Starost univerzuma – Deo 2.

Starost univerzuma – Deo 2.
poslato: Jun 23, 2013, 10:00:17 posle podne
U novoj kolumni Igora Jošića saznajte šta predstavlja mera po imenu cefeida i kako se ona koristi u računanju razdaljina, a samim tim i prošlosti univerzuma.

U prošlom nastavku imali smo prilike da vidimo na koji način astronomi metodom paralakse određuju udaljenost nama bliskih zvezda. Međutim ta metoda je ograničena na na nama bliske zvezde. Na koji način se određuju veće udaljenosti, koje su potrebne da bi se odredila starost univerzuma, biće reči u ovom nastavku.

Jedna od metoda za određivanje većih udaljenosti je uz pomoć cefeida. Cefeide su tip promenljivih zvezda, tj. zvezde koje imaju promenljivu sjajnost. Ova promena sjajnosti je uslovljena fizičkim pulsiranjem (tj. Skupljanjemiširenjem) same zvezde. Kod cefeida postoji direktna korelacija između perioda pulsacije i njene sjajnosti, ali apsolutne sjajnosti, ne prividne koju mi vidimo sa Zemlje. Prividna sjajnost, dakle ona sjanost koju mi vidimo na Zemlji kada posmatramo određenu zvezdu, nije jednaka njenoj apsolutnoj sjajnosti zbog toga što, recimo, zvezda koja je inače veoma sjajna nama na Zemlji može delovati veoma “bleda” zbog toga što se ona nalazi veoma daleko od Zemlje. Dakle da ponovim cefeide imaju vezu između perioda pulsiranja (vremenski period koji je potreban da se cefeidin sjaj od maksimalnog smanji na minimalni, i potom ponovo poveća na maksimalni) i njene apsolutne sjajnosti. Što je period pulsacije duži to je apsolutna sjajnost (tehnički ispravan izraz je Luminoznost) veća.



Na dijagramu iznad vidimo da cefeide koje imaju period pulsacije od oko 100 dana imaju luminoznost od 30 000 puta veću od Sunca, dok cefeide koje imaju period pulsacije od oko 3 dana su “samo” oko 700 puta sjajnije od Sunca. Ovu zavisnost između perioda pulsacije i luminoznosti otkrila je početkom prošlog veka astronomka Henrijeta Levit. Dakle sve cefeide koje imaju period pulsiranja od recimo 10 dana imaju otprilike istu luminoznost, koja se može očitati sa dijagrama. Za kalibraciju ove metode (tj. Za konstruisanje ovih dijagrama) koriste se bliske cefeide čija se udaljenost može odrediti metodom paralakse. Kada se zna njena udaljenost i njena prividna sjajnost lako se može odrediti i njena apsolutna sjajnost. Kada se posmatra dovoljan broj cefeida na taj način, konstruiše se gornji dijagramidobija se tačan odnos između perioda oscilacije i luminoznosti. Onda se pristupa posmatranju udaljenih cefeida, pa se na osnovu perioda oscilacije određuje njihova luminoznost. Kada se ona utvrdi, i kada se uporedi sa njenom prividnom sjajnošću, lako je odrediti njenu udaljenost. Slično kao što noću možemo da odredimo približnu udaljenost automobila, na osnovu sjaja njegovih farova. Naravno, udaljenost automobila određujemo odokativno, barem većina nas; za potrebe astronomije se to ne radi odokativno već se uzimaju precizni detektori, ‘artija i plajvaz pa se računa. Na taj način uz pomoć cefeida možemo odreditiiudaljenost neke nama bliske galaksije, budući da su cefeide po pravilu veoma sjajne zvezde pa se mogu uočiti, uz pomoć jakih teleskopa, i u susednim galaksijama. Jedan od glavnih zadataka čuvenog Hablovog svemirskog teleskopa je bio određivanje udaljenosti bliskih galaksija merenjem promene sjaja cefeida, a sve to naravno u cilju preciznog određivanja starosti univerzuma
Međutim nama su za određivanje starosti univerzuma potrebne one veoma udaljene galaksije. Dakle potrebno nam je nešto mnogo sjajnije od cefeida. U tu svrhu mogu da posluže supernove tipa IA. Supernove tipa IA su eksplozije belih patuljaka. Beli patuljci predstavljaju tip kolapsiranih zvezda srednje mase (naše Sunce će jednog dana kada istroši nuklearno gorivo postati beli patuljak). Beli patuljci su mahom slične mase, i postoji tačno određena gornja granica koju oni mogu da poseduju,i ona iznosi 1,4 sunčevih masa. Kada se beli patuljak nađe u sistemu sa jednom običnom zvezdom, može doći, usled gravitacionih interakcija, do prelivanje mase sa obične zvezde do belog patuljka. Na taj način se masa belog patuljka povećava, kada ona postane 1,4 puta veća od mase našeg Sunca, beli patuljak postaje nestabilnaidolazi do njegove eksplozije. Ta eksplozija naziva se Supernova tipa IA. Super nove tipa IA su karakteristične po tome što su sve približno iste sjajnosti, zbog toga što sve nastaju od eksplozije zvezde iste mase, belog patuljka koji je 1,4 puta masivnijih od Sunca.



Prema tome ako bismo znali kolika je ukupna sjajnost supernove, mogli bi smo na osnovu njene zapažene sjajnosti da odredimo njenu daljinu. Slično kao u prethodnom primeru sa automobilom. Kako to radimo. Pa prvo se zapazi veći broj super nova u obližnjim galaksijama. Daljina obližnjih galaksija se odredi uz pomoć cefeida, i na taj način se odredi ukupna sjajnost supernovi tipa IA. Da se vratimo na prethodnu analogiju sa automobilom, ako bi smo znali koliko je udaljen automobile, i ako bi smo odredili koliko su njegovi farovi sjajni na toj udaljenosti, mogli bi smo lako da izračunamo kolika je njihova ukupna sjajnost. Kada se odredi ukupna sjajnost ovog tipa supernovih, vrši se potraga među udaljenim galaksijama za ovaj tip supernovih. Kada se supernove zapaze, posmatra se koliko je njihova opažena sjajnost manja u odnosu na njihovu ukupnu sjajnost, i iz tog odnosa se izračuna udaljenost galaksije u kojoj se ta supernova odigrala (guglujte „Inverse square law“ ako želite da vidite matematičke detalje). Dakle da sumiram. Prvo se metodom triangulacije odredi zavisnost između perioda pulsiranja i luminoznosti kod cefeida. Cefeide se potom upotrebe za određivanje ukupne luminoznosti supernova tipa IA, a one se potom iskoriste za određivanje udaljenosti dalekih galaksija.

I, kakvi rezultati su dobijeni ovom metodom? Setite se iz prošlog članka da se vrednost hablove konstante dobija kada se brzina udaljavanja dalekih galaksija podeli sa njihovom udaljenošću. Kada se brzina udaljavanja odredi merenjem crvenog pomaka, a udaljenost gore opisanom metodom, dobija se vrednost hablove konstante oko 71 km/s/Mpc. Sećate se, iz prošlog članka da je za dobijanje starosti univerzuma uzima inverzna vrednost hablove konstante (jedinica se podeli sa hablovom konstantom), ali se prethodno Mega-parseci moraju prevesti u kilometre ( jedan mega parsek ima 3 260 000 svetlosnih godina, jedna svetlosna godina ima nešto ispod deset triliona kilometara). Kada se sve to odradi dobije se vrednost od oko 13,8 milijardi godina. Druge metode (merenjem anizotropnosti u mikrotalasnom zračenju, ako bude bilo zainteresovanih biće članaka i o ovoj metodi) daju približno isti rezultat. Sada se postavlja pitanje da li se i na koji način stopa širenja univerzuma (tj. Hablova konstanta) menjala tokom istorije univerzuma.

Da li je ona ista od velikog praska pa do danas, ili usled gravitacione interakcije brzina širenja univerzuma usporava, ili imamo po sredi neku drugačiju situaciju. Ovo pitanje nas vodi do, verovatno, najvećeg otkrića u astrofizici u prethodnih nekoliko decenija, dovodi nas do otkrića tamne energije. Ali o tome u narednom nastavku, ne sledeće, već one tamo nedelje.