Żyjemy w pogiętej galaktyce – rozmowa z Dorotą Skowron

Dysk Drogi Mlecznej jest wyraźnie wykrzywiony. To jeden z faktów jakie poznaliśmy dzięki wnikliwej analizie tysięcy cefeid, dokonanej przez astronomów projektu OGLE.

Jeśli polska nauka ma jakiś podwód do dumy, jest nim bez wątpienia program OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). Warszawscy astronomowie od ponad ćwierć wieku dostarczają światu wiedzy na temat wszechświata, niezmordowanie dokonując obserwacji w andyjskim obserwatorium Las Campanas. W tym czasie zidentyfikowali miliardy gwiazd zmiennych, odkryli dziesiątki planet pozasłonecznych, dostrzegli ślady ciemnej materii, wpłynęli na rozwój nowatorskich metod badawczych, a także napisali około pięciuset prac naukowych publikowanych w najważniejszych branżowych periodykach.

Tego lata na łamach Science, zespół OGLE pochwalił się kolejnym wielkim sukcesem. Dzięki żmudnej pracy polegającej na analizie 2,4 tysiąca cefeid (gwiezdnych olbrzymów o zmiennej jasności), uczonym udało się wykonać najdokładniejszą jak dotąd, trójwymiarową “mapę” Drogi Mlecznej. Rzecz godna uwagi, bowiem poznawanie kształtu i rozmiarów galaktyki, wewnątrz której sami siedzimy – zawsze przysparzało wielu kłopotów. O tym jak tego dokonano zapytałem współautorkę badania – dr Dorotę Skowron z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego.

Uczestnicy projektu OGLE: Jan Skowron, Dorota Skowron i Przemysław Mróz.
Jan Skowron, Dorota Skowron i Przemysław Mróz z projektu OGLE (źródło: Uniwersytet Warszawski/M. Kaźmierczak).

Pani Doktor, niedawne badanie OGLE oparte zostało o obserwacje cefeid. Myślę, że warto zacząć od wyjaśnienia, dlaczego najlepszymi punktami orientacyjnymi są właśnie tego rodzaju obiekty?

Cefeidy są idealne do tego typu badań z kilku powodów. Po pierwsze, możemy bardzo dokładnie zmierzyć odległość do cefeidy i jest to odległość mierzona bezpośrednio, niezależna od żadnych modeli czy założeń. Po drugie, cefeidy są gwiazdami jasnymi, więc teleskop OGLE widzi je w całej naszej galaktyce, dzięki czemu stworzona na podstawie cefeid mapa Drogi Mlecznej jest nie tylko “prawdziwa” (bazująca na prawdziwych odległościach), ale też kompletna w obszarze obserwowanym przez OGLE.

Interesują nas wszystkie cefeidy, czy tylko takie o określonej charakterystyce? Jakiego rodzaju obiekt jest idealny z punktu widzenia astronoma?

Interesują nas wszystkie cefeidy klasyczne. Są one tzw. świecami standardowymi w astronomii, czyli służą do wyznaczania odległości, np. do pobliskich galaktyk, dzięki bardzo dobrze określonej zależności między ich jasnością a okresem pulsacji.

W klasyfikacji gwiazd zmiennych pulsujących wyróżniamy również cefeidy II typu, ale to akurat są gwiazdy stare, w odróżnieniu od młodych cefeid klasycznych.

Zależność okres-jasność dla trzech typów gwiazd zmiennych.

Dlaczego wiek cefeid ma znaczenie? W czym cefeidy młodsze są lepsze od tych starszych?

Gwiazdy młode znajdują się głównie w dysku galaktycznym, a to właśnie dysk Galaktyki był przedmiotem naszych badań. Gwiazdy stare są rozproszone po całej galaktyce, więc nie powiedzą nam wiele o strukturze samego dysku, za to mogą nadać się do badania starej populacji galaktyki.

W publikacji czytamy, że astronomowie musieli przebadać 2,4 tys. cefeid. Musiało to zająć sporo czasu. Zakładam, że obserwacje nie wyglądały identycznie w każdym przypadku, w końcu mamy do czynienia z różnymi odległościami, jak również zanieczyszczeniami pod postacią pyłów i gazów?

Tak naprawdę to musieliśmy przebadać znacznie więcej gwiazd po to, by odnaleźć te 2,4 tys. cefeid! Obserwacje Drogi Mlecznej trwały około 6 lat, w tym czasie zrobionych zostało 206 726 zdjęć nieba (zawierających 1 055 030 021 gwiazd), co przekłada się na 153 704 543 662 pojedynczych obserwacji (punktów pomiarowych).  Ponad miliard zaobserwowanych obiektów zostało następnie przebadanych, w pierwszych etapach automatycznie, a na końcu już “ręcznie”.

