Jak měří vědci obrovské vesmírné vzdálenosti? Stačí k tomu trocha světla, několik šikovných triků a matematika. "Rudý posuv" a jeho využití v kosmologii.
Všechny znalosti, které máme o vesmíru, jsou založeny na informacích ze zachyceného záření. Ať už je jím viditelné světlo nebo infračervená a rentgenová složka spektra, jedná se o vždy o stejný princip: fotony, které zachycují pozemské teleskopy, v sobě nesou informaci o stavu zdroje, ve kterém vznikly.
I navzdory velkým vzdálenostem tak můžeme odhadnout, jaké chemické složení měla například hvězda, jejíž světlo vidíme. Díky rafinovaným postupům, můžeme také zjistit jak daleko se zdroj (hvězda nebo galaxie) nachází nebo jakou rychlostí se pohybuje.
Světlo, přicházející od vzdálené hvězdy nebo galaxie, se dá rozložit (například skleněným hranolem) do jednotlivých vlnových délek. Vznikne tak tzv. "spektrum" - barevný pás, který ukazuje všechny vlnové délky, které signál obsahoval.
V různobarevném spektru pak pozorujeme proluky – temné čáry (viz obrázek nahoře). Dostaly název „absorpční“ čáry. Odpovídají chemickému složení hvězdy, která kdysi světlo vyprodukovala. Každý chemický prvek hvězdy totiž reaguje svým osobitým způsobem a pohlcuje (absorbuje) specifickou vlnovou délku světla. To, že ve spektru chybí, se projeví temnou prolukou.
Rudý posuv
Z pozorovaného spektra pak můžeme odvodit, jak silně jsou tyto absorpční čáry vzdáleného zdroje světla posunuty oproti normálnímu spektru, získanému v laboratoři (viz obrázek nahoře vpravo).
Hodnota posunu čar se dá lehce vypočítat odečtením obou absorbovaných vlnových délek (tmavých čar). Aby byl výsledek univerzální a nebyl závislý na konkrétní vlnové délce měřeného záření, zbývá už jen vydělit (zrelativizovat) ho jednou z použitých hodnot:
Z = (vlnová délka(pozorovaná) – vlnová délka(skutečná) ) / vlnová délka(skutečná)
Výsledkem je takzvaný rudý posuv – absolutní číslo, která udává, nakolik jsou posunuty tmavé absorpční čáry k jednomu nebo druhému konci spektra.
Efektů, které vedou k posunu absorpčních čar ve spektrech, existuje hned několik. Rozlišujeme naštěstí jen tři hlavní, zato ale řadu vedlejších, zřídkavých jevů.
Kosmologická část rudého posuvu je způsobena rozpínáním vesmíru. Je to jeho nejčastější a nejdůležitější komponenta. V každém bodě časoprostoru vzniká neustále další a další prostor, takže se zdá, že se jednotlivé konkrétní hmotné objekty od sebe navzájem neustále vzdalují. Díky tomuto rozpínání se také zdánlivě prodlužuje vlnová délka jednotlivých fotonů, které pocházejí ze vzdáleného zdroje.
Jinou část rudého posuvu způsobuje tzv. Dopplerův jev. Vlnovou délku přitom způsobuje vlastní pohyb tělesa oproti pozorovateli. Při pohybu směrem k pozorovateli se vlnová délka snižuje a spektrální čáry se proto posouvají do modré části spektra. Při pohybu směrem od pozorovatele je to naopak.
Další částí rudého posuvu je gravitační posuv. Ten je způsoben silným gravitačním polem, ve kterém se nachází pozorovaný zdroj světla. Aby se fotony mohly z gravitačního pole osvobodit, musí vykonat určitou práci, při které ztrácí část své energie. To se projeví prodloužením vlnové délky fotonů. Tento jev se stává relevantní například u zdrojů, které leží nedaleko černé díry, která působí extrémně silnou gravitací.
Z = Z(kosmologická) + Z(gravitační) + Z(doppler)
Situace je naštěstí ve většině případů relativně jednoduchá – pro vzdálené objekty je většinou relevantní jen kosmologická (tedy na rozpínání vesmíru založená) složka rudého posuvu.
Tento (ve srovnání s jinými pozorovanými jevy) relativně jednoduchý jev nachází v kosmologii překvapivě mnohostranné využití. Dá se jím vyjádřit velikost vesmíru, vzdálenost a stáří objektu a dokonce se jeho pomocí podařilo vymodelovat strukturu vesmíru.
Dejme tomu, že pozorujeme objekt s rudým posuvem Z=1. Velikost vesmíru v době, kdy k nám objekt vyslal svoje světlo, byla 1/(z+1) – poloviční než je dnes. Podobně při Z=2 byl vesmír třikrát menší a při Z=3 byl jen čtvrtinový ve srovnání s jeho dnešní velikostí.
Hodnoty rudého posuvu se mohou teoreticky pohybovat mezi 0 (čas – nyní) a 1100 (doba tzv. „rekombinace“, fáze v raném vesmíru, kdy registrujeme první volné záření vesmíru, která odpovídá stáří 380 000 let).
Z=0 odpovídá dnešnímu vesmíru a přímému vesmírnému okolí
Z=1 představuje hranici mezi blízkými a vzdálenými objekty
Z=2 až 3 odpovídá vesmíru s nejvyšší koncentrací kvazarů
Z=5 je doba, ve které pozorujeme reionizaci helia díky vysoce energetickému záření
Z=6 je doba, ve které pozorujeme reionizaci vodíku díky prvním vysoce hmotným hvězdám
Z=10 zatím nejstarší pozorovaný objekt – jeho světlo pochází z doby, kdy byl vesmír starý 480 000 let
Z=15 až 30 odpovídá prvním hvězdám, které ukončily éru temna a vyslaly do vesmíru první stelární záření
Struktura, kterou vědci pozorují ve vesmíru, vznikla nejspíš v prvních fázích vesmíru krátce po jeho vzniku. Podílela se na ní nejprve tzv. „temná hmota“ (ta část hmoty, která nereaguje na elektromagnetické záření. Založila první centra se zvýšenou hustotou. Později, když teplota vesmíru klesla pod 3000 stupňů, se k ní přidala naše běžná (baryonická) hmota. Vytvořily se z ní hvězdy, galaxie a kupy galaxií, složené do protáhlých útvarů a konečně pláství, které tvoří dnešní vesmírnou strukturu, která se poněkud podobá pavučině.
Koeficient rudého posuvu dokazuje, že někdy i ty nejjednodušší věci - mohou být geniální.
Všechny znalosti, které máme o vesmíru, jsou založeny na informacích ze zachyceného záření. Ať už je jím viditelné světlo nebo infračervená a rentgenová složka spektra, jedná se o vždy o stejný princip: fotony, které zachycují pozemské teleskopy, v sobě nesou informaci o stavu zdroje, ve kterém vznikly.
I navzdory velkým vzdálenostem tak můžeme odhadnout, jaké chemické složení měla například hvězda, jejíž světlo vidíme. Díky rafinovaným postupům, můžeme také zjistit jak daleko se zdroj (hvězda nebo galaxie) nachází nebo jakou rychlostí se pohybuje.
Absorpční spektra
Světlo, přicházející od vzdálené hvězdy nebo galaxie, se dá rozložit (například skleněným hranolem) do jednotlivých vlnových délek. Vznikne tak tzv. "spektrum" - barevný pás, který ukazuje všechny vlnové délky, které signál obsahoval.
V různobarevném spektru pak pozorujeme proluky – temné čáry (viz obrázek nahoře). Dostaly název „absorpční“ čáry. Odpovídají chemickému složení hvězdy, která kdysi světlo vyprodukovala. Každý chemický prvek hvězdy totiž reaguje svým osobitým způsobem a pohlcuje (absorbuje) specifickou vlnovou délku světla. To, že ve spektru chybí, se projeví temnou prolukou.
Rudý posuv
Z pozorovaného spektra pak můžeme odvodit, jak silně jsou tyto absorpční čáry vzdáleného zdroje světla posunuty oproti normálnímu spektru, získanému v laboratoři (viz obrázek nahoře vpravo).
Hodnota posunu čar se dá lehce vypočítat odečtením obou absorbovaných vlnových délek (tmavých čar). Aby byl výsledek univerzální a nebyl závislý na konkrétní vlnové délce měřeného záření, zbývá už jen vydělit (zrelativizovat) ho jednou z použitých hodnot:
Z = (vlnová délka(pozorovaná) – vlnová délka(skutečná) ) / vlnová délka(skutečná)
Výsledkem je takzvaný rudý posuv – absolutní číslo, která udává, nakolik jsou posunuty tmavé absorpční čáry k jednomu nebo druhému konci spektra.
A na vině je ... ?
Efektů, které vedou k posunu absorpčních čar ve spektrech, existuje hned několik. Rozlišujeme naštěstí jen tři hlavní, zato ale řadu vedlejších, zřídkavých jevů.
Kosmologická část rudého posuvu je způsobena rozpínáním vesmíru. Je to jeho nejčastější a nejdůležitější komponenta. V každém bodě časoprostoru vzniká neustále další a další prostor, takže se zdá, že se jednotlivé konkrétní hmotné objekty od sebe navzájem neustále vzdalují. Díky tomuto rozpínání se také zdánlivě prodlužuje vlnová délka jednotlivých fotonů, které pocházejí ze vzdáleného zdroje.
