Ştiinţă - Misterul Quasarilor
joi, 13 ianuarie 2011
SURSA AICI
Prin 1962, astronomul australian Cyril Hazard de la Universitatea Sydney , cerceta cerul cu ajutorul unui radiotelescop. Într-una din nopţi a găsit o radiosursă puternică pe care, datorită imperfecţiunilor echipamentului, nu a putut să o localizeze cu precizie. El a remarcat că, ori de câte ori Luna acoperea constelaţia Fecioara, emisia misterioasă înceta. Astfel, el a ajuns la concluzia că radiosursa se afla undeva pe direcţia amintitei constelaţii. Pentru măsurători mai precise, el a apelat la John Bolton , directorului unui radiotelescop nou-nouţ, construit la Parkes , Australia. Cei doi cercetători încercau să descopere corpul ceresc capabil să emită semnale radio atât de intense. Nici noul radiotelescop nu era destul de precis. De aceea, s-au gândit să apeleze din nou la Lună. Marcând cu precizie momentele de dispariţie şi de apariţie a semnalelor, se puteau calcula coordonatele misteriosului obiect. Pe coordonatele calculate a fost descoperit un corp ceresc catalogat sub indicele 3C273.
O data ce ştirea descoperirii obiectului 3C273 s-a răspândit in lumea astronomilor, mai multe telescoape s-au îndreptat spre cer în căutare de informaţii suplimentare. Astronomul Maarten Schmidt, de la Observatorul Mount Palomar, i-a înregistrat (măsurătoare banală ) spectrul în domeniul vizibil. Analizând spectrograma, Schmidt s-a trezit in fata unui rezultat cu totul neaşteptat: liniile spectrale erau puternic deplasate spre roşu. Şi cum de la Hubble încoace ştim ca spectrul unui obiect cosmic este cu atât mai decalat spre roşu cu cât se află mai departe de noi, atunci obiectul nostru ar trebui să se afle îngrozitor de departe. Calculând distanţa corespunzătoare şi raportând-o la cantitatea de radiaţie recepţionată, Schmidt a constatat că 3C273 ar emite mai multă energie decât câteva sute de galaxii mari! Prima sursă cvasistelară îşi începea drumul în lucrările de specialitate, în manualele de astronomie şi, desigur, în articolele de popularizare a ştiinţei.
Din acest moment astronomii au căutat şi au descoperit numeroşi quasari. La unii dintre ei s-a constatat un lucru ciudat. Luminozitatea lor, în domeniul radiaţiei X, varia foarte brusc. Aceasta creştea de câteva zeci de ori în numai câteva zile. Deoarece nici o perturbaţie nu se propagă mai repede decât lumina, rezulta că sursa emiţătoare nu ar trebui să fie mai mare de câteva săptămâni-lumină. Mister. Problema cu misterele este că trebuie să le găseşti o explicaţie raţională. Să sistematizăm un pic lucrurile.
În domeniul quasarilor, astronomii au identificat, în cele din urmă, câteva probleme principale. În acest moment ei caută să răspundă la numai 4 întrebări:
1. Ce legătură există între quasari, stele si galaxii?
2. Cât timp pot emite quasarii cantităţile uriaşe de energie măsurate de astronomi?
3. Pe o rază de un milion de ani-lumină au existat în trecut de 1000 de ori mai multi quasari decât în prezent. De ce sunt ei mai puţin numeroşi în prezent decât în trecut?
4. Cum produc quasarii uriaşa cantitate de energie disipată în spaţiu?
Aceste întrebări scurte şi clare impun răspunsuri pe măsură. Din păcate, la nivelul actual al cunoaşterii, lucrurile nu sunt nicidecum atât de simple cum ne-am dori. Aşa că ne întoarcem la subiectul nostru preferat.
Una dintre primele ipoteze, emisă la scurt timp după descoperirea întâiului quasar, presupunea că aceştia se adăpostesc în centrul unor galaxii, foarte probabil in nucleu. Un timp s-a încercat să se demonstreze ca multe dintre fenomenele observate la quasari se produc, într-o forma atenuată, şi în nucleele active ale unora dintre galaxiile gigante din apropierea Căii Lactee. Cu aceasta ocazie, s-au descoperit o sumedenie de tipuri de nuclee galactice active. Unii specialişti cred că procesele ce au loc în cadrul lor sunt faze iniţiale ale dezvoltării quasarilor. Alţii susţin că nucleele galactice active nu au nici o legătură cu quasarii. Argumentul acestora din urmă este greu de combătut: luminozitatea quasarilor este cu mult mai mare decât cea a nucleelor galactice active.
