KORENI SAVREMENOG KOSMOLOSKOG MODELA
2.deo
Godine 1868. Doplerov efekat dobio je veliki znacaj za astronomiju, kad je poceo da se primenjuje za proucavanje linijskih spektara. Minhenski opticar Jozef Franhofer je 1814 i 1815. godine otkrio da ako se sunceva svetlost propusti prvo kroz uzan prorez a zatim kroz opticku prizmu, na dobijenom delu spektra se uocavaju stotine tamnih linija. Ove tamne linije su se uvek nalazile na istim mestima u spektru i svaka je odgovarala jednoj odredjenoj talasnoj duzini svetlosti. Te iste linije Franhofer je otkrio i u spektrima meseca i nekih sjajnih zvezda. Uskoro je shvaceno da su one rezultat selektivne apsorpcije svetlosti odredjenih talasnih duzina do koje dolazi pri prolasku svetlosti emitovane sa povrsine zvezde kroz njenu atmosferu. Svaka linija je posledica apsorpcije svetlosti od starne odredjenog hemijskog elementa. Mi danas znamo da talasne duzine ovih tamnih linija odgovaraju talasnim duzinama fotona, pri kojima on ima dovoljno energije da prevede atom nekog elementa iz stanja nize energije u pobudjeno stanje.
Vrste spekta (odozgo na dole) – vidljivi, apsorpcioni, emisioni, crveni pomak, plavi pomak
Godine 1868. Viljem Hajgens je utvrdio da su ove tamne linije u spektrima nekih sjajnih zvezda pomerene ili ka crvenom ili ka plavom delu spektra u odnosu na svoj polozaj u Suncevom spektru. Ovu pojavu je on tacno objasnio na osnovu Doplerovog pomaka, odnosno kao posledicu kretanja posmatrane zvezde od Zemlje, ili ka njoj. Odredjivanje brzine pomocu Doplerovog pomaka je vrlo precizna metoda, jer se talasne duzine mogu meriti sa veoma velikom tacnoscu - nije nista cudno da se tabelarne vrednosti talasnih duzina daju i sa 8 znacajnih cifara. Ova tehnika zadrzava isto tako svoju tacnost bez obzira na udaljenost svetlosnog izvora, samo ako je posmatrana zvezda dovoljno sjajna u odnosu na nocno nebo da bi spektralne linije mogle jasno da se uoce.
Doplerov efekat je postao znacajan u kosmologiji tek onda kada su astronomi poceli da proucavaju spektre objekata koji su mnogo udaljeniji od vidljivih zvezda. Pored Meseca, planeta i zvezda na nocnom nebu postoje jos dva objekta koja se vide na nebu, a od velikog znacaja su za kosmologiju.
Razlika u crvenim pomacima
različitih nebeskih objekata
Jedan od njih je toliko upadljiv i sjajan da se u toku vedrih letnjih noci jasno vidi i golim okom. To je svetla traka koja se pruza u velikom luku preko nebeskog svoda, poznata jos iz drevnih vremena kao Mlecni put. Godine 1750. Englez Tomas Rajt izdao je knjigu Orijentalana teorija ili nova hipoteza o vasioni, u kojoj je izneo svoje misljenje da zvezde leze u ravni jedne pljosnate ploce, oblika tocila, konacne debljine, ali ogromne povrsine. Trebalo je da prodje mnogo vremena da bi Rajtova teorija bila prihvacena. Danas znamo da je Mlecni put sacinjen od jednog pljosnatog zvezdanog diska, precnika od oko 80 hiljada svetlosnih godina i debljine od oko 6 hiljada svetlosnih godina. On takodje sadrzi i jedan sferni zvezdani halo, precnika skoro 100 hiljada svetlosnih godina. Njegova ukupna masa se procenjuje na oko 100 milijardi Suncevih masa. Suncev sistem se nalazi na negde oko 30 hiljada svetlosnih godina od centra diska. Citav ovaj sistem se danas obicno naziva Galaksija ili, posmatrano sire “nasa galaksija”.
Drugi objekat na nocnom nebu mnogo je manje upadljiv od Mlecnog puta. U sazvezdju Andromeda postoji jedan maglicast pramen koji nije lako uociti, ali koji se jasno vidi tokom vedrih noci, ako znate gde da trazite. Verovatno prvi zapis o ovom objektu je onaj u Knjizi o zvezdama stajacicama, spisku zvezda koji je 964. godine sastavio persijski astronom Abdurhman Alsufi. On je pomenuti objekat opisao kao “mali oblak”. Kasnije u XVII i XVIII veku, sa otkricem teleskopa, pronadjeno je jos mnogo ovakvih objekata, a astronomi su shvatili da ih ovi objekti ometaju u istrazivanju kometa. Sa ciljem da sastavi spisak objekata koje ne treba posmatrati dok se “love” komete, Sarl Mesije je 1781. godine izdao svoj cuveni katalog Magline i zvezdana jata. Astronomi jos uvek 110 objekta oznacavaju brojevima kojima ih je Mesije oznacio u svom katalogu. Tako je maglina Andromeda oznacena sa M31, maglina Raka sa M1, itd.
