Wyobraźmy sobie, że ruszamy wkosmiczną podróż z prędkością światła.

W każdej sekundzie pokonujemyaż 300 tysięcy kilometrów.

A jednak zanim dotrzemy choćby do

najbliższej sąsiedniej gwiazdy,miną ponad cztery lata.

Dalsza podróż do granic naszej galaktykito już wyprawa na dziesiątki tysięcy lat,

a naprawdę daleki kosmos ciągnie sięjeszcze miliardy lat świetlnych dalej.

Taka jest skala odległościwe Wszechświecie.

W tym programie pokażemy, jakto możliwe, by ją zmierzyć.

Zapraszamy na Astronarium!

Na czym polega problem z mierzeniem

odległości w kosmosie? Można to zrozumiećpatrząc choćby na gwiazdozbiory.

Wydaje się, że poszczególne konstelacje

tworzą gwiazdy, które sąpo prostu obok siebie.

Prawda jest jednak zupełnie inna. W rzeczywistości jasne gwiazdy mogą się

znajdować daleko, a te świecącesłabiej mogą być bardzo blisko.

Na niebie będą wyglądać podobnie, choć tak

naprawdę mogą je dzielić setkialbo nawet tysiące lat świetlnych.

Podobnie jest w przypadku galaktyk i

wszystkich innych obiektówwe Wszechświecie.

Jak zatem stwierdzić co jest blisko, a codaleko, skoro nie widać tego gołym okiem,

a nie możemy przecieżrozciągnąć miary i sprawdzić.

Astronomowie zdołali znaleźć jednak coś nakształt kosmicznych linijek i coraz

dokładniej mierzą dystansdo różnych obiektów we Wszechświecie.

Oto czego możemy siędzięki temu dowiedzieć.

- Tranzyt Wenus na tle tarczy Słońca.

Jedno z najrzadszych zjawiskw Układzie Słonecznym.

Po raz ostatni mogliśmy je podziwiać w

2012 roku i nie powtórzysię przez ponad sto lat.

Jaki związek ma to jednakz mierzeniem kosmicznych odległości?

Odpowiedź na to pytanie zabiera nasna wody XVIII-wiecznych oceanów.

Na wyprawę pod dowództwemkapitana Jamesa Cooka

. W 1768 roku wyruszyłon w rejs dookoła świata.

Celem były właśnieobserwacje tranzytu Wenus.

Miały one pozwolić na zmierzenie

podstawowej wielkości, jakąposługujemy się w kosmosie.

Odległości między Słońcem, aZiemią, zwanej jednostką astronomiczną.

- Jednostka astronomiczna, czyli odległość

Ziemi od Słońca, jest tą pierwsząpodstawową wielkością astronomiczną

do wyznaczania odległościwe Wszechświecie.

Przez długie stulecia, a właściwie

tysiąclecia, jej pomiar był niemożliwy, ponieważ Słońce jest daleko.

W zasadzie wchodził w grę dośćoczywisty pomiar, tak zwanej paralaksy.

Jeżeli dwóch obserwatorów patrzy na jakiś

odległy przedmiot, to widzi gow dwu różnych kierunkach.

Znając odległość między tymi obserwatorami

i różnice kątów, możemywyznaczyć odległość.

Tylko że w tym przypadku to jest bardzo

duża odległość i bardzomała różnica kątowa.

Aż do wieku XVIII nie było na to sposobu.

Z pomocą przyszły właśnie tranzyty Wenus.

Zasada była prosta

. Dwaj obserwatorzy w dwu różnychmiejscach na Ziemi

widzą zjawisko przejścia nieco inaczej. Wenus przesuwa się

przed tarczą Słońca w nieco różnychodległościach od środka tarczy.

Różnica jest miarą odległości Wenus.

To pokazują te dwie cięciwy.

Jak widać, czas przejścia

zależy od tego, w którym miejscuto przejście jest dokonywane.

Wystarczy zmierzyć jakdługo trwa to zjawisko.

Zwykle trwa około 5 godzin.

- Pierwsze takie obserwacje podjętopodczas tranzytu Wenus w roku 1761.

Wyniki nie były jednakdostatecznie precyzyjne.

Na szczęście przejścia Wenuswystępują parami w odstępie 8 lat.

To zrodziło pomysł wysłania naukowejwyprawy pod dowództwem Jamesa Cooka -

żeglarza, odkrywcy, a także, o czymnie wszyscy wiedzą, astronoma.