În 1973, Jerry Kristian, de la Observatorul Mount Palomar, a arătat că, dacă într-adevăr quasarii s-ar adăposti în centrul anumitor galaxii, atunci imaginile quasarilor mai apropiaţi ar trebui să prezinte un fel de halou difuz, provocat de stelele din galaxia gazda. Din păcate, proba este foarte greu de făcut, Un obiect atât de luminos, cum este quasarul, va masca lumina mult mai slabă, emisă de stelele învecinate. Şi apoi, telescoapele terestre sunt orbite de atâta atmosferă. Ne rămâne o singură cale de a detecta fenomenul amintit: telescopul Hubble, în care astronomii şi-au pus toate speranţele pentru descifrarea enigmelor Universului.
Fiind plasat în spaţiu, dincolo de ecranul atmosferic, acesta ne poate oferi imagini extrem de clare ale cosmosului îndepărtat.
O altă ipoteză interesantă este legată de existenţa unor găuri negre gigantice, cu masa de un miliard de ori mai mare decât cea a Soarelui şi cu dimensiuni neglijabile, care absorb toata materia din spaţiul înconjurător. Conform calculelor, 40% din materia atrasă de gaura neagră se transformă în energie pură. Acest mecanism este de 100 de ori mai eficient decât reacţiile termonucleare, care se produc în stele. Această ipoteza are slăbiciunea ei: o gaură neagră ar absorbi rapid toată materia din jur, iar quasarul ar „muri” de tânăr.
Acum avem două ipoteze. Care dintre ele se apropie mai mult de adevăr?
Aşa cum spuneam, astronomii şi-au pus toate speranţele in telescopul spaţial Hubble, care, neperturbat de atmosfera terestră, ar fi trebuit să ne ofere informaţii detaliate despre Universul îndepărtat. Din păcate, imediat după plasarea sa pe orbită, în 1990, s-au constatat grave erori de proiectare, care l-au transformat într-un fel de deşeu cosmic îngrozitor de scump. Cum menirea inginerilor este tocmai aceea de a găsi soluţii pentru propriile lor greşeli si la probleme de nerezolvat, cei de la NASA s-au pus pe treabă şi, la numai 3 ani, în 1993, astronauţii americani reparau, pe orbita, uriaşul telescop.
Deşi Hubble este o unealtă fără egal, problemele nu se sfârşesc aici. Imaginaţi-vă că trebuie să identificaţi marca unui automobil care se deplasează printr-o ninsoare densă, cu farurile aprinse. Veţi face cât mai multe fotografii ale automobilului. Apoi veţi analiza pe calculator fiecare imagine în parte, le veţi suprapune una peste alta (pentru „intensificarea” detaliilor care se repetă în mai multe imagini) şi veţi căuta să „extrageţi” lumina farurilor. În imaginea rămasă veţi putea, eventual, să recunoaşteţi marca automobilului. Cam aşa fac şi astronomii. Şi ce au găsit ei?
Astronomul Michael Disney, de la Universitatea din Cardiff, Marea Britanie, a analizat imaginile a 34 de quasari şi, analizându-le după metodologia indicată mai sus, a constatat că 75% dintre ei aveau un halou difuz şi slab, întocmai ca cel prezis de Jerry Kristian. Deci mulţi quasari sunt adăpostiţi de galaxii gazdă. Mai mult decât atât, s-a mai descoperit un lucru interesant. Foarte multe „gazde”, aproape 75%, interacţionau puternic cu galaxii învecinate sau, altfel spus, se ciocneau între ele. Imaginile au arătat că, în acest caz, stelele şi gazul interstelar sunt atrase către o gaură neagră aflată în centrul uneia dintre galaxii. Deci am ajuns acum şi la confirmarea celei de-a doua ipoteze. Acest ultim mecanism explică variaţia numărului de quasari pe măsura îmbătrânirii Universului. Galaxiile nu au apărut imediat după Big Bang, ci ceva mai târziu. De aceea, cei mai îndepărtaţi quasari se află la cel mult 11 miliarde de ani-lumină de noi. Pe măsură ce se formau galaxiile, numărul de ciocniri dintre ele creştea, ceea ce a dus la apariţia unui număr mare de quasari. Şi, în sfârşit, astăzi, deoarece expansiunea Universului a dus la mărirea distanţelor intergalactice şi, implicit, la scăderea probabilităţii unei ciocniri, avem un număr mai redus de quasari.
