Звідки їм знати? Як встановлюють вік, склад та відстань до космічних об’єктів

Звідки астрономи знають вік квазарів та склад зірок? Як їм вдається виміряти відстань до далеких галактик? Чому вони впевнені, що планети мають ядро? Nauka.ua розповідає про способи досліджень космосу.

Як вимірюють відстань у космосі?

Для позначення космологічних відстаней астрономи не користуються звичними для нас кілометрами, натомість послуговуючись світловими роками. Швидкість світла у вакуумі є універсальною фізичною константою, тож відстань, яку воно проходить за певний час, є незмінною для спостерігачів. Так, щоб дістатися від Землі до Сонця, світлу потрібно приблизно вісім хвилин, тож відстань між цими двома об’єктами становить вісім світлових хвилин. Проте найчастіше середню дистанцію між нашою планетою і Сонцем позначають як одну астрономічну одиницю. Таку одиницю вимірювання часто використовують, наприклад, описуючи відстані між екзопланетою та її зіркою — тоді іншу планетарну систему легше порівнювати із нашою. Крім того, існує позасистемна одиниця вимірювання, яку в наукових статтях застосовують найчастіше — парсек. Він дорівнює близько 3,26 світловим рокам та пов’язаний із вимірюванням паралакса, про яке ми розкажемо трохи пізніше.

Різні відстані до певних космічних об’єктів потребують різних методів їхнього вимірювання. Робити це напряму можна лише для астрономічних тіл, що знаходяться поблизу. Так, відстані до планет та супутників Сонячної системи можна вимірювати методом радіолокації: надсилати лазерний сигнал до певного тіла та вимірювати час, який йому знадобиться, щоб дістатися поверхні об’єкта і повернутися назад.

А от для того, щоб дізнатися відстань до сусідніх зірок, стане у нагоді тригонометрія, тобто метод паралакса. Його принцип доволі простий: коли Земля рухається навколо Сонця, видимі положення зірок на небі зміщуються по відношенню до фонових, більш віддалених світил. Зірки, що «переміщуються», описують еліпс, який повторює форму орбіти Землі, і чим далі знаходиться зірка, тим меншим буде цей еліпс. Вчені використовують рух нашої планети, щоб двічі, із різницею в півроку, виміряти положення такої зірки. Знаючи, що відстань між точками, у яких знаходилася Земля, коли проводилися ці два спостереження, становила дві астрономічні одиниці, а також вимірявши кут, під яким рухалася зірка, астрономи можуть вирахувати відстань до неї. І тут доречно знову згадати про парсек. За визначенням, об'єкт, який знаходиться на відстані одного парсека, буде рухатися вперед-назад по небу на одну кутову секунду (1/3600 градуса) щороку.

Для більш віддалених об’єктів, такі як інші галактики, цей спосіб неможливо використати. Тут на допомогу астрономам приходить метод стандартних свічок. Лампа, що горить у кімнаті, не змінює свою яскравість, проте, якщо віддалятися від неї, вона виглядатиме тьмянішою. Це явище підкоряється закону обернених квадратів: якщо відійти від лампи на вдвічі більшу відстань, вона виглядатиме у чотири рази тьмянішою. Тож коли астрономічний об’єкт належить до певного класу, для якого вже відома яскравість, за законом обернених квадратів можна вирахувати і відстань до нього. Проте що саме слід обирати у якості стандартних свічок?

Якщо б усі світила мали однакову світність (загальну кількість енергії, випромінену за одиницю часу), кожна з них могла б підійти на цю роль. Натомість світність у зірок відрізняється в залежності від їхнього спектрального класу. Вимірюючи паралакси найближчих зірок, вчені можуть визначити світність для кожного спектрального класу і, знаючи це, використовувати зірки певних спектральних класів для вимірювання відстаней. Проте набагато легше, коли таких зірок декілька, тож астрономи вимірюють відстань до певних скупчень зірок у нашій галактиці.

Для спостережень на більших відстанях потрібні яскравіші стандартні свічки. Наприклад, цефеїди. Це великі змінні зірки, які пульсують, змінюючи свою яскравість із певною регулярністю в залежності від маси. Їх легко виділити серед інших зірок галактик, виміряти період їхньої пульсації також не складно, і до того ж, вони настільки яскраві, що їх можна побачити на відстані до 20 мільйонів парсеків.

Існують й інші яскраві стандартні свічки, що використовуються для вимірювання відстаней далеко за межами сусідніх галактик. Це, зокрема, наднові типу Іа, які можна зафіксувати на відстані навіть у п’ять мільярдів світлових років. Крім того, можна досліджувати і самі спіральні галактики: їхня світність пов'язана зі швидкістю їхнього обертання, яку можна виміряти завдяки ефекту Доплера. Це називається співвідношенням Таллі-Фішера.

