Nasza wiedza o pierwszych chwilach istnienia Wszechświata jest znikoma, bo warunki wtedy panujące były na tyle ekstremalne, że fizyka, którą obecnie znamy, nie jest w stanie ich dobrze opisać. Aby to dobrze zrobić, musielibyśmy stworzyć kwantową teorię grawitacji, a jak na razie wciąż nam się to nie udaje.

Co ciekawe, zarówno nasze teorie jak i obserwacje, które wykonujemy, są w stanie opisywać to, co działo się dosłownie chwilę później. Pisząc chwilę mam na myśli naprawdę krótki okres czasu, bo mówimy tutaj o wartościach na poziomie 10 do minus 40 sekundy! Na potrzeby niniejszego tekstu nie musimy sięgać jednak tak daleko w przeszłość – wystarczy, gdy zastanowimy się nad okresem, kiedy cały nasz Wszechświat miał wiek od około 10 sekund do 20 minut. Wtedy panowały w nim warunki mniej więcej takie, jak obecnie we wnętrzach masywnych gwiazd. Nic więc dziwnego, że istniejące już wtedy cząstki elementarne, na skutek reakcji syntezy termojądrowej, tworzyły wtedy pierwsze pierwiastki. Okres ten astronomowie nazywają etapem nukleosyntezy pierwotnej. Jak już wspomnieliśmy, zakończył się on w momencie, gdy Wszechświat miał około 20 minut, a jego temperatura spadła do takich wartości, w których reakcje termojądrowe nie mogły już powszechnie zachodzić.

----- R E K L A M A -----

RABATY FUJIFILM DO 10000zł

Fujifilm X-T5 BLACK

8798 zł 6798 zł

FujiFilm 50-140/2.8 XF R LM OIS WR

7358 zł 6498 zł

Fujifilm 8/3.5 XF R WR

3858 zł 2998 zł

Fujifilm X-H2S

11358 zł 10498 zł

Zaowocowało to ustaleniem pierwotnego składu chemicznego Wszechświata. W zasadzie składał się on wtedy wyłącznie z wodoru (75%) i helu (25%). Gdyby przyjrzeć się uważniej, okazałoby się, że znaleźlibyśmy tam jeszcze niewielkie ilości (w sumie 0.01%) deuteru (izotop wodoru) i helu-3 (izotop standardowego helu-4), a także wręcz śladowe (na poziomie 10 do potęgi −10) ilości litu i berylu. Z tym że ten ostatni pierwiastek występował tylko w formie niestabilnego berylu-7, który rozpadał się (czas połowicznego zaniku to ponad 50 dni) do litu.

Ten skład Wszechświata, czyli w zasadzie tylko wodór, hel i znikome ilości litu, pociągnął za sobą specyficzne nazewnictwo, którym posługują się astronomowie. Ku rozpaczy chemików, dla astronomów wszystko, co nie jest wodorem i helem to… metal. Stąd jeśli astronom pisze lub mówi o metaliczności gwiazdy, ma na myśli to, jaką część jej składu chemicznego zajmują pierwiastki cięższe od wodoru i helu. Najczęściej stosuje się tutaj notację w formie X,Y,Z, gdzie X to zawartość wodoru, Y helu, natomiast Z to cała reszta pierwiastków. Przy czym, z oczywistych względów musi zachodzić relacja: X+Y+Z=1. Przykładowo, dla powierzchni naszego Słońca owe wartości to: X=0.7381, Y=0.2485, Z=0.0134.

Porównanie składu chemicznego Słońca i składu Wszechświata po zakończeniu nukleosyntezy pierwotnej pokazuje nam, jakie zmiany zaszły od tego czasu. Ubyła zauważalna ilość wodoru, ciut mniejsza ilość helu, a wzrosła zawartość pierwiastków cięższych. To oczywiście efekt pracy bilionów gwiazd, które przez ponad 13 miliardów lat od powstania Wszechświata procesowały wodór w hel, a potem w cięższe pierwiastki i rozsiewały je po okolicy w postaci efektownych wybuchów supernowych. W dosłownym sensie możemy nazywać się dziećmi gwiazd, bo każdy atom węgla, na którym oparte jest nasze ziemskie życie, każdy atom tlenu, dzięki któremu oddychamy i dzięki któremu mamy wodę, powstał kiedyś we wnętrzu gwiazdy.