Pe de altă parte, astronomii cred că au reuşit să detecteze obiectele cosmice rezultate în urma consumării combustibilului quasarilor. Astfel, galaxia eliptică, M87, aflată în centrul constelaţiei Fecioara, la 50 de milioane de ani-lumină de Pământ, are un nucleu activ care emite energie pe aceeaşi gamă de lungimi de undă ca un quasar, dar cu o intensitate de 1000 de ori mai mică. Analizând spectrul acestui nucleu, ei au constatat o deplasare spre albastru pe o parte a nucleului (ceea ce înseamnă că el se apropie de Pământ), în timp ce pe partea diametral opusă au constatat spre roşu (ceea ce semnifică o îndepărtare de Pământ). Interpretarea acestui fenomen este simplă: avem de-a face cu un uriaş disc de gaz fierbinte, aflat în mişcare de rotaţie rapidă. Dar el ar trebui să se destrame din cauza forţei centrifuge. Ceva îi menţine coeziunea, iar acel ceva nu poate fi altceva, conform calculelor, decât o gaură neagră cu o masă echivalentă cu 3 miliarde de mase solare…Un asemenea obiect ar trebui să declanşeze mecanismul energetic al unui quasar. Sau, altfel spus, nucleul galaxiei M87 a fost cândva, acum câteva miliarde de ani, un quasar care şi-a risipit energia în Univers. Acum a murit şi noi nu-i vedem altceva decât cenuşa…
AMANTURILE CELESTE
Veţi vedea, in anii ce vor veni, cum descoperiri extraordinare în ceea ce priveşte planetele extrasolare ne vor duce visurile dincolo de ceea ce ne imaginăm noi astăzi. Căci cele mai frumoase visuri sunt cele care se bazează pe certitudini încântătoare.
Şi ce poate fi mai fascinant decât să ştim că undeva, în hăurile Universului, există viaţă, pur şi simplu viaţă? Şi acele hăuri vor deveni cândva drumurile noastre. Din clipa î care vom afla că singurătatea civilizaţiei noastre nu există, exact din acea clipă, vom deveni altceva, un altfel de căutători. Şi poate atunci ne vom înţelege mai bine rostul nostru, nu pe această planetă minusculă, ci rostul nostru în acest Univers. De aceea, m-am bucurat când am aflat că una dintre temele propuse pentru colocviul Odiseea spaţiului 2001 purta titlul „ Celelalte lumi”. Au vorbit despre căutarea fraţilor noştri de dincolo de graniţele Sistemului Solar doi dintre cei mai reputaţi specialişti ai Terrei: Michel Mayor, cel care a descoperit in 1995 prima planetă extrasolară şi Sergio Volonte, coordonator al misiunilor astronomice în cadrul ESA. Lor li s-a adăugat un alt specialist de excepţională valoare: Jill Tartler, coordonatoarea proiectului Phoenix, din cadrul programului SETI. Ne vom opri deocamdată la ceea ce ne-au povestit primii doi.
Aşa cum am mai spus, căutarea planetelor extrasolare este, înainte de toate, o problemă de ingeniozitate. Să vedem ce metode de observare sau la dispoziţia astronomilor din zilele noastre.
Tehnica Doppler
Imaginaţi-vă o stea în jurul căruia orbitează o planetă. S-ar putea crede că planeta nu are nici o influenţă gravitaţionala asupra stelei. Evident, adevărul este ceva mai complex. Cele două corpuri se vor roti, de fapt, în jurul centrului de masă comun, ca şi cum ar fi legate între ele cu o bară lungă şi invizibilă. Asta înseamnă că însăşi steaua va fi perturbată în mişcarea ei de prezenţa planetei, descriind o traiectorie circulară. Pe jumătate din această traiectorie steaua se apropie de observatorul terestru, iar pe cealaltă jumătate se îndepărtează. De aici încolo trebuie doar să ne mai aducem aminte de efectul Doppler, care spune, în cazul nostru, că o stea care se depărtează de noi va avea spectrul deplasat spre roşu, iar una care se apropie îl va avea deplasat spre albastru. Această deplasare este proporţională cu viteza de îndepărtare, respectiv apropiere. Nu-i aşa că este simplu? Este suficient să îndreptăm spre o stea un telescop înzestrat cu un spectrograf, urmărim deplasările spectrului, depistăm periodicitatea cu care acesta merge spre roşu şi, respectiv, albastru, apoi gata…în funcţie de rezultatele obţinute ştim că acolo se găseşte o planetă. Numai că lucrurile nu-s chiar aşa de simple. Pământul însuşi se mişcă în jurul Soarelui, o mişcare de care trebuie să ţinem cont. Apoi, planul orbitei stelei cercetate nu este obligatoriu să fie paralel cu cel al orbitei terestre. Aceasta introduce o incertitudine asupra măsurătorilor noastre. De fapt, cu această metodă, nu putem determina masa planetei descoperite, ci doar o valoare care este egală cu produsul dintre sinusul înclinării orbitei şi masă. Şi mai există o limitare importantă. Cel puţin deocamdată nu putem măsura viteza relativă de deplasare a stelelor cu o precizie mai mare de 3 m/s. Asta înseamnă că nu putem detecta cu această metodă decât planetele mari decât Saturn. Tehnica Doppler este interesantă. Cu ea s-a descoperit, de către Michel Mayor, prima planetă extrasolară, în 1995. Dar, aşa cum arătat, ea este limitată. Trebuie căutate alte tehnici…
Tehnica astrometrică
Spuneam că steaua care are un companion se va deplasa în jurul centrului de masă comun. Am putea măsura direct această deplasare? O planetă are mărimea lui Jupiter, orbitând la o distanţă de 5 ua de o stea similară cu Soarele, aflată la rândul ei, la 10 parseci (1 parsec=3,261 ani-lumină=3,086X1013 km) distanţă de noi, ar produce o pendulare a stelei centrale de circa 500 microsecunde de arc. O planetă de dimensiunile Terrei, aflată la 1 ua de aceeaşi stea, ar produce o pendulare de numai 3 microsecunde de arc. Teoretic, am putea să ne imaginăm următoarea tehnică. Executăm serii de fotografii asupra aceleiaşi zone de cer la diferite intervale de timp. Apoi nu ne-ar mai rămâne decât să suprapunem aceste imagini şi să vedem ce stele şi-au modificat poziţia. Imaginaţia noastră nu este departe de realitate. Cu ajutorul telescopului de la Mount Palomar s-au putut măsura pe această cale oscilaţii de până la 100 de microsecunde de arc. Mai există o cale de a îmbunătăţi precizia măsurătorilor astronomice. Este vorba de tehnica interferometrică. Aceasta se bazează pe utilizarea simultană a mai multor telescoape şi combinarea, în anumite condiţii, a luminii recepţionate de ele.
Astfel se poate ajunge la rezoluţii unghiulare foarte bune. Practic, este ca şi cum am avea la dispoziţie o oglindă de telescop cu diametrul egal cu distanţa dintre telescoapele care participă la observaţie. Cel mai nou observator care dispune de un asemenea sistem de observaţie este Very Large Telescope, compus din patru telescoape cu diametrul de 8,2 m , ceea ce creează un telescop virtual cu diametru de 16,4 m . Aceasta este rezultatul unei cooperări a institutelor astronomice europene şi se află amplasat pe muntele Cerro Paranal, în Chile.
Tehnica tranzitului
Ori de câte ori o planetă trece prin faţa stelei în jurul căreia orbitează, se produce o variaţie a fluxului luminos recepţionat de observatoarele terestre. Pentru a ne face o imagine asupra acestui fenomen, vom spune că planeta Jupiter, trecând prin faţa Soarelui, produce o variaţie a fluxului luminos, măsurat, de către un observator extrasolar, de aproximativ 1%, pentru o perioadă de timp de câteva ore. De asemenea, trecerea Terrei prin faţa Soarelui produce o variaţie a fluxului luminos de aproximativ 0,01%. Metoda este foarte promiţătoare, cu ea detectându-se deja atmosfera unei planete extrasolare.
Tehnica microlentilei gravitaţionale.
Prezenţa unei mase într-un anumit loc produce o deformare a spaţiului şi, implicit, o curbare a traiectoriei unei raze de lumină. Astfel, o planetă se comportă ca o mică lentilă, o lentilă gravitaţională. Observatorul terestru va detecta o creştere mică, dar bruscă, a luminozităţii stelei. Nu avem altceva de făcut decât să pândim o anumită stea şi să vedem când se produce un asemenea eveniment. Această tehnică este foarte interesantă pentru detectarea primară a planetelor cu dimensiuni comparabile cu ale Terrei, urmând ca apoi să fie utilizate alte tehnici de analiză. Din păcate, cu ajutorul microlentilei gravitaţionale nu se pot detecta planete aflate la o distanţă mai mare de 5000 de parseci, pentru planete care se află la distanţe de 500 ua de astrul central.
Tehnici de detectare directă.
Acestea sunt cele mai interesante tehnici de detectare a planetelor extrasolare. Se pleacă de la ideea că noi nu putem observa planetele extrasolare datorită faptului că acestea sunt prea puţin luminoase, în raport cu astrul central. Pentru a elimina acest obstacol sunt avute în vedere două metode. Prima dintre ele este banală. Se realizează o eclipsare artificială a astrului studiat. A doua metodă se bazează pe interferometrie. Practic, se utilizează informaţia primită simultan de către mai multe telescoape, după care, printr-o anumită tehnică, este anulată lumina provenită de la steaua studiată.
Pe la mijlocul lunii noiembrie a anului 2001 pe fluxul de ştiri NASA s-a publicat o informaţie senzaţionala: a fost detectata prima atmosfera a unei planete extrasolare. Este vorba de o planeta giganta (cu masa de aproximativ 70% din masa lui Jupiter), care orbiteaza in jurul unei stele, HD 209458, similare Soarelui nostru. Aceasta planeta a fost descoperita în 1999 şi are doua particularitaţi interesante: se afla foarte aproape de astrul central, la numai 6,5 milioane de kilometri şi efectueaza o revoluţie completa în numai 3,5 zile ( un corp ceresc tare grabit! ). Fiind atât de aproape de stea, temperatura la suprafaţa planetei atinge aproximativ 1100°C , dincolo de punctul de topire al cuprului…Astronomii numesc acest tip de planete Jupiteruri fierbinţi, dintr-un motiv lesne de înţeles. Dar ne-am abatut de la subiect. Planeta de care vorbim trece periodic prin faţa astrului în jurul careia orbiteaza. Asta înseamna ca am putea sa-i detectam atmosfera, urmarind spectrul stelei. Sa ne justificam afirmaţia.
Cautarea atmosferei
Este evident ca în cazul planetelor extrasolare nu putem vedea în mod direct atmosferele care le înconjoara. De aceea se apeleaza la o tehnica indirecta, prin care se detecteaza prezenţa gazelor care alcatuiesc respectivul înveliş gazos. Este vorba de spectroscopia de absorbţie. Mai explicit, atunci cậnd un fascicul de lumina alba trece printr-un gaz, anumite lungimi de unda sunt absorbite de acesta. Daca vizualizam spectrul luminii obţinute, vom remarca un anumit numar de benzi întunecate, specifice pentru fiecare gaz în parte. Astfel, cu aceasta metoda vom afla nu numai faptul ca o anumita planeta are o atmosfera, dar putem sa identificam şi gazele care o compun.
Pe aceste consideraţii s-au bazat şi cercetatorii americani, care îşi propusesera sa demonstreze practic faptul ca exista învelişuri gazoase şi în jurul planetelor, care nu aparţin Sistemului Solar. Aşa ca au aranjat ca, timp de câteva zile, telescopul spaţial Hubble sa-şi aţinteasca privirea catre steaua HD209458, unde, aşa cum spuneam, se ştia ca exista o planeta.
De ce a fost aleasa aceasta şi nu o alta? Considerentul principal a fost acela ca perioada mica de revoluţie a planetei permitea efectuarea unui numar mare de observaţii comparative într-un interval scurt de timp. Masuratorile au demonstrat ca spectrul stelei HD209458 se modifica periodic, aparând periodic linii de absorbţie noi, corespunzatoare spectrului gazos. Masurându-se aceasta periodicitate s-a constatat ca ea coincide cu momentele în care planeta trecea prin faţa stelei…Concluzia nu putea fi decât una singura. Exista atmosfera planetara!
Aceasta descoperire ar putea sa para doar senzaţionala, adica lipsita de importanţa practica. Numai ca adevarul este altul. Ne aflam în faţa a ceva care ar putea sa modifice fundamental modul în care privim Universul. Este mai puţin important faptul ca exista planete posesoare de atmosfera, în schim daca, analizând compoziţia atmosferei, am putea demonstra ca acolo, dincolo de marginile Sistemului Solar, exista viaţa, atunci lucrurile capata o dimensiune cu totul noua. Dar cum se face ca o atmosfera este un indicator al vieţii pe planeta pe care o înconjoara ?
Respiraţie extrateretra
Este adevarat, fiinţele traitoare pe alte planete ar putea sa fie complet diferite de ceea ce cunoaştem noi pe Terra. Din fericire, anumite constrângeri fizico-chimice fac ca oxigenul şi dioxidul de carbon sa joace aproximativ acelaşi rol oriunde exista viaţa.
Sa luam exemplul oxigenului. În mod normal, acesta, fiind foarte reactiv, se combina cu rocile terestre sau cu gazele vulcanice. Oxigenul prezent în atmosfera terestra este un gaz straniu. El nici macar nu ar trebui sa existe, decât sub forma diferiţilor compuşi chimici. Acelaşi lucru este valabil şi pentru metan. Acesta, fiind un gaz uşor, chiar daca a existat în atmosfera primordiala, ar fi trebuit de multa vreme sa scape de sub influenţa atracţiei gravitaţionale terestre. Cifrele arata o concentraţie de metan de 100 000 ori mai mare decâr ar fi normal. De unde provin aceste gaze, care nu ar trebui sa existe în atmosfera terestra ? Evident, ele sunt rezultatul proceselor biologice, oxigenul fiind datorat fotosintezei, iar metanul rezulta în un urma proceselor de descompunere a materiei organice. Este vorba de vaporii de apa. Prezenţa lor în atmosfera unei planete de aiurea ne-ar indica prezenţa apei lichide pe suprafaţa ei.
Acum ce ne-ar mai ramâne de facut ? Raspunsul este simplu. Sa cautam urmele anumitor gaze în jurul respectivei planete. Se pare ca exista un consens în rândul exobiologilor : cel mai interesant indicator al vieţii ar fi ozonul, care are o banda de absorbţie la 9,6 microni, adica în zona infraroşie a spectrului. Exista câteva motive pentru aceasta preferinţa. În primul rând banda de absorbţie a ozonului se afla într-o zona de transparenţa a atmosferei terestre, ceea ce-l face accesibil detectarii de catre observatoarele amplasate pe Terra. Al doilea motiv este faptul ca ozonul se distribuie în zona superioara a atmosferei, el fiind rezultatul unor fenomene fotochimice, care se desfaşoara la altitudini mari. Aflându-se în aceasta zona el este mai uşor de detectat. Totuşi, prezenţa ozonului, deşi ne ofera o indicaţie adirecta existenţei oxigenului în respectiva atmosfera, el nu ne poate oferi o informaţie importanta. Nu vom putea afla cu suficienta precizie cât oxigen este în straturile joase ale atmosferei. De exemplu, daca atmosfera terestra ar conţine numai 1 % din oxigenul care exista acum, atunci stratul de ozon ar fi cu numai 40 % mai redus.
Sa presupunem acum ca am detectat în jurul unei planete un strat de ozon. Dar nu gasim urme de alţi indicatori ai vieţii ( metan, apa, NO etc.). Este suficienta detectarea ozonului, pentru a putea afirma ca pe acea planeta exista viaţa? Raspunsul ar fi ca „foarte probabil acel oxigen este rezultatul unei activitaţi biologice”. Sa ne imaginam un proces abiotic prin care s-ar putea genera oxigen. Sub acţiunea luminii stelei centrale, apa se poate descompune în hidrogen şi oxigen. Ar putea fi aceasta o cale de generare a oxigenului şi apoi a ozonului? Procesul enunţat mai sus nu se poate produce la nivelul solului, ci numai la altitudini mari. Atmosfera reprezinta un ecran puternic pentru radiaţiile care ar putea duce la disocierea apei. Dar, cel puţin pentru planete similare cu Terra, aerul altitudinilor mari este extrem de uscat. Rezulta ca pe aceasta cale ar fi generate cantitaţi extrem de mici de oxigen, respectiv, ozon.
Dupa tot ceea ce am afirmat mai sus, a sosit momentul sa vedem care sunt caile practice de detectare a vieţii pe planetele de dincolo de graniţa Sistemului Solar. Pentru a sistematiza lucrurile, sa vedem ce cautam noi de fapt. Cautam o planeta de dimensiuni apropiate de cele ale Terrei (planetele gigant ies din discuţie, deocamdata, deoarece este puţin probabil ca acestea sa ofere condiţii pentru apariţia vieţii aşa cum o ştim noi), care sa se afle la o distanţa nici prea mica, nici prea mare de astrul central (trebuie sa permita existenţa apei lichide la suprafaţa ei).
Un observator aflat la mare distanţa de Sistemul Solar poate afla pe care dintre planetele acestuia se gaseşte viaţa. Este suficient sa analizeze compoziţia atmosferei. În cazul Pamântului va descoperi linii de absorbtie corespunzatoare ozonului, apei, dioxidului de carbon. La Venus şi Marte gazele indicatoare de viaţa (ozon şi vapori de apa) lipsesc.
SA STINGEM STELELE
Pentru a cauta planetele care adapostesc viaţa, ar trebui sa putem detecta planete similare Terrei, adica planete alcatuite din roci, cu dimensiuni comparabile cu cele ale Planetei Albastre. Tehnicile folosite pâna în prezent nu permit decât descoperirea planetelor cu mase de ordinul masei Saturn. Totuşi, într-un viitor nu prea îndepartat, vor fi puse la dispoziţia astronomilor tehnologii mult mai rafinate. Despre una dintre ele, tehnica interferometrica a vorbit, la colocviul Odiseea spaţiului 2001, Sergio Volonte, coordonator al misiunilor astronomice al ESA.
Introducere in interferometrie
Sa presupunem ca avem un telescop amplasat în spaţiu, deci neperturbat de atmosfera terestra. În principiu, putem obţine o rezoluţie unghiulara oricât de mare, daca putem confecţiona oglinzi oricât de mari. Din pacate aici avem de-a face cu cel puţin doua probleme insurmontabile. Tehnologiile disponibile astazi limiteaza dimensiunile, at ât dimensiunile oglinzilor, cât şi masa telescopului pe care dorim sa-l amplasam pe orbita. Daca problemele sunt insurmontabile, atunci este mai bine sa le ocolim. De aceasta data încercam sa plecam de la rezultatul pe care dorim sa-l obţinem, pentru a ajunge la soluţii aplicabile în practica. De fapt care este problema noastra? Vrem sa descoperim planete noi, în afara Sistemului Solar, de preferinţa de dimensiunea Terrei. Care sunt constrângerile pe care trebuie sa le înfrângem? Avem nevoie de rezoluţii foarte bune ale imaginilor obţinute. Nu trebuie nici sa uitam ca steaua centrala este de miliarde de ori mai stralucitoare decât planeta însoţitoare. Practic, chiar daca am dispune de un telescop inimaginabil de performant, nu am fi în stare sa detectam în mod direct planeta cautata, el va fi orbit de stea. Cum am putea depaşi aceste constrângeri? Raspunsul este sa utilizam interferometria!
Sa dam, inainte de toate, o definiţie. Un interferometric astronomic este un dispozitiv care „suprapune” imaginile a mai multor telescoape în scopul de a mari rezoluţia unghiulara a obiectului observat. De fapt, funcţionarea interferometrelor astronomice se bazeaza pe teoria ondulatorie a luminii. Exista mai multe tipuri de interferometre, dar noi ne vom ocupa numai de acela care face sa se stinga stelele.
