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.

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 2048x4096 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

  • m

    Jedno pytanie. Na gra­fi­kach widać wyraźnie że więk­szość obser­wa­cji dotyczy połowy galak­tyki — zapewne tej wygiętej “w dół” i możliwe do zaob­ser­wo­wa­nia z Chile. Czy zatem grafika “z boku” i widoczne na niej zakrzy­wie­nie w górę (wyraźnie syme­tryczne) jest tylko mapo­wa­niem wyników z jednej połowy na drugą?

    • ot-to Hhh

      Z żadnej półkuli Ziemi nie zaob­ser­wuje się tak dobrze tej drugiej połowy galak­tyki w której układ sło­neczny nie znajduje się. W obser­wa­cji optycz­nej zasłania nam widok na tę po prze­ciw­nej stronie nas część galaktyk jej centrum. Jest tam tak dużo gwiazd i pyłu że po prostu słabo widać. To tak jak staniesz przed blokiem miesz­kal­nym w mieście i ten blok zasłania Ci widok na sporą część miasta. Przez pył można obser­wo­wać tylko w pod­czer­wieni. Gdzieś widzia­łem że udało im się tam jednak namie­rzyć gwiazdy ale znacznie mniej niż po naszej stronie galak­tyki i z grubsza to wystar­czyło do okre­śle­nia odgięcia dysku. Zwykłe “syme­tryczne mapo­wa­nie — odbicie lustrzane” nie mające potwier­dze­nia w obser­wa­cji niczego by nie dowo­dziło i było by wymysłem a nie obser­wa­cją, a oni bazowali tylko na obser­wa­cjach i niczego nie “wymy­ślali — nie kreowali rze­czy­wi­sto­ści”.

    • Michał Skichał

      Mam wrażenie — ale być może się mylę — w każdym razie mam wrażenie, że odpo­wie­dzi padły już w tym fan­ta­stycz­nym wywia­dzie. W każdym razie podej­rze­wam, że na Twoje pytanie można odpo­wie­dzieć i tak, i nie. Tak, bowiem na grafice 3D fak­tycz­nie na ogólny model kształtu dysku Galak­tyki nanie­siono te punkciki, stare cefeidy, jedynie w połowie. Zespół pro­wa­dził obser­wa­cje jedynie w obrębie połowy Galak­tyki, jak zauwa­żasz, tej połowy, jaką byli w stanie obser­wo­wać ze swojego tele­skopu . (Nigdy nie widzimy całości nieba; do tego, co masz nad głową musisz dodać to, co masz pod stopami, a co zasłania Ci Ziemia. For­mal­nie dzielimy niebo na północne i połu­dniowe). Ale nie, bo z prze­pro­wa­dzo­nych przez ten zespół obser­wa­cji starych cefeid na połowie sfery nie­bie­skiej nie wymi­de­lo­wano kształtu dysku Galak­tyki w obrębie tej drugiej, nie uwzględ­nio­nej w tych bada­niach połowy. Nie, bo model zakrzy­wio­nego kształtu dysku Galak­tyki, przy­po­mi­na­ją­cego sombrero, był już dostępny wcze­śniej. Zatem ogólny i zagięty kształt dysku na grafice 3D to model opra­co­wany na pod­sta­wie wcze­śniej­szych, mniej dokład­nych danych. Kro­peczki na tle tego kształtu to nowe dane i dlatego wszyscy się cieszą, bo — choć są to dane opi­su­jące stare cefeidy tylko w połowie Galak­tyki — potwier­dzają ten ist­nie­jący już wcze­śniej model. Przy­naj­mniej ja to tak rozumiem.

    • BloodMan

      Inaczej mówiąc — jak stoisz przed żarówką, to widzisz dobrze co masz za sobą i po bokach, u góry i na dole — ale niezbyt dobrze widzisz co jest za żarówką.

      Żarówka = centrum galak­tyki.

  • Jarosław Psikuta

    A powiedz­cie mi jeśli się tak na tym znacie, skoro gwiazdy są takie duże to dlaczego jak spadają to płoną w atmos­fe­rze?

    • Dominik Kurek

      Jeśli pytasz poważnie — spa­da­jące “gwiazdy” nie są gwiaz­dami