Gromada kulista M92 sfotografowana przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a. Źródło: NASA/ESA

Jeśli chcielibyśmy jakoś pocieszyć chemików, możemy dodać, że astronomowie mówiąc o metaliczności gwiazdy nie zawsze mają na myśli wartość Z, która opisuje wszystko to, co nie jest wodorem i helem. Bardzo często używa się też wartości [Fe/H], czyli stosunku zawartości żelaza do wodoru. Dlaczego akurat żelaza? W astronomii to o tyle ważny pierwiastek, że na nim kończy się możliwość uzyskiwania energii z reakcji termojądrowych. Reakcje łączenia wszystkich pierwiastków lżejszych od żelaza są egzotermiczne, czyli uzyskuje się z nich energię. Łączenie jąder cięższych wymaga dostarczenia energii z zewnątrz i nie może być źródłem powstrzymywania kolapsu grawitacyjnego gwiazdy.

Warto jednak tutaj uściślić, co dokładnie rozumiemy przez wartość [Fe/H]. Dokładny wzór wygląda następująco:

[Fe/H] = log (Fe/H)_* − log (Fe/H)_Słońce

Wielkość ta mówi nam więc o różnicy logarytmów dziesiętnych stosunku zawartości żelaza do wodoru w omawianym obiekcie i w naszym Słońcu. Trzeba pamiętać, że mamy tutaj do czynienia ze skalą logarytmiczną. Jeśli więc mamy [Fe/H]=0, oznacza to, że metaliczność gwiazdy jest taka sama jak Słońca, jeśli [Fe/H]=−1, to rozumiemy że jej zawartość żelaza jest dziesięć razy mniejsza niż w Słońcu, a [Fe/H]=−2 wskazuje na aż stukrotnie mniejszą obfitość żelaza niż w naszej dziennej gwieździe.

Warto tutaj nadmienić, że gdy astronomowie mówią o metaliczności czy zawartości żelaza, mają najczęściej na myśli skład chemiczny na powierzchni gwiazdy. To z tych obszarów dociera do nas światło, z którego potem uzyskujemy widma. Analizując rozkład oraz natężenia różnych linii emisyjnych i absorpcyjnych w widmie gwiazdy jesteśmy w stanie określić jej skład chemiczny z dużą dokładnością. Skład chemiczny wnętrz gwiazdowych jest trudniejszy do wyznaczenia i robi się to najczęściej albo w oparciu o modele, albo w oparciu o metody pośrednie (np. szczegółową analizę tego jak gwiazda pulsuje).

Nikogo nie powinien dziwić fakt, że im mniej metali ciężkich na powierzchni zawiera badany obiekt, tym bardziej podejrzewamy go o zaawansowany wiek. Naprawdę stare gwiazdy i galaktyki rodziły się krótko po zakończeniu nukleosyntezy pierwotnej, a więc miały do dyspozycji tylko wodór i hel. Młode gwiazdy, które rodzą się obecnie zaczynają swoją ewolucję mając w swoich wnętrzach zauważalne pokłady elementów cięższych, które powstały w jądrach gwiazd poprzednich populacji.

Gromada kulista M92 sfotografowana przez teleskop amatorski. Źródło: Wikipedia. Fot. Hunter Wilson.

I tutaj dochodzimy powoli do bohatera naszego odcinka, czyli gromady kulistej M92. Od dawna wiemy, że gromady kuliste należą do najstarszych obiektów we Wszechświecie. Jeszcze 20–30 lat temu modele je opisujące pokazywały, że ich wiek jest większy niż wiek Wszechświata. Była to oczywista sprzeczność, która nurtowała wielu astronomów i wtedy uznawano to za jeden z największych problemów ówczesnej astrofizyki. Jednym z naukowców, który walnie przyczynił się do wyjaśnienia tej sprzeczności, był promotor mojego doktoratu, niestety już nieżyjący, prof. Janusz Kałużny.

Gdy gromady kuliste naszej Galaktyki uszeregujemy według rosnącej metaliczności, okaże się, ze na samym początku listy znajdziemy właśnie M92. W zależności od tego, na jaką pracę naukową się powołamy, dokładna wartość jej zawartości metali może się różnić, ale znaczna większość badaczy zgadza się, że mamy tutaj do czynienia z wartością na poziomie [Fe/H]=−2.2. Oznacza to, że gwiazdy M92 zawierają prawie 160 razy mniej metali niż Słońce! To sugeruje, że mamy do czynienia z naprawdę starym obiektem.

Zarówno polska jak i angielska Wikipedia podają, że wiek M92 to 14.2 ±1.2 miliarda lat. Biorąc pod uwagę, że najdokładniejsze pomiary wieku Wszechświata, jakie mamy, mówią o wartości 13.8 miliarda lat, gromada M92 byłaby miej więcej tam samo stara jak Wszechświat, a jest to z oczywistych względów niemożliwe. Modele pokazują, że pierwsze gromady kuliste mogły powstać dopiero kilkaset milionów lat po Wielkim Wybuchu, a więc najstarsze z nich mogą mieć co najwyżej 13 miliardów lat. Wartość 14.2 miliarda lat dla M92 jest podawana na podstawie pracy N. Pausta i współpracowników z roku 2007. Gdy spojrzymy w fachową literaturę z ostatnich kilku lat, okaże się jednak, że od tego czasu pomiary wyraźnie zrewidowano. Przykładowo, w 2010 roku ukazała się praca grupy astronomów kierowanej przez A. Di Cecco z Uniwersytetu w Rzymie, która mówi o wartości 11.5 ±1.5 miliarda lat. Ta wartość nie wzbudza już żadnych podejrzeń i nie stoi w sprzeczności z najlepszymi oszacowaniami wieku Wszechświata.

Można jeszcze zadać pytanie, dlaczego wyniki prac naukowców oddalone od siebie o tylko trzy lata podają tak mocno różniące się od siebie wartości? Jest przecież ogromna różnica pomiędzy wynikiem 11.5 i 14.2 miliarda lat. Odpowiedź jest bardzo prosta. Astronomia nie jest łatwą dziedziną i uzyskanie dokładnych wartości wielu podstawowych parametrów fizycznych badanych obiektów jest niezwykle trudne. Aby dobrze oszacować wiek gromady, musimy znać odległość, w jakiej się ona znajduje, jej skład chemiczny, wpływ materii międzygwiazdowej, która znajduje się pomiędzy nami a gromadą, a także musimy wykonać bardzo dobrej jakości pomiary jasności i kolorów gwiazd w gromadzie. Ocena każdego z tych parametrów nie jest prosta i wprowadza swoje błędy.

Diagram barwa-jasność dla gwiazd z gromady kulistej M92 uzyskany przy pomocy teleskopu 1.8 metra. Źródło: Dong-Hwan Cho et al. (2016).

Na tym nie koniec. Mając już rzeczywiste kolory i jasności gwiazd, musimy za pomocą odpowiednich modeli przetransformować je na temperatury i moce promieniowania, a do nich dopasować kolejne modele, w których zaklęta jest kolejna paczka niewiadomych i do pewnego stopnia wolnych parametrów, których lekkie zmiany mogą wpływać na ostateczny wynik.

Diagramy barwa-jasność dla gwiazd z gromad M53 i M92 i dopasowane do nich izochrony o zadanej metaliczności. Źródło: Dong-Hwan Cho et al. (2016).

Dosyć dobrze widać to na powyższym wykresie. Naniesiono tam izochrony (linie stałego wieku) dla zakresu od 10 do 18 miliardów lat (przy zadanym składzie chemicznym). Rozpiętość wieku ogromna, a różnice w przebiegu poszczególnych linii niezbyt duże. To pokazuje wyraźnie, jak trudne zadanie mają przed sobą astronomowie, którzy próbują dokładnie określić wiek obiektów kosmicznych.

Czy możemy więc z przekonaniem twierdzić, że M92 to najstarsza gromada kulista w Galaktyce, tak jak podają to niektóre źródła? Nie do końca. Na pewno należy ona do małej grupy obiektów najbardziej zaawansowanych wiekowo i posiadających najmniej elementów ciężkich, ale czy znajduje się na czele tej listy, nie możemy być pewni. Jest kilka innych, równie mocnych kandydatek, a błędy pomiarowe nie pozwalają na wskazanie jednoznacznego faworyta.

Nie zmienia to faktu, że M92 jest jednym z najciekawszych i najbardziej imponujących obiektów naszego nieba. Co ciekawe, jednocześnie bardzo często pomijanym i zapomnianym. Bijąc się w piersi, sam mogę szczerze przyznać, że gdy prowadzę pokaz nieba, zawsze jego żelaznym punktem jest leżąca w gwiazdozbiorze Herkulesa gromada kulista M13. Położona w tej samej konstelacji M92, będąc niewiele mniej efektowna i słabsza, wylatuje z mojej pamięci i po M13, zamiast zatrzymać się przy niej na chwilę, przechodzę szybko do pokazywania innych obiektów.

Pole 12×12 minut łuku zawierające M92 uzyskane z przeglądu Sloan Digital Sky Survey. Źródło: Wikipedia.

Gromada M92 to obiekt wiosenny. Najlepsze warunki do obserwacji występują na przełomie maja i czerwca, kiedy to w okolicach północy góruje prawie 80 stopni nad horyzontem. Warto jednak dodać dwie rzeczy. Po pierwsze, deklinacja M92 wynosi aż 43 stopnie, a to oznacza, że jest ona w Polsce obiektem okołobiegunowym i nigdy nie chowa się pod horyzont. Po drugie, końcówka maja, cały czerwiec i początek lipca nie jest u nas najlepszym czasem do obserwacji astronomicznych, ze względu na to, że Słońce chowa się wtedy nisko pod horyzontem i niebo nie jest dostatecznie ciemne. Z obserwacjami M92 można więc spokojnie poczekać do wakacji. W sierpniu noce są już ciemne, wciąż ciepłe, a jednocześnie pogodne. Dodatkowym atutem jest to, że z obserwacjami nie trzeba czekać do późnych godzin nocnych. Wieczorem M92 jest już po górowaniu, ale nadal znajdziemy ją wysoko, bo 60–70 stopni nad horyzontem, czyli w świetnych warunkach do obserwacji. Naprawdę warto je wykorzystać i podczas jednej sesji obserwacyjnej zaznajomić się zarówno z M13 jak i z M92. Z drugiej strony, "nocne Marki" mogą rozpocząć sezon na M92 już w kwietniu i wypatrywać jej w drugiej połowie nocy lub nad ranem.

Widok na południową część nieboskłonu w okolicach północy na przełomie maja i czerwca.

M92 leży w północnej części gwiazdozbioru Herkulesa. Dość łatwo ją znaleźć używając jako drogowskazów gwiazd Pi i Eta Herculis. Gromada wraz z nimi tworzy trójkąt prawie równoboczny o boku około 7 stopni, lekko tylko przechylony w kierunku Pi Herculis. Gdy dysponujemy naprawdę dobrym wzrokiem, odpowiednio zaadoptujemy go do ciemności i jednocześnie prowadzimy obserwacje z ciemnego miejsca, powinniśmy dojrzeć M92 gołym okiem jako słabą gwiazdę o jasności 6.3 mag.

Konstelacja Herkulesa z zaznaczonym położeniem jej dwóch jasnych gromad kulistych czyli M13 i M92.

Gdy użyjemy przeglądowej lornetki o średnicy obiektywu 40–50 mm, bez problemów zorientujemy się że nie mamy do czynienia z gwiazdą. W tego typu lornetce M92 jawi nam się jako niewielka mgiełka z jasnością wzrastającą w kierunku centrum.

Niestety nawet użycie całkiem sporych lornetek o obiektywach 70–80 mm, których typowe powiększenia zawierają się w przedziale 10–20 razy, może nie pozwolić nam rozdzielić pojedynczych gwiazd w M92. Uda nam się to dopiero wtedy, gdy zastosujemy duże lornety klasy 100–150 mm z wymiennymi okularami, które pozwolą na uzyskanie powiększeń w okolicach kilkudziesięciu razy lub większych. Dojrzenie pojedynczych gwiazd w M92 jest trudne, bo najjaśniejsze z nich mają blask na poziomie 12 magnitudo.

Nie zmienia to faktu, że na M92 warto spojrzeć przez każdy dostępny instrument astronomiczny, od małej lornetki, poprzez duże lornety, aż po spore amatorskie teleskopy.

Gromada kulista M92 sfotografowana przez Teleskop Kosmiczny Hubble’a. Źródło: NASA/ESA

Z kronikarskiego obowiązku warto przedstawić jeszcze kilka podstawowych faktów związanych z M92. Gromada została odkryta przez Johanna Elerta Bode w roku 1777. Trzy lata później niezależnego odkrycia dokonał Charles Messier i włączył ją do swojego katalogu pod numerem 92.

M92 składa się z kilkuset tysięcy gwiazd o łącznej masie od 200 do 300 tysięcy mas Słońca. Znajduje się w odległości 26700 lat świetlnych od nas. Na sferze niebieskiej zajmuje obszar 14 minut kątowych.

Na sam koniec, jako ciekawostkę, można dodać, że za około 14 tysięcy lat, M92 będzie całkiem dobrą… gwiazdą polarną. Na skutek zjawiska precesji, północny biegun niebieski zmienia swoje położenie na tle gwiazd i właśnie za te 14 tysięcy lat znajdzie się tylko jeden stopień od bohatera niniejszego odcinka.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: