W jednym z poprzednich odcinków omawialiśmy gromadę otwartą Hiady, która jest jedną z najbliższych nam gromad. Na liście najbliższych znajdują się także Plejady – inna urokliwa gromada leżąca, podobnie jak Hiady, w konstelacji Byka. Jeśli jednak mówimy, że gromady leżą blisko nas, musimy w jakiś sposób umieć ocenić ich odległość od Ziemi. To wcale nie jest łatwe, co pokazały ostatnie lata, w których pojawiły się duże kontrowersje odnośnie wyznaczenia dystansu do Plejad. Problem wyznaczania odległości w Kosmosie jest jedną z najważniejszych dziedzin astronomii i świetnie nadaje się na kolejną dygresję. Nie omieszkamy więc skorzystać z tej okazji…

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

RABATY FUJIFILM DO 10000zł

Fujifilm X-H2S

11358 zł 10498 zł

Fujifilm X-T5 BLACK

8798 zł 6798 zł

FujiFilm 50-140/2.8 XF R LM OIS WR

7358 zł 6498 zł

Fujifilm GFX 100S

26998 zł 16998 zł

Nie waham się napisać, że bardzo dokładna znajomość odległości do najbliższych gromad gwiazdowych to jedno z najważniejszych zadań współczesnej astronomii. Wyznaczanie odległości obiektów we Wszechświecie odbywa się na zasadzie tzw. kosmicznej drabiny. Najpierw poznajemy odległość do bliskich obiektów, kalibrujemy jasności obecnych w nich „świec standardowych”, następnie odnajdujemy te świece w dalszych obiektach i dokonujemy kolejnego pomiaru odległości i kolejnej kalibracji. Następnie, znów przesuwamy się do dalszych obiektów. Zaczynamy więc od najbliższych gwiazd i gromad, z nich przechodzimy do dalszych i w szczególności tych znajdujących się w centrum naszej Galaktyki. Potem przesuwamy się do Obłoków Magellana, następnie do innych galaktyk Grupy Lokalnej. Po nich przychodzi kolej na jasne galaktyki spoza Grupy, odleglejsze grupy galaktyk i tak aż po kraniec obserwowanego Wszechświata.

Kluczowe jest to, że jeśli popełniamy jakiś błąd w pomiarze odległości do bliskiego obiektu, to błąd ten propaguje się dalej. Wiele dużych projektów naukowych zajmujących się pomiarami w skali kosmicznej wręcz zakłada, że odległość do bliższych ciał znamy dokładnie. Tak było z HST Key Project, czyli kluczowym projektem realizowanym na Teleskopie Kosmicznym Hubble’a, którego zadaniem było używanie cefeid (wspominane już w naszym cyklu świece standardowe) do pomiarów odległości odległych galaktyk. Projekt ten założył na samym starcie, że odległość do Wielkiego Obłoku Magellana jest znana i cefeidy w nim leżące są świetnie skalibrowane jako mierniki odległości. Po rozpoczęciu projektu pojawiło się sporo prac (m.in. autorstwa polskiej grupy OGLE), że Obłok Magellana może leżeć 10–15% bliżej niż pierwotnie sądzono. To materiał na zupełnie odrębną opowieść, ale pokazuje wyraźnie, jak ważne są pomiary odległości dokonywane w naszym najbliższym, kosmicznym sąsiedztwie.

Gromady otwarte są bardzo ważnymi obiektami w kosmicznej drabinie odległości, bo zawierają wspomniane wcześniej cefeidy, a jednocześnie często znajdują się na tyle blisko nas, że możemy wyznaczyć do nich odległość metodami geometrycznymi.

Zdjęcie Plejad wykonane teleskopem Takahashi FSQ106N, kamerą SBIG ST2000XM na montażu Takahashi EM200. Ekspozycja: 20×300 sekund L + 10×300 sekund RGB. Fot. M. Kałużny

Dlaczego metody geometryczne są tak ważne? Dlatego, że są najbardziej bezpośrednie i najmniej czułe na inne czynniki. W szczególności wszystkie metody pomiaru odległości oparte o pomiary jasności muszą uwzględniać wpływ gazu i pyłu międzygwiazdowego, który pochłania światło. Co więcej, pochłania w sposób szczególny, mocniej wyłapując fotony bardziej energetyczne. W efekcie zmienia się nie tylko jasność obserwowana gwiazdy ale także jej kolor. Uwzględnienie wpływu ekstynkcji międzygwiazdowej (nazywanej też przez astronomów poczerwienieniem) jest bardzo trudne i często stanowi główne źródło błędów w uzyskiwanych wynikach.

Metody geometryczne nie zależą od jasności obiektów i ekstynkcji międzygwiazdowej, przez co wyznaczają odległość bezpośrednio i bardzo dokładnie. Historycznie rzecz ujmując są też jednymi z pierwszych stosowanych w astronomii.

Najprostszą metodą geometryczną stosowaną w astrofizyce jest metoda paralaksy heliocentrycznej. Jej idea jest banalnie prosta. Aby ją sobie uzmysłowić wystarczy wyciągnąć rękę z palcem wskazującym (może być też środkowy, ale jeżeli podczas tego eksperymentu nie jesteśmy sami w pomieszczeniu, to sugeruję jednak użycie wskazującego) i spojrzenie nań raz jednym okiem, raz drugim. Położenie palca na tle dalszych obiektów będzie zmieniać się w zależności od tego którym okiem patrzymy. Co więcej, zmiany te będą tym większe im bliżej nas znajduje się palec. Znając więc zakres tych zmian i wielkość bazy (czyli odległość naszych oczu od siebie) jesteśmy w stanie wyznaczyć odległość czyli w tym przypadku długość naszej ręki.

W astrofizyce rolę bazy spełnia orbita Ziemi, rolę palca bliska gwiazda, dla której chcemy zmierzyć odległość, a rolę tła odległe gwiazdy i galaktyki. W praktyce metoda sprowadza się do wykonania dwóch dokładnych pomiarów położenia na sferze niebieskiej badanej gwiazdy oddalonych od siebie w czasie o pół roku. Mierząc kąt o jaki przesuwa się interesująca nas gwiazda, prosta trygonometria daje nam szukaną odległość. Ponieważ średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi 149.6 milionów kilometrów i wartość tą określamy jako 1 jednostkę astronomiczną [AU], a mierzone kąty są bardzo małe, odległość do gwiazdy dana jest wzorem:

d = 206265/ π ["]

gdzie π jest kątem paralaksy wyrażonym w sekundach łuku. Ponieważ nawet dla najbliższych gwiazd kąty te są bardzo małe (mniejsze od jednej sekundy), odległości wyrażone w jednostkach astronomicznych robią się duże. W tym celu wprowadzono inną jednostkę odległości zwaną parsekiem. Parsek to nic innego jak odległość gwiazdy, dla której paralaksa heliocentryczna wynosi jedną sekundę łuku. Jeden parsek to dokładnie 206265 jednostek astronomicznych oraz jednocześnie 3.26 roku świetlnego. Jeśli więc jako jednostki odległości używamy parseków, nasz wzór na odległość jeszcze bardziej się upraszcza:

d = 1/ π ["]

Wzór ten jednocześnie pokazuje z jak małymi kątami mamy do czynienia. Gwiazda oddalona od nas o 10 parseków (a więc ponad 30 lat świetlnych), czyli znajdująca się w naszym najbliższym kosmicznym sąsiedztwie, będzie miała kąt paralaksy wynoszący tylko 0.1 sekundy łuku. Biorąc pod uwagę fakt, że w najlepszych obserwatoriach na Ziemi drobne drgania atmosfery „rozsmarowują” obrazy gwiazd do rozmiarów 0.3–0.5 sekundy łuku, widzimy jak trudno mierzyć tak małe kąty. Nic więc dziwnego, że metoda paralaksy najlepiej sprawdziła się, gdy udało się zastosować ją z przestrzeni kosmicznej, gdzie atmosfera naszym teleskopom już nie przeszkadza. Ale o tym za chwilę…

Astronomowie znaleźli inny sposób, aby mierzyć odległości do pobliskich gromad. Sposób także geometryczny i bazujący na zjawisku perspektywy. Znów posłużymy się obrazowym przykładem. Gdy stoimy na środku prostej ulicy, jej równoległe do siebie krawężniki zdają się schodzić gdzieś na horyzoncie. Miejsce to nazywa się radiantem.

Wyobraźmy sobie teraz gromadę gwiazd, które mają wspólną historię i są ze sobą związane grawitacyjnie. W przestrzeni kosmicznej poruszają się one prawie tak samo – mówiąc bardziej fachowo, ich wektory prędkości są takie same. To oznacza, że jeśli zmierzymy ich ruch własny na sferze niebieskiej, zjawisko perspektywy które ściągało nam krawężniki, wyznaczy nam miejsce na sferze (czyli radiant), do którego zdają się dążyć interesujące nas gwiazdy.

