Astronomowie wykorzystują wiele metod wyznaczania odległości do ciał niebieskich, jednak każda z nich ma granice swojej stosowalności. Międzynarodowa grupa naukowców, przy udziale profesora Marka Biesiady z Narodowego Centrum Badań Jądrowych, proponuje użycie do tego celu kwazarów. Metoda mogłaby być stosowana do obiektów, których obraz dociera do nas nawet sprzed 13 miliardów lat.

Kwazary, to obiekty pozagalaktyczne – tzw. aktywne jądra galaktyk, składające się z centralnej supermasywnej czarnej dziury ściągającej na siebie otaczającą materię (tzw. akrecja). Dysk akrecyjny, z którego materia wpada do czarnej dziury, jest otoczony sferyczną otoczką – tzw. gorącą koroną, zaś w dalszej odległości od dysku tworzy się pyłowy torus. Dysk akrecyjny promieniuje w ultrafiolecie. Fotony UV przelatują przez gorącą koronę, gdzie swobodne elektrony mają bardzo duże energie kinetyczne. Fotony o energiach z zakresu UV mają małe długości fali – są bardziej „cząstkami” niż „falami”. W związku z tym, oddziałują z elektronami zderzając się z nimi jak kule bilardowe i przejmują od elektronów energię (jest to tzw. zjawisko Comptona). W ten sposób fotony UV stają się fotonami X. Zależność ta między mocami promieniowania w UV i X jest nieliniowa, ale może być opisana modelem matematycznym. Autorzy pracy opublikowanej niedawno na łamach czasopisma „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society” wykazali, na podstawie próbki 2421 kwazarów zebranych w 2020 r. przez włoski zespół E. Lusso i G. Risalitiego, że korelacja jasności UV-X jest silnie powiązana z odległościami kosmologicznymi. „Jest tak dlatego, że owa korelacja ustalana jest na jasnościach obserwowanych, a fizycznie odpowiadają za nią moce promieniowania UV oraz X” – wyjaśnia prof. Marek Biesiada z Zakładu Astrofizyki NCBJ, współautor pracy. „Obserwowane jasności, z kolei, zależą od mocy i odległości. Ponieważ kwazary obserwowane są też na odległościach stosowalności metody świec standardowych supernowych Ia, możemy zmierzyć odległość do nich dwiema metodami: SN Ia oraz nową. Pozwala to skalibrować metodę wykorzystującą kwazary.”

Naukowcy spodziewają się, że nowa metoda pozwoli wyznaczać odległości kosmologiczne do bardzo odległych obiektów, dla których redshift „z” wynikający z rozszerzania się Wszechświata wynosi nawet 7.5.

Autorzy przeprowadzili testy, w celu zweryfikowania słuszności proponowanej przez nich metody. Jednym z nich była rekonstrukcja ewolucji Wszechświata według powszechnie przyjmowanego modelu ΛCDM: Wszechświata z zimną ciemną materią oraz z ciemną energią przyspieszającą jego ekspansję. „Dane uzyskane przy pomocy ‘metody kwazarów’ wykazały, w granicy niepewności, dużą zgodność z modelem ΛCDM” – mówi prof. Biesiada. „Do danych dopasowaliśmy model ΛCDM, gdzie wolnymi zmiennymi były parametry tego modelu. Wyznaczona na tej podstawie gęstość materii jest zgodna z wartością uzyskaną z innych obserwacji kosmologicznych. Istotą tej pracy była metoda kalibracji kwazarów nie odwołująca się do modelu kosmologicznego – aby nie wpaść w błędne koło stosując później kwazary do testowania modeli kosmologicznych. Wykorzystaliśmy w tym celu stochastyczne procesy gaussowskie. Jest to statystyczna procedura rekonstrukcji historii ekspansji Wszechświata odwołująca się wyłącznie do danych, nie zaś do konkretnego modelu. Wybitnym znawcą tej techniki jest prof. Arman Shafieloo z Korei – współautor naszej pracy. Oprócz tej ważnej publikacji, wraz z grupą prof. Shuo Cao z Pekinu udało się nam (w innych publikacjach) zastosować kwazary do testowania alternatywnych teorii grawitacji oraz przeźroczystości przestrzeni międzygalaktycznej. Warto też wspomnieć, że wraz z kolegami z Chin opracowaliśmy inną próbkę kwazarów. Tym razem nie w oparciu o ich promieniowanie UV i X, lecz o rozmiary kątowe kwazarów obserwowanych jako zwarte radioźródła. Służą one nie jako świece, lecz tzw. linijki standardowe. Linijki standardowe to obiekty, których fizyczne rozmiary potrafimy poznać. Im dalej znajduje się taki obiekt o znanym rozmiarze, tym mniejszy się wydaje (ma mniejszy rozmiar kątowy). Możemy więc określić jego odległość. Nasza próbka sięga równie głęboko w przesunięciach ku czerwieni i wspólne zastosowanie jej wraz ze skalibrowanymi kwazarami UV-X jest obiecujące.”

Informacje uzupełniające:

Określanie odległości we Wszechświecie nie jest proste. O ile odległość do Księżyca możemy wyznaczyć radarem lub laserem (pierwsi astronauci na Księżycu pozostawili w tym celu na jego powierzchni lustro), to z dalszymi obiektami jest dużo większy problem. Na tak zwanej drabinie odległości kosmicznych mamy wiele metod wyznaczania odległości do różnych (różnoodległych) obiektów w kosmosie. Pierwsze szczeble, to metody pozwalające wyznaczyć odległości w Układzie Słonecznym oraz jego najbliższym otoczeniu. Kolejne szczeble pozwalają wyznaczać odległości w Galaktyce, a jeszcze kolejne - do innych galaktyk. Odległość do Słońca, znajdującego się około 150 milionów kilometrów od nas, mierzymy metodą paralaksy. Metoda ta polega na określaniu kąta, o jaki przesunął się mierzony obiekt na tle odległych gwiazd, kiedy obserwator zmienia pozycję. W ramach zobrazowania metody, można patrzeć na wystawiony palec wyciągniętej ręki naprzemiennie przez prawe i lewe oko, przymykając to drugie. Palec zmienia pozycję względem tła. W taki właśnie sposób nasz mózg ocenia odległości do różnych przedmiotów. W astronomii pomiar paralaksy pozwala zmierzyć odległości do Słońca, planet Układu Słonecznego oraz najbliższych gwiazd. Na przykład Pluton znajduje się około 6 miliardów kilometrów, czyli 5.5 godziny świetlnej od Słońca zaś Proxima Centauri, najbliższa nam gwiazda pozasłoneczna ponad 4 lata świetlne. Wraz z odległością maleje kąt, o jaki obiekt się przesuwa względem tła, co powoduje, że nie jesteśmy w stanie mierzyć odległości tą metodą.

Najbliższą nam dużą galaktyką jest galaktyka M31 w gwiazdozbiorze Andromedy. Znajduje się ona około 2.5 miliona lat świetlnych od nas. Dla obiektów tak dalekich korzysta się z kolejnego szczebla drabiny odległości, tak zwanych "świec standardowych". Przykładowo, gdy oddalimy się o kilometr od świeczki lub żarówki, będzie ona znacznie słabiej widoczna. Dziesięć kilometrów dalej, obraz będzie jeszcze słabszy. Korzystając z tej zależności i znając jasność źródła światła, możemy wyznaczyć odległość z jakiej obserwujemy dany obiekt. W metodzie świec standardowych w astronomii stosuje się między innymi cefeidy – gwiazdy fizycznie zmienne, których okresy zmienności powiązane są z ich jasnością absolutną (mocą promieniowania – jak dla żarówki). Jednymi z najdalszych możliwych do obserwowania świec standardowych są supernowe typu Ia. Są to układy podwójne gwiazd, gdzie jednym ze składników jest biały karzeł – martwa gwiazda o ogromnej temperaturze. W istocie jest to jądro umierającej gwiazdy: reakcje termojądrowe przekształciły we wnętrzu wodór i hel w węgiel i tlen. Jądro jest bardzo gorące, a otoczka – atmosfera gwiazdy odpłynęła w przestrzeń, przez pewien czas będąc widoczna jako tzw. mgławica planetarna. Drugim składnikiem układu jest gwiazda tzw. ciągu głównego, taka jak np. Słońce. Kiedy Słońce zacznie jesień swego życia urośnie, opuszczając ciąg główny i stając się olbrzymem. W układach podwójnych taka gwiazda może urosnąć tak bardzo, że jej materia przepłynie na sąsiadujący obiekt. W przypadku supernowych Ia towarzyszem olbrzymiej gwiazdy jest biały karzeł, a materia przepływa na jego powierzchnię. Opadająca materia wywołuje fuzję jądrową w całej objętości towarzysza, powodując eksplozję, której jasność potrafi być większa od jasności całej galaktyki. Jasność tej eksplozji rośnie z czasem, a po osiągnięciu maksimum spada. Z krzywej zmiany jasności można wyliczyć jasność absolutną, a z niej, po zmierzeniu jasności obserwowanej, odległość do tego obiektu. Pozwala to określać odległości do bardzo dalekich galaktyk. Jednak i ta metoda ma granicę stosowalności – do przesunięcia ku czerwieni (z ang. redshift) z~2. Światło podróżuje z takich obiektów ok. 10 miliardów lat zanim do nas dotrze – w kosmologii chcemy sięgać jeszcze dalej. Jednak przy większych odległościach mamy problem.

Źródło: https://doi.org/10.1093/mnras/stab2154

Inne powiązane artykuły:

https://doi.org/10.1093/mnras/stab1373

https://doi.org/10.1007/s11433-020-1664-9

https://doi.org/10.3847/1538-4357/aba0b6

Ilustracja: Dwie pary kwazarów, które istniały 10 miliardów lat temu i znajdują się w sercach łączących się galaktyk. Credit: NASA, ESA, H. Hwang and N. Zakamska (Johns Hopkins University), and Y. Shen (University of Illinois, Urbana-Champaign)