Jos u Mesijevo vreme znalo se da svi objekti ovog kataloga nisu medjusobno isti. Neki su ocigledno jata zvezda (npr. Plejade – M45), drugi su nepravilni oblaci blestavog gasa (npr. velika maglina u Orionu – M42). Danas znamo da se obe ove vrste objekata nalaze u nasoj galaksiji i da oni nemaju veliki znacaj za kosmologiju. Medjutim, jednu trecinu objekata u ovom katalogu cinile su bele magline, prilicno pravilnog elipticnog oblika, slicne vec pomenutoj Andromedinoj maglini. Usavrsavanjem teleskopa otkrivano je sve vise i vise ovakvih objekata, i krajem XIX veka na nekima od njih identifikovani su spiralni kraci (npr. M31 i M33). Ali, ni najbolji teleskopi XIX veka nisu mogli da razluce spiralne magline u zvezde i njihova prava priroda ostala je nerazjasnjena.
Galaksija Andromena (ili M31) je naša najbliža galaksija. Nalazi se na daljini od 2,2 miliona svetlosnih godina. Ovo je za većinu ljudi najdalji objekat koji mogu da vide golim okom. Pored Andromede na slici se još vide i galaksije M32 i M110
Pretpostavku da su neke od maglina ustvari galaksije kao sto je nasa prvi je izneo Emanuel Kant. Prihvativsi Rajtovu teoriju o Mlecnom putu Kant je 1755. godine u svojoj Opstoj istoriji prirode i teoriji o nebu izneo hipotezu da su magline oblika kruznog diska i velicine kao sto je nasa galaksija. Ideja o vasioni ispunjenoj galaksijama bilo je siroko prihvaceno u XIX veku. Ipak, i dalje je postojala mogucnost da su to takodje objekti u nasoj galaksiji, kao ostali objekti Mesijeovom katalogu. Veliki izvor zablude bila su otkrica zvezdanih eksplozija u nekim od spiralnih maglina. Ako su ove magline zaista nezavisne galaksije, suvise udaljene da bismo u nima razlikovali pojedine zvezde, onda bi ove eksplozije morale da budu neverovatno snazne. Mi danas znamo da su ove zvezdane eksplozije bile takvog reda velicine “da i sama masta mora da ustukne pred tom mogucnoscu”. To su bile supernove – eksplozije u kojima svetlost jedne zvezde postaje po intenzitetu jednaka svetlosti citave galaksije, ali 1893. god. to nije bilo poznato.
Tek je Edvin Habl 1923. godine pomocu novopostavljenog 100” teleskopa na Maunt Vilsonu, u blizni Los Andjelesa, po prvi put bio u mogucnosti da vidi pojedinacne zvezde u maglini Andromeda. Video je da se u spiralnim kracima ove magline nalaze promenljive zvezde tada vec dobro proucenog tipa – cefeide. Kod ovog tipa promenljivih zvezda moguce je na osnovu posmatranja odrediti apsolutni sjaj zvezda, a samim tim i njenu daljinu. Habl je posmatrao prividan sjaj cefeida iz Andromede a njihov apsolutni sjaj procenjivao na osnovu perioda, i pomocu ta dva podatka bio je u mogucnosti da izracuna daljinu zvezde, odnosno citave magline. Da bi ovo izracunao koristio je prosto pravilo da je vidljivi sjaj direktno proporcionalan apsolutnom sjaju i obrnuto proporcionalan kvadratu rastojanja. Habl je zakljucio da se maglina Andromede nalazi na udaljenosti od 900.000 svetlosnih godina, odnosno na 10 puta vecoj daljini od najudaljenijih poznatih objekata u nasoj galaksiji. Volter Bad i drugi astronomi kasnije su ponovo odredjivali rastojanje do magline Andromeda i danas se ono procenjuje na oko 2,2 miliona svetlosnih godina, ali sustina postupka bila je jasna jos 1923. godine. Prema tome, maglina Andromeda i hiljade slicnih maglina su galaksije kao sto je i nasa, nalaze se na velikim rastojanjima i ispunjavaju vasionu u svim pravcima.