Wektor prędkości gwiazd gromady względem Słońca można rozłożyć na dwie składowe: radialną i tangencjalną. Składowa tangencjalna odpowiada za ruch własny gwiazdy na sferze niebieskiej. Jest on niewielki, ale na przestrzeni wielu lat daje się bezproblemowo mierzyć. Wartość składowej radialnej możemy określić za pomocą efektu Dopplera, który zmienia położenia linii widmowych w widmie gwiazdy.

Uwzględniając elementarną trygonometrię możemy napisać jeszcze jedną relację, która wiąże odległość do gwiazdy d, ruchem własnym μ i prędkością tangencjalną:

v_t = d tg μ
To wszystko prowadzi nas do ostatecznej relacji łączącej prędkość tangencjalną wyrażoną w km/s z odległością wyrażoną w parsekach i ruchem własnym wyrażonym w sekundach łuku na rok (ze względu na małe kąty znika funkcja tg): v_t = 4.74 d μ
Kolejna prosta relacja trygonometryczna łączy prędkość radialną z tangencjalną. Z powyższego rysunku łatwo możemy wywnioskować, że v_t = v_r tg Θ, dzięki czemu ostateczny wzór na odległość do gromady przyjmuje postać: d = (v_r tg Θ) / (4.74 d μ)
Prędkość radialną v_r mamy z obserwacji spektroskopowych, kąt Θ pomiędzy radiantem a gwiazdą z łatwością mierzymy na sferze niebieskiej, podobnie jak ruch własny μ. W ten oto sposób otrzymujemy czysto geometryczną metodę wyznaczenia odległości do interesującej nas gromady gwiazd.

Z racji, że ruch własny można mierzyć w ciągu wielu lat, a przez to dostawać kąty pomiarowe większe niż kąty paralaktyczne, metoda ruchomej gromady była pierwszą metodą geometryczną, którą stosowano do wyznaczania odległości do Plejad. Uzyskiwane wyniki lokowały Plejady w odległości 135 parseków od Słońca. Wynik ten potwierdzały inne, mniej bezpośrednie metody pomiaru odległości.

Problemy zaczęły się w najmniej spodziewanym momencie. W roku 1989 Europejska Agencja Kosmiczna wysłała w Kosmos satelitę Hipparcos, którego głównym zadaniem było dokładne pomierzenie odległości metodą paralaksy heliocentrycznej do kilku tysięcy najbliższych gwiazd na naszym niebie. W przypadku Plejad oczekiwano uściślenia wcześniej otrzymywanych wartości, tymczasem wyniki uzyskane przez Hipparcosa mówiły, że Plejady znajdują się w odległości 118 parseków od nas. Rozbieżność na poziomie kilkunastu procent w stosunku do rezultatów otrzymywanych innymi metodami była ogromna i stawiała pod znakiem zapytania całą kosmiczną drabinę odległości. Co więcej, pomiary odległości dla Hiad, czyli gromady leżącej w podobnej części nieba co Plejady, uzyskane metodą ruchomej gromady z Ziemi i metodą paralaksy przez Hipparcosa były ze sobą idealnie zgodne!

Tak naprawdę do dzisiaj nie wiemy dokładnie co się stało. Powstało wiele prac naukowych na temat wyników Hipparcosa i innych pomiarów odległości do Plejad wykonanych najróżniejszymi metodami. Obecnie wydaje się, że wina leży jednak po stronie błędów systematycznych w danych Hipparcosa, a wiele najnowszym prac opartych o metody geometryczne (i nie tylko) lokuje Plejady w odległości 130–140 parseków od nas.

Plejady są młodą gromadą otwartą i ich wiek szacuje się na 75–150 milionów lat. Są więc znacznie młodsze od omawianych niedawno Hiad. Można się przekonać o tym spoglądając na porównanie diagramów barwa-jasność dla obu gromad.

Jak widać, punkt odejścia Hiad jest położony na znacznie niższych temperaturach niż u Plejad – to bezpośrednia oznaka znacznie bardziej zaawansowanego wieku. Tak naprawdę w przypadku tej drugiej gromady żadna gwiazda nie przeszła jeszcze do fazy olbrzymów, a największe, najjaśniejsze i najbardziej niebieskie obiekty, które dostrzegamy gołym okiem, odchodzą dopiero od ciągu głównego.

