CZ I: Narz dzia astrofizyków
V: Galaktyka
Struktura galaktyki
Oddzia uj ce galaktyki
Ewolucja galaktyki
CZ VI: Budowa kosmosu
Kosmiczne struktury
Wielki Wybuch
Ciemny Wszech wiat
Wczesna historia kosmosu
Kosmogeneza
S owniczek
Indeks
Ilustracje
George Ellery Hale odkrył, że jeśli użyjemy spektroskopu jako filtra, możemy skanować światło wychodzące z poszczególnych linii widmowych i tworzyć obraz Słońca w określonych długościach fal. Zapoczątkowało to rozwój spektrofotometrii, która jest dziś szeroko stosowana nie tylko do badania aktywności Słońca, ale także do badania właściwości mgławic i galaktyk na wielu długościach fal. Technologie spektrofotograficzne zyskały na znaczeniu w latach 20. XX wieku, gdy astronomowie Vesto Slipher i Edwin Hubble zwrócili uwagę na słabe galaktyki i odkryli ekspansję Wszechświata.
Równoległy pomiar światła setek galaktyk w tym samym czasie może być teraz dokonany za pomocą światłowodów. W spektrometrze wielowłóknowym na płaszczyźnie ogniskowej teleskopu umieszczona jest metalowa płytka, w której wywiercone są setki otworów. Każdy otwór jest wyśrodkowany na określonej galaktyce, która ma być zobrazowana w konkretnym miejscu na niebie. Do każdego otworu podłączony jest pojedynczy światłowód. Światło z galaktyki jest przenoszone do spektrometru i staje się własnym widmem światła. W ciągu każdej godziny można w ten sposób przeanalizować ponad sto galaktyk i wyznaczyć ich przesunięcia dopplerowskie za pomocą programu komputerowego.
Wielow óknowy spektrograf Hydra w Narodowym Obserwatorium Kitt Peak. Ka dy wiat owód doprowadza wiat o z jednej galaktyki do g ównego spektrografu, dzi ki czemu setki widm galaktyk mog by fotografowane w tym samym czasie
Ważną cechą spektroskopów jest ich zdolność do rozpraszania światła o wystarczająco dużym zakresie, aby można było dostrzec cechy widma o bardzo wąskiej długości fali. Rozdzielczość spektroskopu jest zdefiniowana jako R = λ/Δλ. Oznacza, że linia wodoru-alfa λ = 6563 Angstremów [Å] może być rozdzielona za pomocą spektroskopu o rozdzielczości
R = 110 000, tak że można dostrzec małe cechy rzędu Δλ = 0,06 Angstremów. Dla badań przesunięcia dopplerowskiego oznacza to, że instrument może również wykryć różnice prędkości V = c × 1/R, gdzie c jest prędkością światła, a więc ΔV = 3 km/s.
Fotometry
Podobnie jak światłomierz w aparacie fotograficznym, fotometr jest czułym instrumentem, który może z wielką precyzją mierzyć jasność gwiazd i innych obiektów astronomicznych. Fotometria została po raz pierwszy wykorzystana przez greckiego astronoma Hipparchosa w 150 roku p.n.e., który podzielił gwiazdy na sześć wielkości gwiazdowych, wykorzystując ich jasność widoczną dla ludzkiego oka. Jedna wielkość gwiazdowa (magnitudo) odpowiada zmianie jasności o współczynnik 2512 lub 1001/5, a uważni i doświadczeni astronomowie mogli oszacować jasność gwiazd z dokładnością do około 0,1 magnitudo w tej skali. Znaczący postęp w pomiarach jasności gwiazd nastąpił dopiero w drugiej połowie XIX wieku, gdy Friedrich Zöllner wynalazł lampę naftową, która była porównywana z jasnością gwiazdy poprzez zmianę filtra polaryzacyjnego, aby dopasować ją do jasności gwiazdy. Teraz można było dokonywać pomiarów z dokładnością do 0,05 magnitudo. Ostatecznie do pomiarów jasności zaczęto używać technik fotograficznych, które do lat 30. XX wieku dawały dokładność bliską 0,02 magnitudo. Jednym z najbardziej fascynujących zastosowań tych technologii jest wykrywanie planet krążących wokół