- Pomysł zorganizowania tej wyprawypochodził od szacownego Royal Society. W

roku poprzedzającym, to był chyba luty,

wystąpili z petycją do króla Jerzego III. Po pierwsze, o wyrażenie zgody na

taką wyprawę, a po drugie, o jej sfinansowanie.

Chodziło o niebagatelną na owe czasy sumę,o ile pamiętam, 4000 funtów szterlingów.

Punktem docelowym było Tahiti, odkryte trzy lata wcześniej.

Chodziło o to, żeby

miejsca obserwacji byłyrozrzucone po całej Ziemi.

Tahiti znajdowało się właśnie korzystniedaleko na półkuli południowej.

Dopłynięto do Tahiti,

zbudowano coś w rodzaju obserwatorium,ustawiono instrumenty, sprawdzono.

Pogoda dopisała.

Pomiary zostały wykonane.

Dane pochodzące z kilku miejscobserwacyjnych, m.in. spod koła

północnego, z Syberii, jużnie pamiętam, z wielu miejsc.

Tym się zajęło wielu, wielu astronomów.

Jednym z nich był młody profesor z

Uniwersytetu w Oksfordzie, Thomas Hornsby, który opracowawszy te wszystkie

dane, uzyskał wynik prawie dokładnie taki,jaki mamy obecnie.

Niestety inni astronomowie najwyraźniej

nie byli tak sprawni, jak on, uzyskaliwyniki bardzo różne i społeczność

astronomiczna uznała, że niestetyproblem nie został jeszcze rozwiązany.

W rzeczywistości odległość Ziemi od

Słońca, czyli tę jednostkę astronomiczną,udało się precyzyjnie wyznaczyć,

zdumiewająco precyzyjnie, z dokładnościądo 30 metrów dopiero w drugiej połowie

dwudziestego wieku, korzystając z pomiarówradarowych, pomiarów ruchu sond

kosmicznych, wszystkiego tego, co jużbyło do dyspozycji w dwudziestym wieku.

- Współczesne pomiary pokazały, że

odległość między Słońcem, a Ziemią, wynosiniespełna 150 milionów kilometrów.

Wedle ziemskich miar wydaje się to dużo

, ale w kosmicznej skali to tak jak byśmyniemal w ogóle nie ruszyli się z miejsca.

Okazuje się jednak, że ta sama sztuczka z

pomiarem paralaksy, która posłużyłakapitanowi Cookowi ponad 200 lat temu,

może się przydać także dzisiaj. Ito na znacznie większą odległość.

W 2013 roku Europejska Agencja Kosmicznaumieściła na orbicie satelitę Gaia.

To wyjątkowy rodzaj kosmicznego teleskopu,

którego podstawowym zadaniem jestmierzenie odległości do gwiazd.

Gaia potrafi określić ich położenie z

dokładnością, o jakiej astronomowiemogli dotąd co najwyżej pomarzyć.

Dr hab. Łukasz Wyrzykowski wchodzi w składmiędzynarodowego zespołu zajmującego się

analizą danych nadsyłanychprzez satelitę Gaia.

Wyjaśni w jaki sposób może nam ona

powiedzieć, jak daleko znajdują sięposzczególne gwiazdy widoczne na niebie.

- Gaia posiada dwa teleskopy, którepatrzą w dwóch różnych kierunkach.

Obserwacje z tych teleskopów są zbierane wśrodku i następnie

ich obrazy z obu teleskopów są zbierane nagigapikselowej kamerze.

To jest chyba największa kamera,jaka lata w kosmosie w tej chwili.

Jednocześnie obserwuje ztych dwóch teleskopów.

Dzięki temu jest w stanie pomiaryodległości, tak naprawdę pomiary kątowe

pozycji gwiazd, zmierzyćbardzo, bardzo dokładnie.

Jest taka analogia, żegdyby umieścić monetę jednoeurową na

Księżycu, Gaia byłaby w staniezmierzyć rozmiar tej monety.

Gaia wykorzystuje bardzo prosty koncept.

Posiada dwa teleskopy, dzięki temuobserwuje w dwóch miejscach jednocześnie.

Dzięki temu jest w stanie mierzyć bardzosubtelne różnice w przesunięciach gwiazd.

I właśnie te przesunięciagwiazd mówią nam o odległości.

Im obiekt jest dalej od nas,tym on się porusza wolniej

, ponieważ my, Gaia Ziemia i Gaiakrąży z Ziemią wokół Słońca.