На найбільших масштабах астрономи використовують закон Габбла: Всесвіт розширюється із прискоренням у всіх напрямках, і віддалені галактики розбігаються одна від одної. Саме тому за той час, коли випромінювання, створене об’єктом, доходить до спостерігача, довжина його хвилі збільшується — це називається космологічним червоним зсувом. Вимірюючи, наскільки змістилася у червоний бік довжина світла від далекої галактики, можна визначити, наскільки швидко вона віддаляється, а отже, і приблизну відстань до неї (і у часі, і у просторі). Найвіддаленіший об’єкт, до якого можна виміряти відстань — це реліктове випромінювання, світло від первинної плазми раннього Всесвіту, яке рівномірно його заповнює. Старі фотони реліктового випромінювання так довго подорожують, що перейшли у мікрохвильовий спектр.

Як вдалося встановити вік зірок, Всесвіту, галактик, Сонячної системи?

Серед усіх зоряних систем Сонячна система, звичайно ж, найбільш нами вивчена. Матеріали Сонячної системи можна досліджувати в лабораторії, що дозволяє точно визначити її вік. Так, науковці встановили, що Земля існує вже 4,54 мільярдів років, за допомогою радіометричного датування. Багато хімічних елементів гірських порід існують у низці дещо різних форм, відомих як ізотопи. Деякі з ізотопів нестійкі і зазнають радіоактивного розпаду. Швидкість розпаду є постійною для певного ізотопу. Тож радіометричне датування обчислює вік геологічних матеріалів, вимірюючи присутність радіоактивного елемента з тривалим терміном життя та продукту його розпаду, наприклад, співвідношення калію-40 та аргону-40.

Найдавніший мінерал земної кори — це циркон, знайдений в осадовій породі з формації на південному заході Австралії. Його вік складає 4,4 мільярдів років. Цей показник віку має той самий порядок, що й вік, отриманий для певних метеоритів та місячних порід. Таким чином, використовуючи не тільки гірські породи Землі, а й матеріал Сонячної системи, вчені встановили, що вік нашої планети складає приблизно 4,54 млрд років.

Радіометричне датування найдавніших метеоритів Сонячної системи дозволяє дізнатися і вік Сонця. Проте як дізнатися вік інших зірок?

Фізичний стан зірки залежить в основному від її маси та складу. Крім того, склад зірки змінюється з часом, і тому вік також впливає на стан світила. Астрономам вдалося точно дізнатися час існування лише однієї зірки — Сонця. Для жодної іншої зоряної системи ми не можемо провести радіометричне датування матеріалів. Тож, хоча вік зірок не можна виміряти безпосередньо, його можна вирахувати.

Завдяки десяткам років досліджень астрономам відомі основні етапи еволюції зірок. Світила поступово втрачають водень, їхні ядра стискаються і нагріваються. Коли це паливо дійде кінця, досить масивні зірки приймуться за гелій та синтезуватимуть з нього все важчі і важчі елементи. Зрештою, зірка або не зможе досягти температур і тисків, необхідних для синтезу наступного елемента, або утворить залізо (найбільш стійкий елемент) і не зможе більше отримувати ядерну енергію. Ядро світила після цього стає компактним залишком (білим карликом, нейтронною зіркою або чорною дірою), а його зовнішні шари або просто дрейфують у космос, або сильно розкидуються навкруги у вибуху наднової — це, знову ж таки, залежить від початкової маси зірки. Масивні зірки живуть недовго, яскраво світять і закінчують своє існування надновими.

Отже, світила, хоч і дуже повільно, але змінюються. Так, Сонце сьогодні приблизно на 30 відсотків яскравіше, ніж на початку свого існування. Зміна температури та яскравості зірки дає підказку щодо її віку.

Температура зірок пов’язана із їхньою світністю. Цю залежність відображає діаграма Герцшпрунга-Рассела. Схожі за фізичними властивостями зірки займають на цій діаграмі відокремлені області — послідовності. Більшість світил розміщується на головній послідовності, тобто на діагоналі, що йде з верхнього лівого кута. Зірки головної послідовності перетворюють водень на гелій, мають різноманітні маси та, еволюціонуючи, поступово змінюють своє положення на цій послідовності. Ізохронний метод визначення віку таких зірок базується на розташуванні світил на цій діаграмі. Тобто, приблизне значення віку зірки можна отримати, вираховуючи температуру та світність, якщо відома її маса. Проте, у той час як цей метод добре працює для скупчень світил, він набагато гірше підходить для окремих зірок, які не входять до жодної групи.

На відміну від методу гірохронології. Цей спосіб базується на вимірюванні періоду обертання зірки та дозволяє визначати вік окремих маломасивних світил. Астрономи встановили, що швидкість обертання зірки протягом її життя знижується, та вивели залежить між віком, періодом обертання та кольором світила (який залежить від маси і температури поверхні). Невизначеність у віці, вирахуваному за допомогою гірохронології, як правило, становить 15%, що набагато менше, ніж у інших існуючих методів.

