MAPY WSZECHŚWIATA.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

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: