Historia Teleskopu Kosmicznego Hubble’a. Część 10

Ciemna materia

Ważnym osiągnięciem HST była też pomoc przy odkrywaniu ciemnej materii. Już w 1933 roku Fritz Zwicky wykonał obliczenia matematyczne, według których coś się nie zgadzało – masa obserwowanych przez niego galaktyk nie zgadzała się z ich oddziaływaniem grawitacyjnym – same galaktyki były zbyt lekkie, niźli sugerowałaby ich grawitacja. Brakowało sporej części masy, dzięki której grawitacja obserwowanych obiektów zgadzała by się z obliczeniami. W kolejnych dziesięcioleciach zaczęła się rodzić teoria ciemnej materii – materii, której nie widać, ale która istnieje, i która tworzy lwią część masy całego Wszechświata. Podejrzewano, że na brakującą masę galaktyk składają się czerwone karły – mało masywne i słabo świecące gwiazdy, ale po obserwacjach z pomocą Hubble’a stwierdzono, że gwiazd tego typu jest za mało, by wyjaśnić brakującą masę Wszechświata.

Ilustracja 9: Soczewkowanie grawitacyjne i zagięcie światła pozwala nam wyliczyć ilość ciemnej materii “widocznej” na tym zdjęciu (NASA, ESA, M.J. Jee and H. Ford (Johns Hopkins University))

Z pomocą przyszły kolejne obserwacje wykonane przez HST – naukowcy zaczęli badać soczewkowanie grawitacyjne. Według teorii względności postawionej przez Einsteina, duże skupiska masy zaginają światło (i nie tylko) – jeśli gdzieś w kosmosie znajduje się duża ilość niewidzialnej materii, będzie ona oddziaływać grawitacyjnie na obserwowane światło gwiazd czy galaktyk. I to faktycznie Hubble zaobserwował. Dzięki obserwacjom soczewkowania grawitacyjnego naukowcy byli w stanie zbudować modele rozmieszczenia ciemnej materii we Wszechświecie, tworząc trójwymiarową mapę obserwowanego Wszechświata. Odkryto dzięki temu, że większość galaktyk formuje się i skupia wzdłuż “pasów” ciemnej materii, ciągnących się przez cały Wszechświat. I w pewnym sensie potwierdzono istnienie ciemnej materii, która tworzy większą część naszego kosmosu.

Choć fakt pozostaje niezmienny, iż do dziś nie wiemy tak naprawdę, co tę ciemną materię tworzy. Według obliczeń jednak, ciemna materia stanowi około 25 procent masy całego Wszechświata. 70 procent to ciemna energia, a pozostałe 5 procent to zwykła materia, którą możemy obserwować z pomocą posiadanych instrumentów naukowych.71

Nie wiemy tak naprawdę, czym ciemna materia jest – wiemy natomiast, że można ją przyrównać do “rusztowania” Wszechświata, bowiem wzdłuż pasów i skupisk ciemnej materii skupia się także cała materia pod postacią galaktyk z cała ich zawartością: gwiazdami, mgławicami i czarnymi dziurami. Ciemna materia jest zagwozdką – nie reaguje z normalną materią, ale posiada masę, a co za tym idzie również i grawitację, dzięki czemu jej obecność i wpływ może być dokładnie zmierzony.

To właśnie dzięki ciemnej materii gwiazdy i gaz w galaktykach trzymają się “razem”, nie rozpływają się po całym Wszechświecie, a formują kosmiczne wyspy zwane galaktykami. Nasza galaktyka, dla przykładu, Droga Mleczna, otoczona jest skupiskiem ciemnej materii 10-krotnie masywniejszej niźli wszystkie gwiazdy galaktyki zebrane razem. 

Teleskop kosmiczny Hubble’a pozwolił dostrzec ciemną materię – choć nie bezpośrednio, to pośrednio, poprzez obserwację jej wpływu grawitacyjnego. Światło, według teorii względności, zagina się pod wpływem grawitacji i to właśnie Hubble dostrzegł w otaczającym nas kosmosie. Fenomen ten nazywamy, jak już wspomniałem, soczewkowaniem grawitacyjnym – Dickinson nazwał je największą iluzją optyczną natury.72 Już Albert Einstein spekulował, że grawitacja, a więc i duża masa, zagina czasoprzestrzeń – a taka zagięta czasoprzestrzeń wpływa na ruch obiektów i cząstek. 

Naukowcy często tłumaczą grawitację według Einsteina, wykorzystując dla przykładu kawał tkaniny, zawieszonej w przestrzeni – jeśli na środek tkaniny położymy piłkę do tenisa, tkanina odkształci się do środka. A jeśli na tkaninę wrzucimy potem piłeczki pingpongowe, zaczną one wirować i toczyć się w kierunku centralnej piłki tenisowej – centralnego ośrodka masy. W ten sposób działa siła grawitacji. Patrząc na to w większej skali, planety Układu Słonecznego krążą po swoich orbitach, sunąc po zagiętej “powierzchni rzeczywistości”, niczym na olbrzymiej wygiętej tkaninie ze Słońcem zamiast piłki tenisowej.

I grawitacja ta oddziałuje na fotony. Światło dosłownie zagina się pod wpływem grawitacji, pozwalając nam widzieć obiekty, znajdujące się dosłownie za innymi obiektami. To właśnie soczewkowanie grawitacyjne – w dużej skali potwierdzono je w 1979 roku, kiedy odkryto, że odległe kwazary potrafią rozszczepić światło na dwoje, tworząc w ten sposób podwójne obrazy galaktyk. 

Wiemy, że światło danego obiektu jest zaginane, kiedy obserwujemy tak zwany Pierścień Einsteina, rodzaj artefaktu wizualnego wokół obiektu. Ten jednak jest rzadki, więc najczęściej wypatruje się powielonych obrazów tła – dosłownie, pewne obiekty widać podwójnie. Albo i poczwórnie, co nazwano krzyżem Einsteina. Lub też w postaci smug świetlnych – wszystko zależy od tego, jaki obiekt w jakim kształcie i masie zagina czasoprzestrzeń.

Ilustracja 10: Piękny przykład soczewkowania grawitacyjnego i zagniania światła pod wpływem grawitacji (NASA & ESA, Judy Schmidt (geckzilla.org))

Hubble pomógł nam jednak udowodnić istnienie ciemnej materii, a także zbudować pierwsze modele całego Wszechświata.

Czwarta misja serwisowa (SM3B)

Czwarta misja serwisowa Hubble’a miała oznaczenie SM3B – w teorii była drugą częścią trzeciej misji, która musiała być przyśpieszona z 2000 na 1999 rok.

Pierwotnie start misji planowano na 28 lutego, ale zła pogoda pokrzyżowała NASA plany. Dopiero 1 marca 2002 roku wahadłowiec Columbia w ramach lotu STS-109 ze swoją 7-osobową załogą ruszył na spotkanie teleskopu kosmicznego. 11 dni misji było bardzo wymagających – wykonano aż pięć specjalistycznych wyjść w przestrzeń. 

Columbia wystartowała ze stanowiska 39A o 11:22:00 GMT. Na pokładzie znajdowali się dowódca misji Scott D. Altman, pilot Duane G. Carey, dowódca ładunku John M. Grunsfeld oraz specjaliści misji: Nancy J. Currie, James H. Newman, Richard M. Linnehan i Michael J. Massimino.

Ważnym elementem czwartej misji serwisowej była instalacja nowej kamery ACS, najbardziej zaawansowanej jak dotąd w teleskopie, która zastąpiła wcześniejszą kamerę FOC. ACS jest w stanie zebrać 10 razy więcej informacji niż kamery WF/PC-2. To właśnie ta kamera pomogła później naukowcom w eksperymencie zwanym “Ultra Głębokim Polem Hubble’a”, gdzie naukowcy dokonali obserwacji najsłabszych i najodleglejszych obiektów naszego Wszechświata. 

Oprócz wymiany kamery, misja serwisowa wymieniła starzejące się panele fotowoltaiczne na nowe, dające 20 procent więcej mocy. Do 30 procent mocy zwiększono cały układ zasilania, wymieniając jednostkę PCU, kontrolującą dystrybucję mocy w teleskopie. 

Kamery NIC i NICMOS nie zostały zapomniane. Wymieniono im system chłodzenia, dzięki czemu kamery wróciły do pełnej sprawności. Dzięki temu, Hubble na nowo mógł obserwować Wszechświat w zakresie podczerwieni – utracił tę zdolność w 1999 roku, kiedy wyczerpało się chłodziwo dla kamer. Urządzenia do obserwacji podczerwieni mogą działać tylko w bardzo niskich temperaturach, dlatego ich chłodzenie jest niezbędne do sprawnego funkcjonowania. 

Podobnie jak w czasie poprzednich misji serwisowych, także i teraz załoga promu musiała ściśle współpracować z kontrolą misji na Ziemi oraz z kontrolą teleskopu. Na przykład w momencie wymieniania kontrolera przepływu mocy, kontrola naziemna musiała wyłączyć zasilanie Hubble’a, by astronauci mogli bezpiecznie dokonać napraw. 

Dodatkowo wymieniono jedno z czterech kół reakcyjnych – to elementy używane do utrzymania teleskopu w konkretnej pozycji i są elementem systemu celowania teleskopem. Hubble dostał też kolejne aktualizacje w swojej osłonie termicznej.

Wszystkie wyjścia w przestrzeń trwały 35 godzin i 55 minut, tym samym była to najdłuższa misja serwisowa Hubble’a jak dotąd. 

Prom Columbia wylądował o 9:33:05 GMT w Centrum Kosmicznym Kennediego.

Egzoplanety w zwierciadle

Teleskop Hubble’a pozwolił też na pierwszą w historii analizę składu chemicznego egzoplanet, czyli planet krążących wokół innych gwiazd. Pierwsze planety pozasłoneczne odkryto dopiero w 1995 roku z pomocą teleskopów naziemnych, analizując tranzyty planet na tle tarcz ich macierzystych gwiazd oraz wpływ grawitacyjny planet na okrążane gwiazdy.73 Bezpośrednia obserwacja planet nie była jednak możliwa przez bardzo długi czas. Planeta zawsze tonie w blasku macierzystej gwiazdy – dziś zazwyczaj stosuje się specjalne koronografy, zakrywające blask gwiazdy, w celu poszukiwania planet – ale pierwsze obserwacje bezpośrednie miały miejsce dopiero w 2008 roku i były realizowane właśnie przez HST. 

W 2008 Hubble sfotografował egzoplanetę w systemie Fomalhaut – teleskop badał spektrum elektromagnetyczne atmosfery planety na tle jej rodzimej gwiazdy, głównie poprzez obserwację światła gwiazdy przefiltrowanego przez atmosferę planety, będącej gazowym gigantem. W ramach obserwacji, Hubble wykrył sód, dwutlenek węgla, metan, tlen i opary wodne. Tym samym udowodnił, że jest w stanie badać atmosfery planet pozasłonecznych, przynajmniej do pewnego stopnia.

Ilustracja 11: Fomalhaut b – pierwsze zdjęcie planety pozasłonecznej (NASA, ESA and P. Kalas (University of California, Berkeley, USA))

Z pomocą Teleskopu Hubble’a obserwujemy nie tylko odległe galaktyki, czy egzoplanety, ale i własne podwórko. Hubble pomógł nam monitorować burze i zmiany pogodowe na Marsie, czy zmienną pogodę i zorze polarne na gazowych olbrzymach, od Jowisza po Neptuna.74 Ale też jednym z dużych osiągnięć jest wykonanie pierwszych zdjęć dysków protoplanetarnych. Teleskop Kosmiczny Hubble’a, fotografując odległe mgławice w naszej galaktyce, w których to rodzą się nowe gwiazdy, wykonał też pierwsze w historii zdjęcia proplydów – dysków protoplanetarnych, z których w przyszłości narodzą się nowe układy planetarne.75 Takie proplydy to dyski pyłu krążące wokół młodych gwiazd. Z tegoż pyłu tworzą się małe skały, które potem łączą się w asteroidy, planetoidy, a w końcu w planety. W ten sposób narodził się nasz własny Układ Słoneczny. HST umożliwił nam obserwację narodzin takich układów po raz pierwszy w historii.

Ilustracja 12: Proplyd w mgławicy Oriona (ESA/Hubble, J. Bally (University of Colorado), H. Throop (SWRI))

Spektrografia dla początkujących

Wielokrotnie wspomniałem w książce o spektrografach i spektrografii. Wypada wspomnieć na sam początek, iż w literaturze popularnonaukowej często używa się terminów spektrograf, spektrometr i spektroskop zamiennie. Formalnie jednak, spektrograf jest urządzeniem zapisującym obraz widma; spektroskop zaś bada zapisany obraz widma. Obydwa te urządzenia są spektrometrami.

Isaak Newton był pierwszym, który z pomocą pryzmatu rozszczepił światło na podstawowe kolory: czerwony, pomarańczowy, żółty, zielony, niebieski, indygo oraz fioletowy. W 1800 roku William Herschel natomiast uzmysłowił sobie dzięki swoim badaniom, iż poza widzialnym światłem istnieje też światło niewidzialne dla ludzkiego oka – w ten sposób odkrył spektrum podczerwieni. Jakiś czas później Johann Wilhelm Ritter odkrył ultrafiolet. Kolejne lata zaś przyniosły odkrycia fal radiowych, promieniowania rentgenowskiego czy promieniowania gamma. W połowie XIX wieku Gustav Kirchhoff oraz Robert Bunsen zbudowali pierwszy spektroskop. To instrument naukowy, który pozwala na określenie składu chemicznego obserwowanych obiektów na podstawie obserwacji spektrum elektromagnetycznego. To właśnie dzięki spektroskopom jesteśmy w stanie badać skład chemiczny gwiazd, gazów międzyplanetarnych czy atmosfer odległych planet. 

Kiedy patrzymy na takie zdjęcie analizy chemicznej spektrum elektromagnetycznego, widzimy barwy światła, ale też ciemne pionowe kreski. To właśnie te kreski – każda w konkretnym miejscu – są niczym odciski palców, reprezentując konkretny pierwiastek czy związek chemiczny. Kiedy analizujemy taki spektrogram, dokonujemy „analizy widma”.

Każdy pierwiastek chemiczny pochłania pewną unikalną dla siebie część spektrum elektromagnetycznego. Można sobie to wyobrazić tak, jakby część światła prześwitywała przez pierwiastek, a część była w nim blokowana i nie świeciła dalej. Na spektrogramie – wykresie widma – tę brakującą część zobaczymy jako pionowe kreski, cieńsze i grubsze w różnych miejscach spektrogramu. Każdy pierwiastek tworzy inny wzór tych pionowych ciemnych kresek i jest to niczym odcisk palca dla pierwiastka. Naukowcy, analizując ten “odcisk palca” mogą określić, z jakim pierwiastkiem mają do czynienia. W ten sposób odczytuje się skład atmosfery choćby egzoplanet – światło ich rodzimej gwiazdy prześwituje przez atmosferę egzoplanety, niosąc do nas informacje o składzie chemicznym. Problemem jest nakładanie się różnych pierwiastków na siebie, atmosfera rzadko bowiem jest jednolita, ale naukowcy i z tym sobie radzą.

***

Kolejne obserwacje egzoplanet i skanowanie nieba pozwoliło naukowcom wyliczyć, iż w naszej galaktyce znajduje się około sześciu miliardów samych gazowych olbrzymów – spekuluje się, iż planet skalistych jest drugie tyle. Nim w przestrzeń kosmiczną trafił teleskop Keplera, a odkrywanie nowych światów stało się codziennością, były to olbrzymie liczby i wielkie osiągnięcie dla teleskopu kosmicznego Hubble’a.

***

Na egzoplanetach się nie skończyło. Teleskop Kosmiczny Hubble’a był pierwszym, który dał radę zaobserwować Białe Karły – pozostałości po gwiazdach, ukryte w obłokach gazu i pyłu, będących pozostałościami umierania gwiazdy. Fotografował też niezliczone ilości mgławic planetarnych – pozostałości po śmierci małych gwiazd. Fotografował olbrzymie mgławice, pozostałości supernowych. Hubble obserwował nie tylko śmierć gwiazd, ale ich narodziny. Z pomocą instrumentów naukowych, zwłaszcza obserwujących kosmos w podczerwieni, udało się przejrzeć przez zasłonę pyłów i gazów mgławic, fotografując nowo narodzone gwiazdy i protogwiazdy w odległych częściach galaktyki. Dzięki takim obserwacjom, rozwinęliśmy swoją wiedzę na temat ewolucji gwiazd. 

Hubble pokazał nam też, że pewne kosmiczne wydarzenia są na tyle dynamiczne, iż jesteśmy je w stanie obserwować w czasie rzeczywistym i tworzyć nawet ruchome filmy. Tak było z odkryciami dynamicznych jetów, czyli wystrzeliwujących z młodych gwiazd strumieni gazowych w mgławicach, gdzie gwiazdy takie się rodziły, wyrzucając strumienie gazów tak intensywnie, iż Hubble w ciągu 25 lat był w stanie wykonać wystarczającą ilość zdjęć do stworzenia pełnoprawnych filmów krótkometrażowych.

Przypisy

71 Dickinson, s. 299

72 Dickinson, s. 303

73 Metoda tranzytowa jest dość prosta – teleskop obserwuje światło danej gwiazdy. Jeśli jakaś planeta przejdzie na jej tle, siła światła tejże gwiazdy spada, co da się zaobserwować z pomocą fotometrów. Regularne spadki w sile światła pozwalają wnioskować, iż wokół danej gwiazdy krąży po orbicie planeta. Najsłynniejszym obserwatorium tranzytów jest dziś teleskop kosmiczny Keplera.

74 Chaisson, s. XII

75 Chaisson, s. XIII

Author: Wojciech Usarzewicz

Pisał dla Blomedia i Antyweb, komponuje muzykę, na co dzień pracuje w branży wydawniczej.