Gaia zmienia kąt patrzeniana daną gwiazdę.

Jest to zjawisko paralaksy, którewykorzystujemy nawet nie wiedząc o tym.

Mamy dwoje oczu.

Dlatego mamy dwoje oczu, żeby mierzyć odległości.

Polega to na tym, że Gaia wraz z Ziemiąkrąży po orbicie wokół Słońca.

Tu jest Słońce, tu jest orbita wtakim rzucie. Tu jest orbita Ziemi.

Powiedzmy znajduje się tutaj Ziemia.

Gaia znajduje się troszeczkę za Ziemią

i wraz z Ziemią krążysobie wokół Słońca w taki sposób.

Gdy mamy tutaj jakąś gwiazdę

, obserwujemy ją w tym momencie roku,więc patrzymy na nią pod tym kątem

i rejestrujemy pozycję tej gwiazdywzględem gwiazd, które są dużo dalej.

Tzw.

sfera gwiazd stałych Kopernikato nie był taki zły koncept.

Oczywiście tak to nie jest, ale można

przyjąć, że część gwiazd, które są bardzodaleko, służą nam za układ odniesienia.

Więc ta gwiazda

znajduje się w tym miejscu, gdyobserwujemy ją z tego miejsca na orbicie.

Pół roku później

Ziemia i Gaia znajdują siępo drugiej stronie orbity

, dwie jednostki astronomiczne dalej. Ta odległość to jest 1 au.

Gdy Gaia stąd obserwuje tą samą gwiazdę

, widzi ją troszeczkę w innym miejscu.

Na tle znowuż tej strefy gwiazd stałych.

Jedyne co Gaia musi w tej chwili zrobić,

mając dwa takie pomiary, to jest minimalnie, zmierzyć

ten kąt. Ten kąt nazywasię właśnie kątem paralaksy.

Prosta geometria pokazuje, że ten kątprzekłada się dokładnie na odległość

, w jakiej ta gwiazda się znajduje.

Po co nam to wszystko?

Wiemy dużo niby o astronomii, wiemyo innych galaktykach, o Wszechświecie.

Nie znamy naszej własnej galaktyki, niewiemy, jak ona jest zbudowana. Nie wiemy

dokładnie w jakiej odległościznajdują się gwiazdy.

Wydawałoby się, że jestto taka oczywista rzecz.

To jest informacja, która brakujenam, a ma poważne konsekwencje.

Nie wiemy w jakiej odległości jest

gwiazda - nie wiemy taknaprawdę jak jasno ona świeci.

Więc nie wiemy z czego ona jest zbudowana,

nie wiemy jak zinterpretować ilośćświatła, która od niej dociera.

Dzięki temu, właśnie dzięki pomierzeniuodległości do gwiazd, będziemy w stanie

narysować sobie mapę, trójwymiarowąmapę całej galaktyki.

Gdzie są ramiona spiralne, gdzie znajdujesię zrobienie centralnej galaktyki.

Tą całą mapę miliarda gwiazd Gaia uzyska

już w skali powiedzmypięciu lat od dzisiaj.

- Gaia mierzy dystans dzielącynas od innych gwiazd.

Nadal pozostajemy tu jednakw obrębie naszej galaktyki.

Dopiero wyjście poza Drogę Mleczną otwieranam spektrum kosmologicznych odległości

liczonych w milionach, a nawetmiliardach lat świetlnych.

To wymaga jednak zupełnieinnego podejścia.

Pustynia Atakama w Chile to jedno z

najlepszych na świecie miejscdo astronomicznych obserwacji.

Znajdziemy tu największe obserwatoriai najnowocześniejsze teleskopy.

To też jedyne miejsce na świecie, gdzie

rośnie pewne specyficznedrzewo: araukaria.

I właśnie taką nazwę otrzymałmiędzynarodowy projekt naukowy zajmujący

się mierzeniem odległoścido innych galaktyk.

Zespół projektu Araucaria to w większości

polscy astronomowie oraz doktoranciz Uniwersytetu Warszawskiego.

Ich pracom przewodzi prof.

Grzegorz Pietrzyński.

Arkadia wykorzystuje największe teleskopy

na świecie, m.in. te z EuropejskiegoObserwatorium Południowego.

To nie przypadek.

Na nocnym niebie nad półkulą południowąkrólują bowiem Obłoki Magellana, dwie

sąsiednie galaktyki, mniejsze towarzyszkinaszej Drogi Mlecznej

. Znajdują się na tyle blisko, żesą doskonale widoczne gołym okiem.