Sa presupunem ca utilizam doua telescoape, cu ajutorul carora urmarim o stea, pe o anumita lungime de unda, λ. Acum sa suprapunem semnalele provenite de la cele doua telescoape; daca nu intervenim cu nimic pe traseu, atunci cele doua semnale se vor aduna, astfel încât vom avea ceea ce se numeşte „interferenţe constructive”. Acum, sa introducem un dispozitiv pe traseul unuia dintre semnalele recepţionate, care nu face altceva decât sa defazeze unda recepţionata cu un decalaj λ/2. Acum, daca vom însuma cele doua semnale, vom obţine o interferenţa distructiva, adica vom constata ca la ieşire nu mai avem nimic. Altfel spus, am stins steaua!
Sa mergem mai departe…Sa presupunem ca steaua observata de noi are un însoţitor. Acesta emite la rândul sau lumina, de data aceasta fiind vorba de lumina reflectata. Noi, de aici de pe Terra, vedem ca exista un unghi i, foarte mic, între stea şi planeta. Înseamna ca lumina ce vine de la planeta, ajunge cu oarecare întârziere, faţa de ce vine de la stea. Acum ce ne mai ramâne de facut ? Steaua este stinsa, vrem sa vedem planeta ! Pentru aceasta nu trebuie decât sa modificam distanţa D, dintre cele doua telescoape, astfel încât produsul D sin(i) sa fie λ/2. Astfel am anulat defazajul, introdus de dispozitivul de întârziere. Dar l-am anulat numai pentru planeta, care astfel devine vizibila…Sa reducem tot ceea ce am spus la o singura fraza: prin metoda descrisa se obţin interferenţe distructive pe direcţia stelei şi interferenţe constructive pe direcţia planetei. Simplu, nu-i aşa?
Misiunea Darwin
Deşi exista mai multe programe de cercetare bazate pe metoda interferometrica, preferam sa vorbim în continuare de un program european, este vorba de telescopul spaţial Darwin al Agenţiei Spaţiale Europene (ESA). Facem aceasta din doua motive. În primul rând, avem şi noi un oarecare patriotism continental şi, în al doilea rând, am ocazia sa aflu informaţii despre proiect direct de la sursa, este vorba de domnul Sergio Volonte, unul dintre principalii coordonatori ai misiunii Darwin.
Telescopul Darwin va fi capabil sa detecteze planete de dimensiunea Terrei, aflate la o temperatura de aproximativ 300 K, care se rotesc în jurul unei stele similare Soarelui, la distanţe de cel puţin 10parseci (limita maxima va fi 20 parseci).
De asemenea, cu ajutorul lui Darwin, se vor putea determina parametrii orbitali ai planetei studiate. Dar, credem noi, cea mai importanta calitate a sa va fi aceea de a putea detecta şi analiza atmosfera planetei respective.
Ca domeniu de lungimi de unda în care se vor face analizele a fost aleasa o zona din infraroşu, cuprinsa intre 5 şi 20 microni. Aceasta alegere nu este deloc întâmplatoare. Acolo se gaseşte linia de absorbţie a ozonului şi, în plus, tot în aceasta banda, se gasesc liniile de absorbţie ale apei şi ale dioxidului de carbon.
Pentru a atinge aceste obiective ambiţioase, Darwin este alcatuit din şase telescoape, fiecare cu un diametru de 1,5 m , care vor fi amplasate în spaţiu în punctul L2 (locul în care gravitaţia Soarelui o anuleaza pe cea a Pamântului). Având în vedere faptul ca observaţiile se vor efectua în infraroşu, toate instrumentele de bord vor fi racite pâna la aproximativ 5 K. Principala dificultate a misiunii vine din faptul ca între telescoape nu va exista o legatura rigida, ceea ce obliga la folosirea unor sisteme de navigaţie extrem de precise. Sa nu uitam ca, pentru a putea observa o planeta extrasolara, cu ajutorul tehnicilor interferometrice trebuie controlata cu mare precizie distanţa dintre telescoape. Daca lucrurile vor merge conform planificarii, daca ESA nu se va confrunta cu reducerile bugetare cu care se lupta NASA în prezent, atunci înseamna ca, în 2015 , ochiul pamântenilor va avea ocazia sa faca acea descoperire pe care o aşteptam de atâta vreme. Acolo, undeva, în Univers, exista o mica sora de-a noastra…
0 comentarii:
Trimiteți un comentariu