Każdy kawałek nieba obserwowany był w ten sam sposób, by zachować jednorodność danych. Tam gdzie możemy zobaczyć cefeidy, to na pewno je zobaczymy, aż do krańców Galaktyki, bo są bardzo jasne. Natomiast w miejscach gdzie jest bardzo dużo gazu i pyłu międzygwiazdowego, niewiele możemy zdziałać, gdyż obserwujemy w pasmach optycznych.

Panorama Drogi Mlecznej z oznaczeniem obserwowanych cefeid (J. Skowron / OGLE, Milky Way panorama by S. Brunier).

Co w tym kontekście oznacza “punkt pomiarowy”? Bo liczba 153 miliardów wygląda, nomen omen, astronomicznie!

Mówiąc “punkt pomiarowy”mam na myśli każdą pojedynczą obserwację jednej gwiazdy. Gwiazd jest ponad miliard, a na każdą z nich przypada po kilkadziesiąt-kilkaset pojedynczych obserwacji. Taki zbiór obserwacji danej gwiazdy w czasie nazywamy jej krzywą blasku. Czyli mamy ponad miliard krzywych blasku, co w sumie daje te 153 miliardy pojedynczych obserwacji.

Czy tak jak przy wcześniejszych przedsięwzięciach, wszystkie obserwacje przeprowadzano w Chile?

Tak.

Na jakim sprzęcie pracowaliście?

Średnica lustra teleskopu OGLE wynosi 1,3 metra. Zdjęcia są rejestrowane przez nowoczesną kamerę CCD składającą się 32 tzw. chipów, każdy o rozmiarze 2048×4096 pikseli. Całkowite pole widzenia to 1.4 stopnia kwadratowego.

Las Campanas w Chile
Polski teleskop w Las Campanas w Chile.

Jak wygląda proces szukania i pomiaru takiej cefeidy? Komputery na pewno pomagają, ale jak daleko posunięta jest automatyzacja tego procesu?

Aby znaleźć cefeidy wśród wszystkich obserwowanych obiektów, trzeba najpierw zgromadzić odpowiednią liczbę obserwacji danego kawałka nieba, najlepiej przynajmniej 100. Przy czym obserwacje te powinny być rozłożone w czasie tak, by obejmowały okres nie krótszy niż rok-dwa. To wszystko po to, by można było zidentyfikować w danych gwiazdy, które zmieniają swoją jasność z okresem do 100 dni. Następnie w danych trzeba wyszukać wszystkie gwiazdy okresowo zmieniające swoją jasność w czasie – to akurat robią komputery, a w zasadzie wielkie “klastry” obliczeniowe. Kolejnym krokiem jest wyszukanie konkretnego typu gwiazd zmiennych – w naszym przypadku cefeid. Robi się to poprzez rozłożenie krzywej zmiany jasności na czynniki Fouriera, dzięki którym jesteśmy w stanie wstępnie określić typ zmienności danej gwiazdy. To też jest proces automatyczny.

Ostatnim etapem jest weryfikacja przez człowieka i tego nie zastąpi żaden komputer. Dzięki tej ostatecznej weryfikacji próbka cefeid z OGLE jest praktycznie kompletna i wolna od zanieczyszczeń innymi typami gwiazd zmiennych.

Ile obiektów dociera do ostatniego etapu? Tzn. jaką liczbę obiektów ktoś musi przejrzeć samodzielnie, odsiewając ziarno od plew?

W tym przypadku było to około 110 000 gwiazd. Natomiast muszę tu zaznaczyć, że przygotowanie próbki cefeid było oddzielnym projektem samym w sobie (zakończonym osobną publikacją), w którym mój udział był niewielki.

Za chwilę przejdziemy do kwestii krzywizny Drogi Mlecznej, ale najpierw zapytam, czy stworzenie nowej mapy ujawniło jeszcze jakieś interesujące informacje lub anomalie dotyczące budowy naszej galaktyki?

Poznaliśmy rozkład młodych gwiazd (bo takie są te cefeidy) w Galaktyce, w szczególności ich korelację z ramionami spiralnymi. Oprócz zakrzywienia dysku widzimy jego rozszerzanie się, im dalej jesteśmy od centrum Galaktyki, tym grubszy jest nasz dysk – na krańcach Drogi Mlecznej jest aż sześciokrotnie grubszy niż w okolicy Słońca.

