Kolorowy Wszechświat część II Bartłomiej Zakrzewski W przestrzeni kosmicznej oprócz gwiazd jest obecna także materia rozproszona w postaci pyłu i gazu międzygwiazdowego. Przeciętna temperatura obłoków takiego gazu nie przekracza 100 K i z tego powodu nie można ich dostrzec w widzialnym zakresie promieniowania elektromagnetycznego. Oznacza to, że nie mają one koloru w zwykłym znaczeniu tego słowa. Sytuacja wygląda inaczej, gdy w pobliżu lub wewnątrz takiego obłoku (mgławicy) znajduje się młoda, gorąca gwiazda emitująca promieniowanie głównie w zakresie ultrafioletowym. W takim przypadku obłok jest ogrzewany i świeci w zakresie promieniowania widzialnego (np. mgławica M42 w gwiazdozbiorze Oriona, fot. 1). Mgławice powstają również na późnych etapach ewolucji gwiazd. Wyczerpanie się paliwa jądrowego we wnętrzu gwiazdy powoduje utratę równowagi pomiędzy grawitacją a ciśnieniem wewnętrznym, co doprowadza do wybuchu gwiazdy i utworzenia mgławicy planetarnej (fot. 2) lub mgławicy będącej pozostałością po wybuchu supernowej. Tego typu rozproszona materia tworzy tzw. mgławice emisyjne. Przykład takiej mgławicy jest przedstawiony na fotografii 3. Źródło: Ole Nielsen, Wikimedia Commons Fot. 1. Mgławica M42 w gwiazdozbiorze Oriona Strona 1/7
Źródło: hubblesite.org/gallery Fot. 2. Mgławica planetarna M57 w gwiazdozbiorze Liry Źródło: hubblesite.org/gallery Fot. 3. Mgławica M1 Krab. Pozostałość po wybuchu supernowej Strona 2/7
Pochłanianie (absorpcja) fotonów przez atomy gazu powodujące ich wzbudzenie lub jonizację oraz emisja fotonów podczas powrotu wzbudzonych atomów do niższych stanów energetycznych zachodzą zgodnie z zasadami fizyki kwantowej. Poziomy energetyczne elektronów w atomie przyjmują więc tylko wybrane, bardzo precyzyjnie określone wartości. Oznacza to, że atomy danego pierwiastka mogą emitować światło jedynie o ściśle określonych długościach fali. Tak więc mgławica, mimo iż jest oświetlana światłem gwiazdy emitującej w dużym przedziale widma, sama będzie świecić tylko w dokładnie określonych barwach, zależnych przede wszystkim od jej składu chemicznego. Obecność określonych pierwiastków można wyznaczyć na podstawie widocznych linii emisyjnych. Na przykład kolor mgławicy zawierającej głównie wodór jest czerwonopurpurowy, gdyż w przypadku zjonizowanego wodoru (H II) linią dominującą w zakresie widzialnym jest tzw. pierwsza linia emisyjna z serii Balmera, która odpowiada długości fali λ = 656 nm. W przypadku występowania innych pierwiastków kolory mgławic się zmieniają. Warto tutaj wspomnieć, że obserwacje spektroskopowe doprowadziły do odkrycia linii widmowych, których istnienie wydawało się sprzeczne z teorią fizyki kwantowej. Przez pewien czas uważano nawet, że za ich obecność (a więc także za niektóre z obserwowanych kolorów) jest odpowiedzialny nieznany na Ziemi pierwiastek nazwany nebulium. Bardziej szczegółowe badania pokazały, że zjawisko to można wytłumaczyć zachodzeniem w warunkach panujących wewnątrz mgławicy przejść elektronów pomiędzy stanami energetycznymi atomów znanych już pierwiastków. Zaobserwowane przejścia, które w warunkach istniejących na Ziemi zachodzić nie mogą, to tzw. przejścia wzbronione. Dodatkowe efekty można zaobserwować, gdy mgławica oprócz gazu zawiera pewną ilość pyłu kosmicznego. W tym wypadku światło gwiazdy ulega niewielkiemu rozproszeniu. Przezroczystość takiej mgławicy jest najmniejsza dla krótkofalowej części widma (podobnie jak dzieje się to w ziemskiej atmosferze), w wyniku czego ma ona kolor niebieski. Ten typ obiektów nosi nazwę mgławic refleksyjnych (fot. 4). Źródło: Anglo Australian Observatory Fot. 4. Mgławica refleksyjna Plejady Strona 3/7
Podany powyżej opis zjawisk wpływających na barwy mgławic gazowo-pyłowych możemy również zastosować do obserwacji w Układzie Słonecznym materii gazowo-pyłowej komet (czyli ich głów i warkoczy) oświetlonej światłem słonecznym. Przykładem kolorowej (zielonej) komety była widoczna na przełomie 2004 i 2005 roku kometa Machholza (fot. 5). Jej charakterystyczna cecha to dwa dobrze widoczne warkocze (gazowy i pyłowy), każdy skierowany w inną stronę. Niewątpliwie warto się też zastanowić, jak powstają kolory galaktyk, czyli obiektów znacznie większych, które mogą zawierać od około 10 milionów do biliona gwiazd. Galaktyki, w których przeważają gwiazdy młode, o wysokich temperaturach, mają zabarwienie niebieskie, a takie, w których dominują gwiazdy starsze, promieniujące w długofalowej części widma, kolor zbliżony do czerwonego. Duży wpływ na wygląd galaktyki ma obecność świecących na czerwono obłoków wodoru zjonizowanego H II oraz ciemnych chmur pyłu międzygwiazdowego, które mogą przesłaniać niektóre jej fragmenty (fot. 6). Jeszcze ciekawsza może być odpowiedź na pytanie o kolor całego Wszechświata. Próby rozwiązania tej zagadki podjęło się kilka lat temu dwóch amerykańskich astronomów: Karl Glazebrook oraz Ivan Baldry. Badając widma ok. 200 tys. galaktyk obserwowanych w zakresie od podczerwieni do bliskiego ultrafioletu, wyznaczyli dla każdej z nich długość fali, dla której jest rejestrowana największa ilość światła, czyli, inaczej mówiąc, określili jej kolor. Źródło: Cimini Astronomical Observatory and Planetarium Fot. 5. Kometa Machholza Źródło: hubblesite.org/gallery Fot. 6. Różnokolorowe galaktyki. Fragment tzw. głębokiego przeglądu Hubble a Strona 4/7 Zam Kor
Na podstawie tego znaleźli średni rozkład jasności dla wszystkich galaktyk. Rozkład ten przedstawiono na rys. 1, na którym na osi poziomej oznaczono długość fali (w angstremach), a na osi pionowej wielkość będącą miarą rejestrowanej ilości światła. Rys. 1. Zależność jasności galaktyk od długości fali zaobserwowana przez Glazebrooka i Baldry ego Jak widać, dla dużego fragmentu mierzonego zakresu długości fali jasność galaktyk praktycznie się nie zmienia. Szczegółowe opracowanie tych wyników doprowadziło do wniosku, że światło, które ma taki rozkład widmowy, widzielibyśmy jako jasnokremowe (rys. 2). Należy wspomnieć, że w pierwszej wersji swej pracy autorzy otrzymali kolor bladozielony (w Internecie można znaleźć artykuły przedstawiające m.in. taki wariant koloru Wszechświata). Ostatecznie zwyciężyła opcja określona jako Cosmic Latte (kosmiczna kawa z mlekiem). Trzeba pamiętać, że odcień może zależeć od rodzaju monitora użytego podczas czytania artykułu. Uzyskane wyniki, zdaniem autorów, zdają się wskazywać, że większość obserwowanych obecnie gwiazd powstała ponad 5 miliardów lat temu. Gorące gwiazdy, w których procesy ewolucyjne zachodzą najszybciej, dominowały w przeszłości i one nadawały Wszechświatowi odcień niebieski. Rys. 2. Kolor Wszechświata wg Glazebrooka i Baldry ego W przyszłości największy wpływ na emisję będą miały duże, chłodne gwiazdy, tzw. czerwone olbrzymy. Obecnie taką rolę odgrywają gwiazdy o temperaturach pośrednich, których maksimum emitowanej energii przypada w pobliżu długości fali 500 nm. Więcej szczegółów można znaleźć w Internecie: http://www.pha.jhu.edu/~kgb/ cosspec. W artykule o kolorach we Wszechświecie trzeba również wspomnieć o zjawiskach, które nie tworzą barw, ale je modyfikują. Pierwsze z nich to obecność atmosfery ziemskiej. Powoduje ona, że te same gwiazdy i galaktyki (a także Słońce, Księżyc i inne ciała niebieskie) będące nisko nad horyzontem są bardziej czerwone oraz świecą nieco słabiej niż wtedy, kiedy widzimy je na dużych wysokościach. Wynika to z efektu silniejszego rozpraszania przez atmosferę ziemską światła niebieskiego niż czerwonego oraz z faktu, że droga światła przez atmosferę jest największa, gdy gwiazda znajdzie się blisko horyzontu. Podobne zjawisko poczerwienienia ma Strona 5/7
miejsce w przestrzeni międzygwiazdowej i jest spowodowane wspomnianą już wcześniej różną przezroczystością pyłu międzygwiazdowego dla różnych długości fal. Promieniowanie emitowane przez gorące (niebieskie) gwiazdy jest częściowo pochłaniane w zakresie krótkofalowym i gwiazdy te obserwowane są jako bardziej czerwone. Efekt poczerwienienia i zmniejszenia jasności wywołany obecnością materii międzygwiazdowej (zwany ekstynkcją międzygwiazdową) jest najbardziej widoczny w pobliżu płaszczyzny Drogi Mlecznej, gdzie gęstość pyłu jest największa. Obydwa opisane zjawiska mają oczywiście wpływ na wyniki obserwacji astronomicznych. O ile jednak poczerwienienie atmosferyczne jest zjawiskiem dobrze poznanym i jego działanie można dość łatwo wyeliminować, to poczerwienienie międzygwiazdowe sprawia astronomom jeszcze nieco problemów. W przypadku innych galaktyk opisane wcześniej barwy są poprawnie oddawane tylko dla obiektów, które znajdują się blisko. Wraz ze wzrostem odległości zaczyna dominować efekt kosmologicznego rozszerzania się Wszechświata. Obserwator odbiera to jako ucieczkę galaktyk i kwazarów. Pojawiające się w takiej sytuacji zjawisko jest podobne do efektu Dopplera. Powoduje ono, że maksimum jasności obserwowanych obiektów przesuwa się w stronę fal dłuższych i nosi nazwę poczerwienienia kosmologicznego. Poza badaniami w zakresie widzialnym w obserwatoriach naziemnych gromadzi się dane w zakresie radiowym i bliskiej podczerwieni. Obserwacje w niedostępnych z powierzchni Ziemi zakresach widma elektromagnetycznego dalszej podczerwieni, ultrafiolecie, promieniowaniu X oraz gamma są prowadzone za pomocą aparatury umieszczonej w przestrzeni kosmicznej. W ich wyniku uzyskuje się ogromne ilości danych w postaci tabel liczbowych. Jedną z form prezentacji końcowych wyników są kolorowe mapy wybranych fragmentów nieba. Sposób przypisania koloru do natężenia sygnału odbieranego przez dany instrument jest w zasadzie dowolny. Są to tzw. kolory fałszywe. Zdolność rozdzielcza instrumentów w niektórych zakresach (poza zakresem optycznym) jest na tyle wysoka, że otrzymany wynik może mieć jakość porównywalną lub lepszą niż fotografia w zakresie optycznym. Dzięki temu jest możliwe składanie zdjęć z różnych zakresów. Jako przykład może służyć zdjęcie galaktyki Centaurus A (fot. 7), które powstało ze złożenia obserwacji w trzech zakresach promieniowania. Dysk galaktyki został sfotografowany w zakresie promieniowania widzialnego, strumienie materii wyrzucane z galaktyki przez leżącą w jej centrum czarną dziurę, przedstawione na zdjęciu jako niebieskie, to zdjęcie w zakresie rentgenowskim, zaś kolor pomarańczowy mają pętle na końcach strumieni sfotografowane w podczerwieni. Źródło: NASA Fot. 7. Galaktyka Centaurus A. Kompozycja trzech zdjęć z różnych zakresów promieniowania Strona 6/7
Podobne zabiegi wprowadza się czasem również w zakresie widzialnym. Na fotografii 8a jest przedstawiona mgławica M16 Orzeł w bardzo znanej wersji zaczerpniętej z archiwum obserwatorium orbitalnego Hubble a (HST). Tę samą mgławicę prezentuje zdjęcie 8b, wykonane przez uczniów I Liceum Ogólnokształcącego w Olsztynie za pomocą teleskopu Faulkesa1. Źródło: hubblesite.org/gallery Fot. 8a. Mgławica M16. Wersja HST Źródło: Wikimedia Commons Fot. 8b. Mgławica M16. Wersja uczniów I LO w Olsztynie Wyraźnie widać, że obydwa zdjęcia, mimo iż pokazują ten sam fragment nieba, prezentują go w zupełnie innych kolorach. Wersja z fotografii 8a została w istotny sposób poprawiona. Na przykład niektóre składniki mgławicy świecące na czerwono (głównie zjonizowany wodór, którego jest najwięcej) przedstawiono w kolorze zielonym, dzięki czemu otrzymano zdjęcie lepiej pokazujące szczegóły jej budowy. Autorzy fotografii 8b wykazali się mniejszą inwencją. Otrzymali obraz, który gorzej prezentuje kształty, za to wierniej oddaje kolory mgławicy. Oprócz wyżej opisanych zjawisk na kolor ciał niebieskich obserwowanych metodami dostępnymi we współczesnej astronomii ma wpływ cały zespół efektów związanych z działaniem aparatury oraz sposobów rejestracji i opracowania uzyskanych wyników. Mimo ogromnego wysiłku badaczy uzyskanie identycznych kolorów na fotografiach jakiegoś ciała niebieskiego wykonywanych za pomocą różnych instrumentów, a nawet na tej samej aparaturze w długich odstępach czasu, jest praktycznie niemożliwe. Skutkuje to tym, że każde zdjęcie astronomiczne jest niepowtarzalne. Projekt Faulkes Telescope jest to międzynarodowy program dydaktyczny, w ramach którego uczniowie mogą, za pośrednictwem Internetu, prowadzić obserwacje za pomocą profesjonalnych teleskopów. 1 Strona 7/7 Zam Kor