Precyzyjne pomiary radialnych prędkości gwiazd
Po rozszczepieniu światła przez Newtona oraz zauważeniu linii widmowych (Wollaston, Fraunhoffer – początek XIX w.) i ich identyfikacji (Kirchhoff i Bunsen, 1859) rozpoczęła się w drugiej połowie XIX w. era spektroskopii gwiazdowej. Gdy w ostatnich latach tegoż wieku okazało się, że nawet obserwowany dotąd tylko na Słońcu hel to taki sam pierwiastek, jak inne znane z ziemskich laboratoriów, spektroskopia stała się bardzo ważnym narzędziem astrofizyka. Pozwala ona bowiem na określenie składu chemicznego, temperatury i ciśnienia w atmosferze gwiazdy
Co to są radialne prędkości gwiazd
Spektroskopia pozwala również na niemal bezpośredni pomiar radialnej
prędkości gwiazdy. Jak sama nazwa wskazuje, prędkość radialna to rzut
prędkości gwiazdy (względem obserwatora) na kierunek patrzenia. Zgodnie
z przyjętą konwencją, gdy ruch zachodzi w kierunku od obserwatora,
prędkość radialna jest uważana za dodatnią. Nietrudno zgadnąć,
że nawet gdyby gwiazdy były nieruchome względem Słońca, to sam
ruch obrotowy i obiegowy Ziemi wokół Słońca powodowałby, że ich
prędkości radialne byłyby niezerowe. Ruch orbitalny Ziemi dawałby bowiem
zmiany prędkości radialnych w zakresie
km/s, wirowy zaś
jedynie
m/s, w zależności od położenia obserwatora na
Ziemi.
Do pomiarów prędkości radialnych gwiazd astronomowie wykorzystują znane
z fizyki zjawiska: rozszczepienie światła i zjawisko Dopplera. Istotne znaczenie
ma także fakt, że Wszechświat składa się z takich samych atomów, które
występują na Ziemi, co pozwala nam identyfikować linie w widmach
gwiazd. Doppler zauważył, że częstość dźwięku powinna zależeć od
prędkości obserwatora i prędkości źródła. W zastosowaniu do fal
elektromagnetycznych wzór Dopplera przewiduje, że prędkość względna
źródła światła i obserwatora (wzdłuż kierunku widzenia, czyli
prędkość radialna) ma się tak do prędkości światła c jak przesunięcie
linii widmowej obserwowanej na fali
do laboratoryjnej
długości fali
tej linii:

Tak więc, aby zmierzyć prędkość radialną, musimy wpierw otrzymać widmo gwiazdy, zidentyfikować występujące w nim linie, a następnie zmierzyć ich przesunięcia względem położeń laboratoryjnych. Oczywiście, otrzymany wynik należy skorygować uwzględniając ruch wirowy i orbitalny Ziemi. Technika ta jest prosta i stosowana jest z powodzeniem od lat. Kłopoty zaczynają się dopiero, gdy chcemy ją zastosować do pomiaru bardzo małych prędkości, czyli przy bardzo małych przesunięciach linii. Na czym polega problem?
Z jaką dokładnością mierzymy prędkości radialne
Każde widmo gwiazdy charakteryzuje się pewną rozdzielczością, zależną od
budowy spektrografu i zastosowanego detektora, na którym widmo jest
zapisane. Wielkość ta,
określa, jak odległe są od siebie dwa kolejne
odróżnialne elementy widma i jest zdefiniowana jako
czyli
jako stosunek długości fali do owej najmniejszej odległości elementów
widma. Dobre spektrografy astronomiczne osiągają
od
do
choć buduje się spektrografy o jeszcze większej rozdzielczości.
Oczywiście,
określa również najmniejszą prędkość radialną,
jaką można danym spektrografem zmierzyć przy pomiarze położenia jednej
linii widmowej. Przy
dokładność będzie wynosić
km/s. Dokładność można poprawić mierząc więcej linii, ale
w praktyce nie dostaniemy dokładności lepszej niż około
km/s.