Muszę przyznać, że to trochę rozmija się z częstymi grafikami przedstawiającymi Drogę Mleczną, gdzie większych zgrubień nie widać. Pytanie, czy jest to tylko sześciokrotnie większa objętość, czy za nią idzie też masa?

Nie, bo im dalej od centrum Drogi Mlecznej jesteśmy, tym liczba cefeid się zmniejsza – blisko centrum jest ich dużo, a na krańcach mało. Nawet bez efektu rozszerzania się dysku gęstość gwiazd zmniejsza się wraz z odległością od centrum. Rozszerzanie się dysku tylko efekt ten potęguje. Oczywiście jest to takie uśrednienie, bo gęstość gwiazd nie zmienia się jednostajnie wraz z odległością od centrum ze względu choćby na ramiona spiralne.

W eksperymencie brały udział wszystkie osoby zaangażowane w OGLE? Jaka była rola Pani Doktor w tym badaniu?

Tak, wszyscy członkowie zespołu OGLE brali udział w tym projekcie obserwując południowe niebo naszym teleskopem w Chile. Większość obserwatorów spędza tam około 40-50 dni w roku, bo teleskop obserwuje każdej nocy. Tak jak już wspominałam, przygotowanie próbki cefeid było oddzielnym projektem samym w sobie, w którym mój udział był niewielki. W kolejnym etapie, już samą analizą gotowych danych, zajęło się węższe grono kilku osób. Ja prowadziłam badania i byłam odpowiedzialna za główną część analizy, ale na pewno nie można przypisywać mi wszystkich zasług, bo była to praca zespołowa i koledzy włożyli w nią podobnie dużo czasu i wysiłku.

Analiza, czyli praca teoretyczna nad już zebranym ogromem danych?

Nie, nasza praca nie jest teoretyczna, a tzw. “obserwacyjna”. Inaczej mówiąc, nie tworzymy nowych teorii, a patrzymy, co nam mówią dane, czyli obserwacje nieba. Mówiąc “analiza” mam na myśli zgromadzenie dodatkowych danych niezbędnych do dalszych badań oraz późniejszą analizę tych danych. Przede wszystkim musieliśmy bardzo dokładnie wyznaczyć odległości do cefeid, bo bez tego nie byłoby takiej mapy. W tym celu trzeba było zebrać dodatkowe dane z satelitów obserwujących w podczerwieni (Spitzer i WISE), aby zminimalizować wpływ pyłu i gazu na wyznaczanie odległości. Po określeniu położeń cefeid w przestrzeni trójwymiarowej oraz ich wieku zajęliśmy się dalszą analizą, tzw. “modelowaniem”, czyli dopasowywaniem modeli przestrzennych do rozkładu gwiazd, oraz próbami odtworzenia ich historii od narodzin do teraz. W całym wspomnianym tu procesie brało udział kilka osób.

Jako się rzekło, świeża mapa Drogi Mlecznej ujawniła pewne wykrzywienie jej krańców. Spekulacje na ten temat pojawiły się dawno, dlatego ciekawi mnie, czy ostatni eksperyment był dedykowany weryfikacją właśnie tych hipotez, czy może wyniki pojawiły się przy okazji?

Tak, już w latach 50. zauważono, że dysk Galaktyki nie jest płaski. Były to obserwacje wodoru neutralnego. Od tego czasu hipotezę tę potwierdzono innymi badaniami, jednak żadne z nich nie bazowały na bezpośrednio zmierzonych odległościach, jakie mamy w przypadku cefeid, lecz były oparte o jakieś założenia, modele. Przez to, pomimo ogólnej zgodności, co do tego, że żyjemy w galaktyce spiralnej, tak naprawdę do tej pory nie wiedziano np. ile ramion spiralnych ma Droga Mleczna i jaki jest ich stopień “nawinięcia”. Przykładowo, dane z przeglądu SDSS wskazywały na dwa ramiona spiralne, podczas gdy dane z satelity WISE na cztery.

Teraz, dzięki prawdziwym odległościom do cefeid, wiemy jaki naprawdę jest dysk Drogi Mlecznej. Galaktyka została “zmapowana” od krańca do krańca i otrzymany zestaw parametrów opisujących jej kształt jest najdokładniejszy jakim dysponujemy. I to się najprawdopodobniej nie zmieni przez najbliższe 10 lub więcej lat.

Wykrzywienie dysku galaktyki z oznaczeniem młodych cefeid (J. Skowron / OGLE).