Що стосується віку Всесвіту, то дати його приблизну оцінку можна, визначивши вік найстаріших зірок. Вони знаходяться у кулястих скупченнях — щільних групах майже сферичної форми, які складаються з величезної кількості світил. Проте це вимірювання дає дуже неточні результати. Натомість можна скористатися вже згадами законом Габбла, який пов’язує швидкість розширення Всесвіту з його віком. Зараз ми знаємо, що Всесвіт розширюється із прискоренням. Вимірюючи зміни у швидкості розширення Всесвіту за допомогою спостережень реліктового випромінювання, космічний телескоп «Планк» Європейського космічного агентства дозволив дізнатися, що Всесвіт існує вже 13,79 мільярдів років.

Звідки вчені знають склад зірок?

Найпоширенішим методом, який астрономи використовують для визначення складу зірок і атмосфер планет, є спектроскопія. Видиме світло, проходячи крізь призму, розкладається на спектр. У спектрі зустрічаються темні вертикальні смуги — лінії поглинання. Вони утворюються через те, що певні елементи, які входять до складу джерела світла, поглинають світлові хвилі певних довжин.

Коли фотони, що несуть енергію, потрапляють на електрон, той переходить на вищий енергетичний рівень. Потім він знову повертається на нижчий рівень, випромінюючи енергію у вигляді фотона, причому робить це у довільному напрямку. Саме тому в спектрі з’являються темні смуги. Завдяки їм астрономи можуть виявити не тільки види елементів, присутніх у світилі, але й їхню кількість. При цьому треба враховувати, що інші фактори, такі як рух джерела випромінювання, можуть впливати на положення спектральних ліній. Зірки — не єдині об’єкти, для яких спектроскопія дозволяє ідентифікувати хімічні елементи. У цей спосіб можна досліджувати туманності, залишки наднових та галактики.

Так астрономи дізналися, що Сонце в основному складається з водню та гелію. Взагалі, це два найбільш розповсюджених елемента у Всесвіті. Решта хімічних елементів утворюються в надрах зірках і складають лише кілька відсотків загальної маси. Астрономи відносять ці елементи (усі, крім водню та гелію) до металів, хоча ця група включає, наприклад, вуглець та кисень, які не є металами в звичайному розумінні. Відношення кількості важких елементів до кількості водню в зірках називається металічністю. Вона змінюється залежно від історії утворення зірок в регіоні. Зокрема, у центрах галактик знаходяться зірки з найвищою металічністю. Металічність світил також впливає на їхню еволюцію: багаті металами зірки холодніші, більші за розмірами та живуть довше, ніж бідні на метал зірки такої ж маси.

Чому ми впевнені, що у планет є ядра?

Звичайно ж, дослідники не здатні проникнути глибоко всередину навіть нашої планети. Проте вчені покладаються на сейсмічні хвилі, породжені землетрусами та вибухами, які розповсюджуються поверхнею Землі та у її глибинах. Сейсмічні сигнали складаються з декількох видів хвиль. Важливими для розуміння земних надр є так звані Р-хвилі (первинні, або повздовжні), і S-хвилі (вторинні, або хвилі зсуву), які по-різному рухаються крізь твердий і рідкий матеріал.

Хвилі проходять крізь різні частини Землі, і це впливає на те, якими вони «виходять» на іншому кінці. Але S-хвилі, проходячи крізь певні шари, не з'являються на протилежній стороні Землі після зародження взагалі. Причина проста: цей тип хвиль може поширюватися лише крізь твердий матеріал і не може проникати крізь рідину. Таким чином, центр планети виявляється розплавленим, починаючи з глибини 3000 кілометрів. Досліджуючи P-хвилі, науковці виявили, що вони відбиваються від певної межі всередині рідкого ядра — так з’ясувалося, що його внутрішня частина тверда. Цей внутрішній шар ядра починається на глибині приблизно 5000 кілометрів.

Інші планети також диференційовані, тобто мають різні внутрішні шари. Зібрані на Землі залізні метеорити вказують на те, що відділення металу від силікатних частинок є загальним процесом у Сонячній системі. Вважається, що це фрагменти ядер великих древніх астероїдів, які були зруйновані. Радіометричне датування дозволяє дізнатися, що процес формування залізних ядер відбувався протягом перших 5–30 мільйонів років існування Сонячної системи. Коли планети формуються, матеріал розподіляється за густиною, тож силікати складають мантію та кору, а важке залізо опускається вниз і формує ядро.

Крім того, для деяких астрономічних тіл науковці провели такі самі сейсмічні дослідження, як і на Землі. Так, за допомогою даних місій «Аполонів» вдалося дізнатися, що Місяць має невелике ядро, а апарат InSight, що працює на Марсі з 2018 року, вивчає марсотрясіння, щоб дізнатися більше про внутрішній склад планети, і вже встиг оцінити розміри рідкого марсіанського ядра.