odległych gwiazd. Tak jak gwiazda wywiera grawitacyjne przyciąganie na orbitujące planety, tak orbitująca planeta stosunkowo słabo przyciąga swoją gwiazdę. Podczas obserwacji spektroskopowej to chybotanie jest widoczne jako lekkie przesunięcie Dopplera w linii widzenia prędkości radialnej gwiazdy, gdy oddala się ona od obserwatora, oraz lekkie przesunięcie Dopplera w linii niebieskiej, gdy porusza się w kierunku obserwatora. To przesunięcie prędkości może być zmierzone i wynosi kilka metrów na sekundę zmiany, która byłaby okresowa w czasie, gdy planeta krążyła wokół gwiazdy. Dzięki prędkości radialnej można również określić masę planety, a w połączeniu z jej okresem orbitalnym można ustalić, czy jest to planeta skalista, czy gazowa. Lekkie chybotanie orbity gwiazdy można mierzyć w odniesieniu do gwiazd tła, co nazywamy ruchem własnym. Wielkość ruchu jest niewielkim Niemiecki astrofizyk Friedrich Zöllner (1834–1882) opracowa metod pomiaru jasno ci gwiazd przy u yciu lampy naftowej i filtra polaryzacyjnego
Wiele egzoplanet mniejszych niż trzykrotność promienia Ziemi zostało już zmierzonych w celu niezależnego określenia ich promienia i masy. Praca wykonana przez astronomów Sarę Gettel i Davida Charbonneau w 2016 roku pokazuje, że przy masie około pięciokrotnie większej od naszej Ziemi egzoplaneta przechodzi ze świata w większości skalistego do takiego, w którym dominuje woda. Te „wodne światy” w strefie zamieszkiwalnej miałyby prawdopodobnie niewiele mas kontynentalnych. Ponieważ są one nieco mniejsze niż Uran czy Neptun, gdyby znajdowały się dalej od swojej gwiazdy niż HZ, nazwano by je Światami Lodowymi.
ATMOSFERY
Oprócz składu tych światów pojawia się pytanie, czy mają one wykrywalne atmosfery. Badania spektroskopowe mogą wykryć atmosfery wielu z tych egzoplanet, gdy światło słoneczne przechodzi przez atmosferę podczas tranzytu. Badanie tych atmosfer byłoby pierwszym krokiem do stwierdzenia, czy są one zdatne do zamieszkania przy odpowiedniej gęstości i ciśnieniu oraz czy zawierają ślady biologicznie wytworzonych gazów, takich jak ozon (związany z wolnym tlenem) i azot. Do 2018 roku wykryto ponad dwa tuziny atmosfer egzoplanet, w większości związanych z tzw. gorącymi jowiszami najbliżej swoich gwiazd, gdzie światło słoneczne jest najbardziej intensywne, a atmosfery rozciągają się w największym stopniu z powodu ogrzewania. Najczęstsze wykryte związki to dwutlenek węgla i para wodna, ale niektóre z najgorętszych atmosfer zawierają chmury tlenku wanadu i dwutlenku krzemu, w których deszcz na ich powierzchniach przypomina stopioną skałę. Widmo WASP-19b, znajdującej się 882 lata świetlne od Ziemi i krążącej wokół swojej gwiazdy podobnej do Słońca co 19 godzin, ujawnia obecność atmosfery węglowodorowej zawierającej metan i cyjanowodór.
FORMOWANIE PLANET
Odkąd w 1755 roku po raz pierwszy wysunięto hipotezę obłoku pyłowego w formowaniu się planet w wirującym dysku gazowym, ten intuicyjnie prosty pomysł był wielokrotnie testowany przy użyciu zaawansowanych obliczeń dynamiki płynów na superkomputerach i okazał się zasadniczo poprawny. Dodano szczegóły, takie jak to, że dysk byłby centralnie ogrzewany przez ewoluującą protogwiazdę. To wytworzyłoby gradient temperatury malejący od 2000 K w pobliżu protogwiazdy do poniżej 100 K
na obrzeżach. Ten gradient temperatury umożliwia zachodzenie różnorodnych reakcji chemicznych, w wyniku których powstają różne cząsteczki i związki pozostające w równowadze z lokalnym otoczeniem.
Bogate w żelazo skały krzemianowe będą powszechnie występować w pobliżu gwiazdy, podczas gdy związki bogate w wodę, amoniak i metanowe lody będą powszechne w dużych odległościach. Skład planety zależy od miejsca jej uformowania w tym dysku. Takie dyski protoplanetarne mogą zawierać nawet 10% masy gwiazdy lub więcej. Masywne dyski sprzyjają tworzeniu się dodatkowych towarzyszy gwiazdowych, co prowadzi do powstawania układów podwójnych lub potrójnych gwiazd. Dyski o mniejszej masie sprzyjają powstawaniu planet i mniejszych ciał.
Model atmosfery węglowodorowej
Atmosfera egzoplanety WASP-19b. Metan (CH4) i cyjanowodór (HCN) s powszechnymi sk adnikami atmosfery ze wzgl du na obfito tych pierwiastków w Drodze Mlecznej. Woda (H2O) wydaje si nieobecna w atmosferze tej planety
Masy brązowych karłów wahają się od 3 do 10 mas Jowisza dla karłów Y w przypadku WISE 0825 do 33 Jowiszy w przypadku karła L Luhman 16A. Chociaż Luhman 16A świeci stałym światłem, jego mniejszy karłowaty towarzysz T Luhman 16B ma zmienny strumień światła, co sugeruje nieprzejrzystą atmosferę. Karły o typie widomym L nie są wystarczająco gorące, aby lit mógł się stopić, stąd nazwa karły L. Karły o typie widmowym T są na tyle chłodne, że w ich atmosferach tworzą się chmury metanu, które można łatwo wykryć dzięki światłu, jakie wydzielają w podczerwieni przy długości fali 2 mikronów. Epsilon Indi Ba i Bb są karłami T o masach 45 i 27 Jowiszów.
Początkowo sądzono, że brązowe karły powstają w podobny sposób jak planety, poprzez kondensację w dysku protoplanetarnym krążącym wokół młodej gwiazdy. Jednak ostatnie bezpośrednie wykrycie brązowych karłów formujących się w pobliskim obłoku molekularnym w gwiazdozbiorze Byka pokazuje, że obiekty te powstają bezpośrednio z grawitacyjnego zapadania się zimnego gazu w gęstych obłokach, podobnie jak tworzą się zwykłe gwiazdy. Zaobserwowano, że brązowe karły z gwiazdo-
Temperatury powierzchniowe br zowych kar ów i ich wzgl dne rozmiary. Podane s równie masy jako wielokrotno ci mas Jowisza (MJ ) i S o ca (MS ). Obiekty ch odniejsze ni 2000°C s niezwykle jasnymi
ród ami podczerwieni i s atwo wykrywalne na tych d ugo ciach fal
zbioru Byka mają dżety materii, które nie są spotykane w przypadku formowania się olbrzymich planet z dysku. Z jakiegoś powodu niektóre obłoki międzygwiazdowe prowadzą do grawitacyjnego zapadania się przedgwiazdowych mas, które są bardzo małe. Niemniej jednak mnogość podobieństw między czerwonymi karłami a brązowymi karłami sugeruje, że brązowe karły są po prostu mniejszymi wersjami zwykłych gwiazd i powstają w ten sam sposób, w procesie podobnym do zwykłego zapadania grawitacyjnego i formowania dysku, który poza tym nie wykazuje faworyzowania skali mas.
NORMALNE GWIAZDY
Począwszy od czerwonych karłów o masie równej 8% masy Słońca i temperaturze powierzchni bliskiej 3500 K, „normalne” gwiazdy stanowią zdecydowaną większość znanych gwiazd, aż do masywnych gwiazd typu A o masie prawie dwukrotnie większej od masy Słońca i temperaturze powierzchni 10 000 K. Kolejność gwiazd uporządkowanych według temperatury odzwierciedlają klasy spektroskopowe A, F, G, K i M o malejącej temperaturze.
Te „normalne” gwiazdy mają podobny proces formowania się, który zaczyna się od zimnych obłoków molekularnych o rozmiarach do kilkuset lat świetlnych i masach do 100 tysięcy mas Słońca. Obłoki te mają temperaturę poniżej 100 K i średnią gęstość od 100 do 1000 atomów/cm3. Skład tych obłoków różni się od powierzchni, gdzie proste cząsteczki obfitują w obecności pola promieniowania międzygwiazdowego (Interstellar Radiation Field, ISRF) z pobliskich gwiazd, do złożonych cząsteczek, takich jak formaldehyd (CH4) i cyjanopentaacetylen (HC11N) powstających w gęstych zimnych rdzeniach nieprzezroczystych dla ISRF. Wnętrza obłoków mogą znajdować się w stanie rotacji i mieć pola magnetyczne, a także ulegać ruchom turbulentnym, które mogą służyć do podtrzymywania części lub całości obłoku przed zapadnięciem grawitacyjnym przez długie okresy mierzone w milionach lat.
W pewnym momencie ta dynamiczna równowaga zostaje zakłócona i następuje kolaps grawitacyjny. Obszary chmur o większej gęstości zapadają się szybciej niż obszary o mniejszej gęstości. Turbulencja zazwyczaj podąża w kierunku malejącej skali wielkości, ponieważ energia jest rozpraszana przez tarcie, co prowadzi do zakresu mas komórek, które z kolei mogą stać się niestabilne grawitacyjnie i się zapaść. Gdy to się dzieje, ich moment pędu jest zachowywany, a zapadające się komórki stają się coraz
Obecnie znanych jest 18 czarnych dziur o masie gwiazdowej. Najbliższa z nich to V616 Monocerotis o masie 11 MS, znajdująca się 3500 lat świetlnych od Słońca. Szacunki sugerują, że w naszej Drodze Mlecznej mogą istnieć miliony czarnych dziur, ale obecnie nie są one „karmione” przez akreującą materię międzygwiazdową niezbędną do ich wykrycia.
Dysk akrecyjny wokó czarnej dziury b dzie wydawa si wizualnie zniekszta cony z powodu uginania si wiat a przez wypaczon przestrze w pobli u horyzontu zdarze
HIPEROLBRZYMY (>50 MS)
Zależność między masą a czasem życia ulega ogromnej zmianie dla gwiazd o masach powyżej 100 MS. W ciągu mniej niż 1 miliona lat gwiazda wyczerpuje swój wodór i w ciągu następnego miliona lat osiąga punkt, w którym następuje wybuch supernowej. Czas ten jest tak szybki, że gwiazdy te prawie zawsze można znaleźć wewnątrz
lub w pobliżu olbrzymich obłoków molekularnych, z których powstały. Gwiazda może być głęboko osadzona w obłoku i nawet nie być widoczna na optycznych długościach fal, ale może być wykryta jako intensywnie świecąca „gwiazda” w podczerwieni. Jeśli gwiazda wyrwała się z obłoku, towarzyszy jej rozległy obszar H II.
Hiperolbrzymy kontynuują i wzmacniają tendencję występującą w najbardziej masywnych gwiazdach typu O (M = 20 MS). Ilość światła emitowanego przez ich powierzchnie jest tak intensywna, że ciśnienie promieniowania jest w stanie odepchnąć napływającą materię. Zewnętrzne warstwy wodoru są wyrzucane przez ciśnienie promieniowania, tworząc intensywne wiatry gwiazdowe.
Wizualizacja wybuchu wi zki promieniowania gamma. To zdarzenie mo e by obserwowane z Ziemi jako GRB, je li wi zki s skierowane dok adnie we w a ciwym kierunku
Gwiazdy te znane są jako gwiazdy Wolfa–Rayeta, a ich powierzchnie są bogate w hel i węgiel unoszone na powierzchnię z wewnętrznych stref spalania powłok. Temperatury powierzchniowe przekraczają sto tysięcy Kelwinów. Jako potężne źródła