Czy tego typu krzywizna jest powszechna w przypadku galaktyk spiralnych? Czy dostrzegamy podobne odchylenia w przypadku naszej sąsiadki, czyli Andromedy?

Obserwacje wskazują na to, że około połowa galaktyk ma w jakimś stopniu zakrzywiony dysk. Jednak tak duże zakrzywienie jak w przypadku Drogi Mlecznej nie jest zjawiskiem powszechnym.

W przypadku Andromedy takiego odchylenia nie obserwujemy. Dlaczego? Nie do końca wiadomo, tak jak nie do końca wiadomo dlaczego nasza Galaktyka jest wykrzywiona. Jeżeli założymy, że wygięcie jest wynikiem oddziaływań z inną galaktyką, to takie wygięcie powinno z czasem zniknąć. Wtedy fakt zaobserwowania wygięcia naszej Galaktyki a nie Andromedy może być dziełem przypadku. Z drugiej strony, Andromeda mogła po prostu nie mieć tylu okazji do spotkań z innymi galaktykami co nasza Droga Mleczna.

Zatem nieregularności kształtów mogą być spowodowane oddziaływaniem grawitacyjnym sąsiadujących galaktyk? A jeśli tak, to jesteśmy w stanie na tym etapie wytypować, które z nich wywarły największy wpływ?

Tego dokładnie nie wiemy. W ogóle nie wiemy czy to oddziaływania z galaktykami są odpowiedzialne za wykrzywienie dysku Drogi Mlecznej, czy może oddziaływania z gazem lub ciemną materią.

Dopuszcza się możliwość, że istnieje pewna masywna struktura ciemnej materii w halo naszej Galaktyki, która zakrzywia orbity gwiazd i ciągnie je w jednym kierunku. Jednak bardziej prawdopodobny scenariusz to przeszłe oddziaływania z innymi galaktykami. Droga Mleczna ma wiele galaktyk satelitarnych, z których kilka jest naprawdę sporych. Sławne Obłoki Magellana są jeszcze daleko od nas, ale już np. galaktyka karłowata w Strzelcu została mocno pokiereszowana po interakcji z Drogą Mleczną i teraz obserwujemy ją jako długi rozciągnięty strumień na niebie. Tego typu zderzenie, z tą czy inną galaktyką, mogło poskutkować obecnie obserwowanym wygięciem naszego dysku, które może się przemieszczać, a z czasem też i zniknąć.

A Galaktyka Andromedy? Czy widać jej jakikolwiek wpływ grawitacyjny na Drogę Mleczną, czy jednak M31 wciąż jest zbyt odległa?

Jest jeszcze stanowczo za daleko.

Eksperyment mapowania naszej galaktyki został już zakończony, czy będzie kontynuowany i pogłębiany?

Jeśli chodzi o cefeidy, to OGLE znalazło już praktycznie wszystkie, które mogło. Naturalnym uzupełnieniem byłyby cefeidy z podobnego przeglądu, ale na półkuli północnej, oraz cefeidy z obszarów przesłoniętych przez pył międzygwiazdowy w centrum Galaktyki, które można odszukać tylko przy użyciu obserwacji w podczerwieni.

Jeśli chodzi o OGLE, to kolejnym krokiem będzie zbadanie rozkładu przestrzennego starej populacji gwiazd typu RR Lyrae, dzięki którym dowiemy się jak wygląda najstarsza część naszej Galaktyki.

Kiedy możemy się spodziewać rozpoczęcia prac, a kiedy (w przybliżeniu) ich finału?

Prace trwają cały czas, a na wyniki trzeba poczekać pewnie rok lub dwa. Badania naukowe mają to do siebie, że nawet jeśli wiemy ile czasu powinny nam zająć, to zazwyczaj trwają sporo dłużej. Prawie zawsze jest tak, że napotykamy niespodziewane problemy, które same w sobie wymagają rozwiązania (np. dodatkowych obserwacji czy ponownego przeliczenia z uwzględnieniem nowych czynników), a czasem zdarzają się bardzo niespodziewane wyniki, które wymagają rzetelnej weryfikacji, zanim będzie można ogłosić je światu.

Pozostaje życzyć “łatwych” obserwacji. 🙂 Bardzo dziękuję za rozmowę.

Z Dorotą Skowron rozmawiał
Adam Adamczyk

Hipoteza to nie teoria. Zapamiętaj! Polscy uczeni wobec zagadnienia interpretacji mechaniki kwantowej [suplement – uzasadnienia] Kwantowe Pigułki #6: Gdzie się kończy Układ Słoneczny?