įmanoma.

Taip pat su greičiu susieti galime ir laiką, kurį šviesa nuo objekto keliavo iki mūsų; tai parodo, kokio senumo atvaizdą matome.

Tačiau kaip išmatuoti objekto judėjimo greitį? Čia į pagalbą ateina efektas, vadinamas raudonuoju poslinkiu.

Tam tikrą šio efekto variantą, vadinamą Doplerio poslinkiu ar efektu, sutinkame ir kasdieniame gyvenime: jei mūsų link artėja automobilis su sirena, sirenos skleidžiamas kauksmas atrodo aukštesnio dažnio, nei sklindantis iš stovinčio ar nuo mūsų tolstančio automobilio. Tas pats reiškinys galioja ir šviesos bangoms, tik kasdienėje aplinkoje nesusiduriame su tokiais greičiais, kad tuos pokyčius pamatytume.

Kosmologinis raudonasis poslinkis, atsirandantis dėl to, kad galaktikos tolsta nuo mūsų, šiek tiek skiriasi nuo Doplerio efekto, bet šiam įrašui tie skirtumai nesvarbūs. Kaip byloja pavadinimas, tolstančios nuo mūsų galaktikos tampa raudonesnės. Jei pažiūrėtume į konkrečią galaktikos spektro liniją, pamatytume, kad kuo toliau yra galaktika, t.y. kuo greičiau ji nuo mūsų tolsta, tuo labiau išsitempia stebimos spektrinės linijos bangos ilgis (raudonos šviesos bangos ilgis didesnis nei mėlynos, taigi paraudonavimas yra bangos ilgio padidėjimas).

Raudonojo poslinkio vertė išreiškiama kaip santykis tarp bangos ilgio pokyčio dėl judėjimo ir natūralaus bangos ilgio. Pavyzdžiui, jei būdama rimties būsenos kažkokia dalelė spinduliuoja 500 nanometrų ilgio spektrinę liniją, o tolstančioje galaktikoje tą pačią spektro liniją matome ties 1000 nanometrų, tai raudonasis poslinkis, žymimas z, lygus (1000-500)/500 = 1. Toks raudonasis poslinkis atitinka maždaug 7 milijardų metų praeitį.

Šiuo metu tiksliai nustatyti atstumai iki galaktikų ir gama spindulių žybsnių, kurių raudonasis poslinkis viršija 8, bet yra žinoma ir dar tolimesnių objektų.

Kuo toliau nutolęs objektas, tuo jis yra blausesnis, taigi ir jo spektrą išmatuoti vis sudėtingiau. Tokiu atveju raudonajam poslinkiui išmatuoti pasitelkiama nebe spektroskopija, o fotometrija. Fotometriniai filtrai leidžia išmatuoti galaktikos spinduliuotę plačioje elektromagnetinio spektro dalyje, todėl ir pamatyti ją darosi lengviau. Tada belieka suprasti, kaip keičiasi galaktikos vaizdas per fotometrinius filtrus priklausomai nuo raudonojo poslinkio, ir galime matuoti atstumus iki galaktikų.

Ir štai prieiname prie svarbaus termino – Lymano lūžio. Kad suprastume, kas tai per dalykas, reikia šiek tiek pasigilinti į tai, kaip atsiranda spektrinės linijos.

Theodore'as Lymanas buvo amerikietis fizikas, XX a. pradžioje tyrinėjęs cheminių elementų spektrus. 1906 m. jis nustatė, kad vandenilio atomas labai ryškiai spinduliuoja 121,6 nanometrų ilgio bangas, o artimų bangos ilgių – ne; buvo atrasta spektrinė linija, dabar vadinama Lymano alfa.

Vėliau sekė kitų spektro linijų atradimai – Lymano beta, Lymano gama ir taip toliau. Jų bangos ilgiai vis mažėja: 102,6 nm, 97,2 nm ir taip toliau, tačiau atstumai tarp linijų irgi mažėja.

Galiausiai ties 91,2 nm bangos ilgiu spektrinės linijos sutankėja tiek, kad atskirti tampa nebeįmanoma, o trumpesnio bangos ilgio spinduliuotė jau yra menka, nepanaši į spektrines linijas.

Antrajame XX a. dešimtmetyje buvo išaiškinta, kaip šios linijos atsiranda: vandenilio atome elektronas gali egzistuoti tam tikrose būsenose, vadinamose orbitalėmis, kurių kiekviena atitinka konkrečią ryšio energiją tarp elektrono ir branduolio (protono). Kai elektronas peršoka iš antros branduoliui artimiausios orbitalės į artimiausią, jis išspinduliuoja Lymano alfa fotoną. Kadangi orbitalių energijos lygmenys yra labai tikslūs ir nekinta, tai ir spinduliuotė galima tik vieno konkretaus bangos ilgio, atitinkančio tą energiją.

Lymano beta spektrinė linija susidaro elektronui šokant iš trečio lygmens į pirmą, Lymano gama – iš ketvirto į pirmą ir taip toliau. Tačiau ir pirmasis – žemiausias – energijos lygmuo turi konkrečią ryšio energiją, atitinkančią 91,2 nanometrų bangos ilgio fotoną. Vadinasi, didesnės energijos (trumpesnių bangų) spinduliuotę sukelti gali tik laisvas elektronas, krentantis iškart į žemiausios energijos orbitalę vandenilio atome.

Toks procesas kartais vyksta, bet nelabai dažnai, jei vandenilio dujos nėra įkaitintos tiek, kad virstų plazma (apytikriai imant, tam reikia 10 tūkstančių Kelvinų temperatūros); o jei ir vyksta, dėl jo nesusidaro spektrinės linijos, o tik spinduliuotės kontinuumas, mat laisvi elektronai nėra ribojami jokių orbitalių, tad jų energijos gali būti įvairios. 91,2 nanometro bangos ilgis vadinamas Lymano riba (angl. Lyman limit): ji atskiria vandenilio spektrines linijas ilgesnių bangų pusėje nuo kontinuumo spinduliuotės kairėje.

Kaip Lymano riba tampa Lymano l