agnPri raziskovanju zvezd, galaksij in drugih nebesnih objektov je izredno pomembno, da poznamo njihovo oddaljenost. Brez tega podatka je naše razumevanje opazovanih objektov zelo okrnjeno. Astronomi so v potrebi po merjenju razdalj razvili številne metode, ki se še danes uspešno uporabljajo. Pred kratkim je skupina astrofizikov predlagala novo, izjemno zanimivo in preprosto metodo za merjenje razdalj do zelo oddaljenih objektov: metoda temelji na opazovanju aktivnih galaktičnih jeder. 

Merjenje razdalj v astronomiji ima že dolgo zgodovino. Aristarh (~310 - 230 pr. n. št.) je bil prvi mislec, za katerega vemo, da je poskušal izmeriti razdalje v Vesolju. V svojem edinem ohranjenem delu "O razdalji med Soncem in Luno" opisuje različne meritve, s katerimi je uspel izmeriti razmerja velikosti Sonca, Lune in Zemlje ter njihove medsebojne oddaljenosti. Na podlagi rezultatov je zaključil, da je Sonce središče Vesolja in da se Zemlja z ostalimi planeti giblje okoli Sonca - kot vemo, je bil ta pogled splošneje sprejet šele malo manj kot 2000 let kasneje!

Aristarchus working

Skica Aristarhove metode merjenja medsebojne velikosti Sonca, Zemlje in Lune. Skica je bila objavljena v kopiji (iz 10. stoletja našega štetja) Aristarhovega dela "O razdalji med Soncem in Luno". Vir

Danes poznamo mnogo različnih metod merjenja oddaljenosti astronomskih objektov. Tehnike se razlikujejo glede na oddaljenost opazovanega objekta. Tako razdaljo do bližnjih planetov našega Osončja lahko izmerimo z radarskimi meritvami. Zvezde so seveda v primerjavi s planeti od nas neprimerno bolj oddaljene. Oddaljenosti tistih bližnjih lahko izmerimo s pomočje paralakse. Za bolj oddaljene objekte pa moramo izbrati drugačno strategijo.

Razdaljo do sevajočega objekta najlažje izmerimo prek primerjave svetlosti oddaljenih objektov. Iz izkušenj vemo, da je svetilka, postavljena na različnih oddaljenostih, različno svetla. Če izmerimo njeno navidezno svetlost (t.j. gostoto svetlobnega toka s svetilke), pri tem pa poznamo s kakšno močjo svetilka sveti (t.j. kakšen je njen izsev), lahko izračunamo razdaljo do svetilke [1]. Povsem enak princip lahko uporabimo tudi na primeru astronomskih objektov, za katere poznamo izsev. Takim objektom pravimo standardni svetilniki. Izsev oddaljenih zvezd lahko določimo s pomočjo natančnega modeliranja njihovih spektrov, izsev zvezdnih kopic preko informacije o njihovi barvi. Razdaljo do bližnjih galaksij lahko izmerimo prek opazovanj svetlih zvezd, katerih izsev se s časom spreminja. Perioda utripanja je sorazmerna povprečnemu izsevu teh zvezd, imenovanih kefeide. A tudi kefeide kaj kmalu postanejo pretemne, da bi bile uporabne za merjenje razdalj do bolj oddaljenih galaksij. Na pomoč nam pridejo eksplozije zvezd: supernove. Poseben tip supernove (tip Ia), ki nastane ob eksploziji bele pritlikavke, je prav tako standarden svetilnik. Supernove lahko uporabljamo za merjenje razdalj do precej oddaljenih  galaksij, a razdalje do galaksij v mladem vesolju tudi s supernovami ne moremo izmeriti [2].

Ali bi lahko razdalje merili tudi kako drugače? Predvsem bi radi razširili merjenje razdalj do objektov v mladem Vesolju. To nas pripelje do nedavne študije, ki so jo objavili japonski raziskovalci. V njej pokažejo, da bi lahko na podlagi preprostih argumentov za merjenje razdalj uporabili opazovanja aktivnih galaktičnih jeder. Aktivna galaktična jedra so vroča, aktivna jedra galaksij (jedro naše Galaksije ni aktivno), ki uničijo vso snov v svoji bližnji okolici. Posledično prah v takšni galaksiji najdemo v toroidalni obliki (oblika krofa z luknjo na sredini) okoli jedra.

torus geometry agn

Geometrija problema merjenja razdalje s pomočje aktivnega galaktičnega jedra (ang. active galactic nucleus - AGN), obdanega s toroidnim pasom prahu. Vir: Astrobites

 

Prah okoli jedra absorbira ultravijolično (UV) svetlobo, ki jo seva jedro. UV svetloba segreje prah, ki zaradi tega seva svetlobo v daljših, infrardečih valovnih dolžinah. Zanimivo je, da se svetlost nekaterih jeder s časom periodično spreminja. Torej bomo tudi pri svetlosti prašnega obroča opazili enako periodično spreminjanje. A ker je obroč od jedra oddaljen za precejšnjo razdaljo, potrebuje ultravijolična svetloba za pot od jedra do prahu nekaj časa in posledično bo spreminjanje svetlosti obroča v časovnem zamiku v primerjavi s spreminjanjem sevanja jedra.

Opazujemo lahko tako jedro kot tudi prašni obroč - na ta način izmerimo časovni zamik med spreminjanjem njune svetlosti, s tem pa tudi razdaljo med jedrom in obročem. Račun pokaže, da velja preprosta zveza med izsevom jedra in razdaljo do jedra. Torej preko izmerjene razdalje do jedra lahko izračunamo izsev jedra. S tem pa je jedro postalo standardni svetilnik in lahko izračunamo razdaljo do galaksije!

Tehnika je bila uporabljena na manjšem vzorcu bližnjih galaksij. Izkazalo se je, da so rezultati komplementarni merjenju razdalj s pomočjo kefeid. A ker aktivna galaktična jedra lahko najdemo tudi na veliko večjih razdaljah (v mladem Vesolju), bi opisana tehnika lahko imela izredno velik potencial v prihodnosti.

hubble diagram agn dist

Primerjava merjenja razdalj s pomočjo AGN-jev (rdeče meritve) in kefeid (zelene meritve). Izmerjene razdalje so na horizontalni osi, na vertikalni osi pa so izmerjene hitrosti oddaljevanja (zaradi širjenja prostora). Meritve obeh tehnik so komplementarne in imajo podobno velike napake. A z AGN-ji lahko merimo razdalje do dosti bolj oddaljenih galaksij. Vir: Yoshii et al. 2014


-------------------------------------------------------

[1] Če izsev nebesnega objekta označimo z L, gostoto svetlobnega toka objekta pa z j, potem velja j = L/(4pi d^2), kjer je d razdalja do objekta.

[2] V tem članku govorimo o direktnem merjenju razdalj. Razdalje do objektov v mladem vesolju lahko izmerimo preko opazovanj spektralnih črt v njihovih spektrih - črte so premaknjene zaradi širjenja prostota in posledično pojava kozmološkega rdečega premika. A pri tej metodi uporabljamo model širjenja vesolja, ki je umerjen s pomočjo razdalj, pridobljenih s pomočjo direktnega merjenja.

Vira: Yoshii et al. 2014Astrobites