Astronomowie z projektu Araucariawykorzystują pomiary odległości do Obłoków

Magellana, by stworzyćkolejną kosmiczną linijkę.

- Problem, przed którym stoimy,

jest tego rodzaju, że wyobraźmysobie, że mamy linijkę, albo miarkę.

I ta marka jest grubości ludzkiego włosa.

Taką mamy miarkę.

I chcemy zmierzyć odległość pomiędzyjakimś punktem tu w Warszawie, a np.

punktem w Gdańsku.

Używając tylko tej miarki.

To jest cała nasza miarka.Jak to zrobić?

Oczywiście problem, przedktórym stoimy, jest poważny.

Astronomowie stoją przed problemem,który jest dużo trudniejszy.

I teraz jaki trik tu wymyślić?

Trik polega na tym, żeby używając tej

malutkiej marki, grubości ludzkiego włosapowiedzmy, wykalibrować

większą miarkę. To znaczy, odłożyć ileśrazy tą grubość włosa i zmierzyć np.

taką miarkę, jak ta.

Używając tej miarki, odkładając znowuż ją ileś tam razy,

tworzymy jeszcze większą markę i używamyjej znowu do zmierzenia odległości.

W ten sposób poradzilibyśmy sobieze zmierzeniem odległości np.

do Gdańska.

W przypadku jednak odległości we

Wszechświecie potrzebujemy tych krokówwięcej i projekt Araucaria zajmuje się

zmierzeniem, czy wykalibrowaniem jednego z tych kroków.

To jest wykalibrowanie dokładnieodległości do pobliskich galaktyk.

Najważniejszą metodą, którą używamy, którapozwala nam na uzyskanie największej

dokładności, tota metoda jest oparta o tzw.

gwiazdy zaćmieniowe, czyli gwiazdy zmienne

tak naprawę. Co jest ich zaletą?

Otóż, gwiazdy zaćmieniowe to tak naprawdęsą dwie gwiazdy, które obracają się wokół

wspólnego środka masy i od czasu do czasujedna zakrywa drugą.

My to widzimy jako tak zwanezaćmienie, tak jak jest zaćmienie np.

Słońca.Otóż, jeżeli obserwujemy te

gwiazdy w odległych galaktykach, za pomocąnajwiększych teleskopów, jakie posiadamy,

potrafimy dokładnie zmierzyćrozmiary tych gwiazd.

I wykorzystując pewne właściwości

tych gwiazd, możemy obliczyćile one wysyłają energii.

Na czym polega trik?

Jeżeli już obliczymy ile energii wysyłająi porównamy z energią, która dociera do

nas tu na Ziemi, to używając pewnego bardzo prostego

skalowania międzyodległością, a ilością energii, którą

obserwujemy, możemy obliczyćjak daleko one są.

To jest prosta geometria.

To znaczy, że jak jakiś obiekt jest dwa

razy dalej od nas, to dociera donas cztery razy mniej energii.

Jak jest 5 razy dalej -25 razy mniej energii.

Czyli tak jakby z kwadratem się zmienia. I to jest cały trik.

Czyli obliczany energię, którą wysyła taka

gwiazda zaćmieniowai porównujemy z tym, co obserwujemy.

W ten sposób w jednym kroku potrafimyzmierzyć z dużą precyzją odległość do

danej galaktyki, bo wybieramy sobiegwiazdę, która leży w danej galaktyce.

- Ta technika wymaga jednak zmierzenia

wzajemnej prędkości okrążających sięgwiazd, położonych w innej galaktyce.

Do tego potrzebne są największe teleskopy

i najlepsze spektrografy,takie jak, należący do ESO, HARPS.

Naukowcom z projektu Araucaria udało się wten sposób zmierzyć odległość do Wielkiego

Obłoku Magellana z niespotykanąwcześniej dokładnością.

Dziś wiemy, że dzielą nas od niego blisko

163 tysiące lat świetlnych, a wartość tęznamy z dokładnością do dwóch procent.

To zaś może mieć znaczenie nie tylko dlatopografii najbliższej okolicy Drogi

Mlecznej, ale także dla naszejwiedzy o całym Wszechświecie.

- Głównym celem naszego projektu jest

pomiar stałej Hubble'az bardzo dobrą dokładnością.

Chcielibyśmy to zrobić zdokładnością do jednego procenta.

- Stałej Hubble'a, czyli czego właściwie?

- Stała Hubble'a opisujetempo ekspansji Wszechświata.