Jinou část rudého posuvu způsobuje tzv. Dopplerův jev. Vlnovou délku přitom způsobuje vlastní pohyb tělesa oproti pozorovateli. Při pohybu směrem k pozorovateli se vlnová délka snižuje a spektrální čáry se proto posouvají do modré části spektra. Při pohybu směrem od pozorovatele je to naopak.
Další částí rudého posuvu je gravitační posuv. Ten je způsoben silným gravitačním polem, ve kterém se nachází pozorovaný zdroj světla. Aby se fotony mohly z gravitačního pole osvobodit, musí vykonat určitou práci, při které ztrácí část své energie. To se projeví prodloužením vlnové délky fotonů. Tento jev se stává relevantní například u zdrojů, které leží nedaleko černé díry, která působí extrémně silnou gravitací.
Z = Z(kosmologická) + Z(gravitační) + Z(doppler)
Situace je naštěstí ve většině případů relativně jednoduchá – pro vzdálené objekty je většinou relevantní jen kosmologická (tedy na rozpínání vesmíru založená) složka rudého posuvu.
Praktické použití rudého posuvu v kosmologii
Tento (ve srovnání s jinými pozorovanými jevy) relativně jednoduchý jev nachází v kosmologii překvapivě mnohostranné využití. Dá se jím vyjádřit velikost vesmíru, vzdálenost a stáří objektu a dokonce se jeho pomocí podařilo vymodelovat strukturu vesmíru.
Aktuální velikost vesmíru
Pokud bereme v úvahu jen kosmologickou část rudého posuvu, dá se „Z“ použít k rychlému ocenění velikosti vesmíru v době, kdy vznikl analyzovaný světelný signál. Probíhá pomocí faktoru „Z+1“.Dejme tomu, že pozorujeme objekt s rudým posuvem Z=1. Velikost vesmíru v době, kdy k nám objekt vyslal svoje světlo, byla 1/(z+1) – poloviční než je dnes. Podobně při Z=2 byl vesmír třikrát menší a při Z=3 byl jen čtvrtinový ve srovnání s jeho dnešní velikostí.
Vzdálenost a stáří objektu
Čím vyšší je hodnota „Z“, tím větší je posun spektrálních čar ve spektru a tím větší je také vzdálenost mezi zdrojem a Zemí a stáří zdroje. Konkrétní vzdálenost a „věk“ potom vědci vypočítávají pomocí kosmologických modelů a systémů různých rovnic. Tyto modely se v minulosti měnily podle toho, jakou úroveň znalostí kosmologie dosáhla. Na základě pozorování reliktního záření odvodili vědci řadu kosmologických parametrů, které podobné výpočty dovolují. Dnešní aktuální znalosti tvoří tzv. „standartní kosmologický model“.Hodnoty rudého posuvu se mohou teoreticky pohybovat mezi 0 (čas – nyní) a 1100 (doba tzv. „rekombinace“, fáze v raném vesmíru, kdy registrujeme první volné záření vesmíru, která odpovídá stáří 380 000 let).
Z=0 odpovídá dnešnímu vesmíru a přímému vesmírnému okolí
Z=1 představuje hranici mezi blízkými a vzdálenými objekty
Z=2 až 3 odpovídá vesmíru s nejvyšší koncentrací kvazarů
Z=5 je doba, ve které pozorujeme reionizaci helia díky vysoce energetickému záření
Z=6 je doba, ve které pozorujeme reionizaci vodíku díky prvním vysoce hmotným hvězdám
Z=10 zatím nejstarší pozorovaný objekt – jeho světlo pochází z doby, kdy byl vesmír starý 480 000 let
Z=15 až 30 odpovídá prvním hvězdám, které ukončily éru temna a vyslaly do vesmíru první stelární záření
Struktura vesmíru
Ze známé pozice a vzdálenosti (Z-koeficientu) jednotlivých objektů, se dá vytvořit kartografická mapa vesmíru.Struktura, kterou vědci pozorují ve vesmíru, vznikla nejspíš v prvních fázích vesmíru krátce po jeho vzniku. Podílela se na ní nejprve tzv. „temná hmota“ (ta část hmoty, která nereaguje na elektromagnetické záření. Založila první centra se zvýšenou hustotou. Později, když teplota vesmíru klesla pod 3000 stupňů, se k ní přidala naše běžná (baryonická) hmota. Vytvořily se z ní hvězdy, galaxie a kupy galaxií, složené do protáhlých útvarů a konečně pláství, které tvoří dnešní vesmírnou strukturu, která se poněkud podobá pavučině.
Koeficient rudého posuvu dokazuje, že někdy i ty nejjednodušší věci - mohou být geniální.
Žádné komentáře:
Okomentovat