Co stoi na przeszkodzie? Po pierwsze – mechaniczna niestabilność
spektrografu. Można ją zminimalizować, stosując spektrograf typu Coude, czyli
umieszczony w oddzielnym pomieszczeniu, a nie na teleskopie. Drugim
źródłem niedokładności okazał się proces kalibracji widm gwiazdowych. Aby
dokonać takiej kalibracji, należy obok widma gwiazdy zarejestrować jakieś
dobrze znane widmo, np. lampy Th-Ar. Mierząc położenia
znanych
linii na detektorze tworzy się tzw. funkcję dyspersji
która
następnie pozwala określić nieznane długości fal w widmie gwiazdy na
podstawie ich położenia na detektorze. Ten właśnie proces okazał się nieść
szczególnie wiele niepewności pomiarowych. Przede wszystkim widmo lampy
porównania nie przechodziło w teleskopie i w spektrografie tej samej drogi, co
światło gwiazdy. Ponadto widmo lampy kalibracyjnej rejestrowane było w nieco
innym czasie, niż widmo gwiazdy. Powodowało to, że między tymi dwoma
widmami występować mogły nieprzewidywalne przesunięcia, a co więcej,
kształt (profil) linii w obu tych widmach był nieco inny, bowiem były
one tworzone w faktycznie różnych układach optycznych. Dlatego
przełomem w precyzyjnych pomiarach prędkości radialnych okazało się
uzyskiwanie widma kalibracyjnego i widma gwiazdy za pomocą tego samego
układu optycznego i jednocześnie. Początkowo eksperymentowano
z widmem pary wodnej obecnej w atmosferze Ziemi, później zaczęto
umieszczać przed teleskopem naczynie ( „komórkę”) zawierające gaz, którego
widmo stanowić miało wzorzec do kalibracji. Ostatecznie w wyniku wielu
doświadczeń zdecydowano się na komórki z parami jodu I
Pary
jodu – poza tym, że są silnie trujące – mają też inna wadę: pochłaniają
część widma gwiazdy, bowiem komórka faktycznie gra rolę filtru, który
w zakresie
nm ma po kilkadziesiąt linii absorpcyjnych
na 1 nm. Rejestrowane widmo gwiazdy zawiera więc dodatkowo tysiące
wąskich linii absorpcyjnych, stanowiących wyśmienite widmo kalibracyjne,
które ma jeszcze jedną zaletę. Ponieważ światło, na którym swe piętno
w postaci linii absorpcyjnych wycisnęły pary jodu, przeszło przez cały układ
optyczny, kształt linii widma kalibracyjnego niesie informację o tym,
jak układ optyczny ten kształt modyfikuje. Innymi słowy, uzyskawszy
widmo par jodu w laboratorium i porównawszy je z widmem uzyskanym
danym teleskopem i spektrografem, możemy odtworzyć tzw. profil
instrumentalny stosowanego do pomiarów prędkości radialnych układu
optycznego.
Wspomniałem już, że stosując tradycyjną metodę pomiaru można polepszyć dokładność mierząc przesunięcia wielu linii. Ilu? Tu odpowiedź jest prosta: najlepiej wszystkich. W tym miejscu pojawia się oczywisty problem techniczny: jak zmierzyć położenia wszystkich linii w widmie, skoro są ich przecież tysiące?! Otóż tych położeń w ogóle się nie mierzy! Najpierw rejestrujemy widmo gwiazdy bez komórki z jodem oraz wykonujemy serię zdjęć widma tej gwiazdy z użyciem komórki (bo chcemy mierzyć zmiany prędkości radialnej). Mając widmo „czyste”, widmo samego jodu oraz profil instrumentalny (wszystko oczywiście w zapisie cyfrowym), każemy teraz komputerowi wymodelować widmo gwiazdy z nałożonym widmem jodu dla rozmaitych przesunięć dopplerowskich. Najważniejsze jest to, że w komputerze przesunięcia te będą bardzo precyzyjnie określone. Któreś widmo modelowe będzie pasować do któregoś widma z serii obserwacyjnej, a komputer wskaże (i to bardzo dokładnie!), jakiemu odpowiada to przesunięciu dopplerowskiemu. Stwierdzenie, że któraś funkcja (widmo) „pasuje” do innej, to znany problem już tylko numeryczny. Przedstawiona tu metoda zaowocowała nieprawdopodobnym wzrostem dokładności wyznaczeń prędkości radialnych, można mianowicie mierzyć prędkość radialną z dokładnością rzędu kilku metrów na sekundę! Co prawda trzeba przyznać, że metoda działa dla widm zawierających wiele ostrych linii, czyli tylko dla gwiazd chłodnych (późnych typów widmowych).
Po co to wszystko?
Pomiary zmian prędkości radialnych gwiazd podwójnych pozwalają
astronomom wyznaczyć masy gwiazd stanowiących dany układ. Najczęściej
jest tak, że widoczny jest ruch tylko jednej, jaśniejszej gwiazdy. Analiza zmian
prędkości radialnych pozwala wyznaczyć w takim wypadku masę mniejszej,
niewidocznej gwiazdy (o ile wiadomo, jaką masę ma widoczna). Nietrudno już
przewidzieć, że tym składnikiem niewidocznym może równie dobrze
być planeta. Np. by odkryć z daleka „naszego” Jowisza, należało by
zmierzyć amplitudę zmian prędkości radialnej Słońca wynoszącą
m/s, zaś do „odkrycia” Ziemi trzeba by móc zmierzyć
odpowiednio
m/s. Jest to jeszcze niewykonalne, co gorsza,
metoda ta wymaga czasu porównywalnego z okresem orbitalnym planety,
który dla Jowisza wynosi blisko 12 lat. Niemniej początek odkrywania
planet został już zrobiony (Aleksander Wolszczan w 1992 roku). Dziś
znamy 185 planet krążących wokół innych słońc, a 173 z nich odkryto
właśnie techniką precyzyjnych pomiarów prędkości radialnych. Celem
prowadzonych obecnie dużych projektów obserwacyjnych jest – ze
zrozumiałych względów – poszukiwanie planet podobnych do Ziemi.
Jednym z nich jest projekt realizowany we współpracy naukowców
z Torunia i z Pensylwanii, którego celem jest poszukiwanie planet przy
czerwonych olbrzymach, czyli przy gwiazdach takich, jaką Słońce stanie się za
kilka miliardów lat. Zresztą znajdowanie planet przez toruńczyków
ma długą historię. Wszak to Kopernik „wstrzymawszy Słońce” nadał
Ziemi (i pięciu innym ciałom) charakter planet. Być może program
poszukiwania planet przy czerwonych olbrzymach pozwoli podtrzymać tę
tradycję.