Czyli chcielibyśmy, Innymi słowy,zmierzyć cały Wszechświat.

- No dobrze, ale jak mogą nam w tym pomócpomiary odległości do

, bądź co bądź, najbliższych namgalaktyk, czyli do Obłoków Magellana?

- Okazuje się, że w astronomii nie mamy

jednej metody, która pozwoliłabynam mierzyć odległości

na wszystkich możliwychskalach we Wszechświecie.

Musimy używać różnych metod.

Czyli rozpoczynamy budowę naszejkosmicznej drabiny odległości od szczebli

. Dolne szczeble to są odległoścido pobliskich galaktyk.

Potem możemy kalibrować inne metody, którepozwalają nam

na pomiary odległości do dalszych obiektówi w ten sposób mierzmy nasz Wszechświat.

My wykonujemy pomiary do pobliskich

galaktyk, bo okazuje się, że w całejprocedurze pomiaru odległości we

Wszechświecie, czykalibracji stałej Hubble'a,

największy błąd właśnie pochodzi

od pomiaru odległości donajbliższych galaktyk paradoksalnie.

To jest najtrudniejsze zadanie.

Okazuje się, że dużo łatwiej mierzyć

odległości do dalekich obiektów, natomiastdo pobliskich galaktyk mamy wielkie

kłopoty, żeby zmierzyć odległości zdokładnością lepszą niż kilka procent.

Kolejnym szczeblem tzw.

drabiny odległości we Wszechświeciesą gwiazdy supernowe typu Ia.

Wybuchają rzadko, ale są tak jasne, że

widać je nawet znajodleglejszych galaktyk.

Żeby móc określić ich odległość, trzeba

jednak bardzo dokładnieznać energię wybuchu.

I tu właśnie jest potrzebna, uzyskana

niezależnie, precyzyjna odległość doprzynajmniej najbliższych z nich.

- Obecnie astronomowieuważają, że wkład np.

do całego błędu wyznaczenia stałejHubble'a, który pochodzi od pomiaru

odległości za pomocą supernowych,wynosi tylko pół procent.

Cały pozostały błąd, obecnie stałąHubble'a wyznaczony z dokładnością około 5

procent, pochodzi właśnie od pomiaruodległości do pobliskich galaktyk.

I gdy chcemy poprawić

dokładność wyznaczenia stałej Hubble'a,

musimy poprawić przede wszystkimdokładność pomiarów do pobliskich

galaktyk. I to jest głównycel naszego projektu.

- Czego możemy się dowiedzieć dzięki temu,

że zmierzymy skalę Wszechświatai poznamy jego wielkość?

- Stała Hubble'a jest bardzo ważna nietylko ze względu na skalę Wszechświata.

Ona występuje w równaniustanu Wszechświata.

Czyli innymi słowy, gdybyśmy chcielipoznać losy Wszechświata, jego przeszłość,

przyszłość, musimy znać bardzodokładnie stałą Hubble'a.

Stała Hubble'a

informuje nas również ofizyce Wszechświata.

Na przykład zagadkowa ciemna energia

wpływa bardzo istotnie nawartość stałej Hubble'a.

Czyli pomiary dokładne pomiary stałejHubble'a są jedną z metod badania

istoty ciemnej energii.

Dodatkowo również odległości we

Wszechświecie są niezmiernieistotne, żeby poznać

naturę niektórych obiektów.Na przykład

w latach dwudziestych ubiegłego wieku nie

wiedzieliśmy czym są galaktyki, dopókinie zmierzono do nich odległości.

Na niebie mamy projekcje różnych obiektówi bez znajomości odległości nie wiemy ile

one wyświecają energii,a co za tym idzie, nie wiemy jakiego

rodzaju są te obiekty. Więc odległośćjest to dużo więcej niż tylko znajomość

pewnej liczby, ona mówi nam o naturze

różnych obiektów we Wszechświeciei całego Wszechświata.

- Mierząc odległość do różnych obiektów

, astronomowie ciągle trafiająna kolejne kosmiczne tajemnice.

To właśnie w ten sposób dowiedzieliśmy się

choćby, że Wszechświatcały czas się rozszerza.

Co więcej, tempo tej kosmicznej ekspansjirośnie i nie wiemy do końca dlaczego.

Ale to już temat na zupełnieosobny odcinek Astronarium.

Na dziś dziękuję za uwagę.

Zachęcam do dyskusji w interneciei do zobaczenia następnym razem.