Zdjęcia Plejad uzyskane przez teleskopy (nawet te amatorskie) pokazują, że gwiazdy tej gromady zanurzone są w niebieskiej mgławicy. Na pierwszy rzut oka wszystko się zgadza. Mamy do czynienia z młodą gromadą otwartą, a więc nic dziwnego, że znajdujemy w niej gaz i pył pozostały z procesu tworzenia się całego obiektu. Nic bardziej mylnego. Ciśnienie promieniowania młodych i jasnych gwiazd jest tak duże, że resztki mgławicy, z której rodzi się gromada, są wywiewane w małe kilkadziesiąt milionów lat. Przy swoim obecnym wieku Plejady nie powinny więc pokazywać żadnych fragmentów tego typu mgławicy. W efekcie, uważa się, że Plejady obecnie przechodzą przez fragment Galaktyki bogatszy w materię międzygwiazdową i jest ona pobudzana do świecenia przez światło gwiazd należących do gromady.

Plejady w sfotografowane w podczerwieni przez Teleskop Kosmiczny Spitzera. Źródło: NASA/JPL-Caltech/J. Stauffer (SSC/Caltech)

Plejady to jesienno-zimowy obiekt. W listopadzie góruje on o północy na wysokości około 60 stopni nad południowym horyzontem. W tym samym miejscu sfery niebieskiej znajdziemy go w połowie września około godziny 5 nad ranem i na przełomie stycznia i lutego w okolicach godziny 19. Wygląd południowej części nieboskłonu w ww. okresach prezentuje poniższa mapka.

Widok na południowy horyzont w połowie listopada około północy.

Choć Plejady są często określane mianem Siedem Sióstr, wcale nie oznacza to, że gołym okiem jesteśmy w stanie dojrzeć tylko siedem ich najjaśniejszych gwiazd. Mając dobry wzrok, w bardzo dobrych warunkach atmosferycznych, dojrzymy ich nawet kilkadziesiąt. Chcąc jednak w pełni podziwiać piękno gromady znacznie lepiej chwycić za lornetkę, bo Plejady to idealny obiekt lornetkowy. Ich rozmiar kątowy na niebie sięga prawie dwóch stopni, a to oznacza, że używanie teleskopów o dużym powiększeniu i małym polu widzenia nie pozwala objąć całej gromady. Potężne lornetki klasy 15×70, 20×80 czy 25×100 dają pola na poziomie 2.5–4.5 stopni co pozwala jednocześnie „złapać” całą gromadę, a także jej otoczenie, które będąc bardziej puste jeszcze ładniej wyodrębnia gromadę z ciemnego nieba. Zasięg jaki dają lornety o obiektywach 70–100 mm pozwala rejestrować gwiazdy o jasnościach 11.5–12 mag, a więc powoduje, że w naszym polu widzenia znajdzie się prawie 500 gwiazd należących do gromady. Jest więc na co popatrzeć.

Lornetka Delta Optical Extreme 15×70 ED o polu widzenia 4.4 stopnia świetnie nadaje się do podziwiania Plejad.

Proszę się nie zniechęcać jeśli nie mamy w swoim arsenale tak dużej lornetki. Klasyczny model 7×50 czy 10×50 także pozwoli nam cieszyć się urokiem Plejad. Przy zasięgu na poziomie 10–10.5 magnitudo jesteśmy w stanie dojrzeć prawie 300 gwiazd, a to przecież także imponująca liczba.

Mapa Plejad z zaznaczonymi gwiazdami do jasności 14 magnitudo.

Plejady mają jeszcze jedną przyjemną własność. Na sferze niebieskiej są położone bardzo blisko ekliptyki, a więc trasy, którą poruszają się planety, Księżyc i Słońce. Nic więc dziwnego, że od czasu do czasu mamy okazję do podziwiania zjawisk zakrycia plejad przez Księżyc czy też przejścia przez gromadę jakiejś jasnej planety czy planetoidy. Wydarzenia takie warto obserwować i to raczej nie gołym okiem. Odkrycia lub zakrycia kolejnych gwiazd gromady przez tarczę Srebrnego Globu wyglądają bardzo efektownie i najlepiej podziwiać je właśnie przez lornetkę lub teleskop.

Wenus w Plejadach. Fot. A. Olech

Na koniec sprawa Subaru. Otóż Subaru to właśnie japońska nazwa Plejad. Logotyp znanej firmy motoryzacyjnej o takiej samej nazwie to nic innego niż układ najjaśniejszych gwiazd gromady. Choć nie pozbawiony nadprogramowej inwencji grafika, który nie tylko nie zachował dokładnie kształtu, ale także nie oddał różnicy w jasnościach gwiazd. Wpisał się więc idealnie w dzisiejszą modę poprawiania wszystkiego co się da programami graficznymi…

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: