Visatos amžius yra beveik 14 milijardų metų. Įsivaizduoti šį skaičių mūsų smegenys tiesiog nepajėgia, tad ir tyrinėjant Visatą, belieka remtis įvairiais matematiniais modeliais ir įrankiais. Per šį laiką Visata labai keitėsi – nuo pirmykštės sumišusios elementariųjų dalelių sriubos iki šiandieninės įvairovės, su galaktikomis, žvaigždėmis, planetomis ir gyvybe. Deja, daugelis pokyčių užtrunka gerokai ilgiau, nei žmonių gyvenimai, o atsinešti žvaigždžių ir galaktikų į laboratoriją irgi negalime, tad astronomams tenka griebtis įvairių triukų, kad galėtų tyrinėti Visatos istoriją. Šie triukai – tai baigtinio šviesos greičio išnaudojimas, šviesos aido efektas, įvairių reiškinių paliktų dinaminių pėdsakų paieška ir interpretacija, o kartais – netgi pokalbiai su istorikais, archeologais bei geologais.

Šio straipsnio nebūtų buvę, jei ne mano rėmėjai Patreon platformoje. Ačiū jiems! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno kito jūsų dolerio, mane paremti galite ir jūs.

Šviesos greitis. Šviesa, nors yra nepalyginamai greitesnė už bet kokius kasdienius objektus ar reiškinius, visgi juda baigtiniu greičiu. Šis greitis – beveik 300 tūkstančių kilometrų per sekundę – taip pat reiškia, kad žiūrėdami į Visatą, matome jos praeitį. Mėnulio atvaizdą matome sekunde senesnį, nei jis yra „dabar“, Saulės – aštuoniomis su puse minutės senesnį, Andromedos galaktikos – pustrečio milijono metų. Žodį „dabar“ rašau kabutėse, nes bendroji reliatyvumo teorija, naudojama ir aiškinant Visatos evoliuciją, rodo, kad tokia sąvoka neturi aiškiai apibrėžtos reikšmės. Kiekvienam erdvės taškui kiekvienu laiko momentu galime apibrėžti praeitį – tai yra visas erdvėlaikis, iš kurio signalai galėjo pasiekti nagrinėjamą tašką. Panašiai apibrėžiama ir ateitis: tai erdvėlaikis, kurį galėtų pasiekti šiuo momentu taške išspinduliuojamas signalas. Ir ateitis, ir praeitis yra absoliutūs dydžiai, nepriklausantys nuo pasirinktos atskaitos sistemos. O štai su dabartimi yra kitaip – priklausomai nuo stebėtojo judėjimo greičio bei veikiančio gravitacinio lauko, dabartis gali būti labai skirtinga. Taigi žiūrėdami į Mėnulį, galime tiek pat pagrįstai sakyti, kad matome jo dabartinį atvaizdą, kiek ir sakyti, kad jo atvaizdas yra sekundės senumo.

Aišku, sekundė yra pakankamai nedaug, ir nelabai kas Mėnulio paviršiuje per tiek laiko pakinta. Tuo tarpu stebėdami tolimus objektus, galime pamatyti ir reikšmingai tolimą praeitį. Pustrečio milijono metų, kuriuos šviesa keliauja nuo Andromedos iki mūsų, nėra labai daug galaktiniais mastais, bet stebime galaktikas ir iš dešimties ir daugiau milijardų metų praeities. Tiesa, tai nereiškia, kad atstumas iki jų yra dešimt milijardų šviesmečių; jis yra gerokai didesnis. Bet mums svarbu šviesos kelionės trukmė. Jei galime stebėti objektų atvaizdus iš laikų, kai Visatos amžius buvo tik nedidelė dalis dabartinio 13,8 milijardo metų, vadinasi galime matyti Visatą kitose evoliucijos etapuose, nei dabartinis. Ir tikrai – labai tolimos galaktikos yra mažiau tvarkingos formos, turi daugiau dujų, jose sparčiau formuojasi žvaigždės, nei dabartinėse. Skiriasi ir galaktikų spiečių savybės, ir galaktikų bei spiečių masių pasiskirstymas.

Deja, tolimus objektus, kaip ir artimus, irgi matome praktiškai sustingusius laike, nors tas laikas yra kitas. Taigi išsiaiškinti, kaip jie evoliucionuoja, galime tik netiesiogiai – bandydami susieti senų laikų „nuotraukas“ su vėlesnėmis į grandinėlę nuo Visatos jaunystės iki dabarties. Pavyzdžiui, didžiausios šiandieninės galaktikos greičiausiai išaugo iš didžiausių senovinių galaktikų, didžiausi spiečiai – iš didžiausių senųjų spiečių, ir taip toliau. Susieti pavienių objektų neįmanoma, bet statistiškai reikšmingas imtis nagrinėti galime. O jei norime nagrinėti pavienių objektų istoriją, tenka pasitelkti kitus metodus.

Šviesos aidas. Šviesa visada juda vienodu greičiu; kosmose medžiagos tankiai nėra tokie dideli, kad reikšmingai ją sulėtintų. Tačiau ji sklinda visomis kryptimis, o kartais gali nuo kažko atsispindėti. Tokiu atveju mus pasiekia ne pirminio šaltinio spinduliai, bet jo spindulių aidas. Nevadiname to atspindžiu, nes atspindys būtų tikslus, o aidas – iškraipytas dėl sąveikų su medžiaga, sukėlusių antrinį švytėjimą. Mums svarbu yra tai, kad aidinti šviesa iš viso nukeliauja didesnį atstumą iki mūsų, nei tiesioginiai šaltinio spinduliai. Vadinasi, stebėdami šviesos aidą, galime nustatyti, kas konkrečiame šaltinyje vyko praeityje.

Laiko tarpai, kuriuos pažvelgti atgal leidžia aidas, yra įvairūs – nuo keleto dienų iki daugiau nei šimto metų. Ir naudojamas jis skirtingiems tikslams. Keleto dienų šviesos aidas fiksuojamas aktyviuose galaktikų branduoliuose, kur juodąją skylę ir jos akrecinį diską supa daug greitai judančių dujų debesų. Debesis nuo juodosios skylės skiria keletas šviesos dienų (čia toks atstumas, panašiai kaip šviesmetis, gaunamas šviesos greitį padauginus iš vienos dienos), taigi į bet kokį centrinio šaltinio šviesumo pokytį debesys atsiliepia po keleto dienų. Stebėdami šiuos pokyčius, galime nustatyti gana tikslų atstumą iki debesų, o jis, kartu su debesų judėjimo greičiu, leidžia apskaičiuoti centrinės juodosios skylės masę. Šis metodas, vadinamas reverberacija, yra vienas tiksliausių būdų įvertinti supermasyvių juodųjų skylių mases.

Supernovų sprogimai yra labai intensyvūs energijos pliūpsniai, galintys paveikti dujų debesis už šimtų šviesmečių. Dujos, kurios šiaip būtų labai šaltos ir gal net nematomos iš Žemės, staiga nušvinta ir sužiba įvairia spinduliuote, padedančia nustatyti ir pačių dujų, ir sprogusios supernovos savybes. Kartais mums įdomiau dujos – pavyzdžiui 1987 metais sprogusios supernovos SN 1987A aplinka daug tyrinėjama remiantis po truputį plintančio šviesos aido duomenimis. Kitais atvejais svarbesnė pati supernova, jeigu jos šviesa mus pasiekė seniau, nei pradėti detalūs dangaus stebėjimai. Tarkime supernovos liekaną Kasiopėjos A sukūrė sprogimas, kurio šviesa mus turėjo pasiekti apie 1660 metus. Jokių žinių apie užfiksuotą žybsnį iš tų laikų nėra; gali būti, kad supernovą tiesiog užstojo pernelyg daug dulkių, ir iki mūsų prasiskverbė tik menka šviesos dalis, kurios niekas nepamatė. Bet šviesos aidas apie ją pasako labai daug: prieš dešimt metų Spitzer kosminio teleskopo stebėjimais aptiktas aidas dujų debesyse leido nustatyti, kad supernovą sukėlė sprogstanti ypatingai masyvi žvaigždė, dar iki sprogimo nusimetusi visus vandenilio kupinus išorinius sluoksnius. Tai paaiškina ir kodėl nebuvo matomas pats sprogimas: tankūs vandenilio debesys, supantys žvaigždę, tikrai galėjo sugerti didžiąją dalį spinduliuotės. Be to, šviesos aido, matomo skirtingomis kryptimis, stebėjimai leidžia spręsti, kad supernova buvo nesimetriška, t.y. daugiau medžiagos išmetė ašigalių, nei pusiaujo kryptimi.

Dujų debesys, apšviesti šimto metų senumo žybsnio, stebimi ir Paukščių Tako galaktikos centre, netoli supermasyvios juodosios skylės Šaulio A*. Apskritai Šaulio A* yra labai neaktyvi, spinduliuoja tik 300 kartų daugiau, nei Saulė, nors masės turi net 4,3 milijono Saulės masių. Paprasčiausiai šalia jos yra labai mažai dujų, tad jos, nors ir krenta į juodąją skylę, išspinduliuoja nedaug energijos. Bet praeityje buvo kitaip, ir šviesos aidas padeda tą suprasti. Įvairiuose debesyse matomi atspindžiai vieno, o gal net kelių žybsnių, įvykusių prieš šimtą ar kelis šimtus metų. Paklaidos atsiranda dėl to, kad negalime būti visiškai tikri, ar tie debesys nuo mūsų nutolę tiek pat, kiek Šaulio A*, ar truputį mažiau, ar truputį daugiau. Skirtingi autoriai, naudodami skirtingus modelius, gauna įvairius atsakymus: galbūt buvo vienas žybsnis prieš tris šimtus metų, gal – prieš šimtą, o gal per paskutinį tūkstantį metų buvo bent keli žybsniai. Bet kuriuo atveju, žinome, kad žybsniai buvo energingi – Šaulio A* šviesis išaugo apie milijoną kartų. Taip pat žinome, kad jie truko neilgai: šviesos aidą stebime kaip spinduliuotės frontą, sklindantį debesimis, o fronto plotis byloja, kad žybsniai truko tik apie dešimt metų ar kiek daugiau.

Šaulio A* žybsnis prieš šimtą ar daugiau metų buvo ganėtinai nedidelis, palyginus su kitomis galaktikomis ir jų branduoliais. Branduolio aktyvumo epizodo metu galaktikos centras gali nušvisti dešimtis milijardų kartų šviesiau, nei Saulė. Šie epizodai trunka dešimtis, gal šimtus tūkstančių metų, tad stebėti jų pradžios ir pabaigos neturime galimybių. Tačiau šviesos aidas kartais padeda nustatyti, kada konkrečioje galaktikoje baigėsi paskutinis aktyvumo epizodas. Mat branduolio spinduliuotė jonizuoja dujas net keleto kiloparsekų atstumu nuo centro, o kiloparsekas yra daugiau nei 3000 šviesmečių. Spinduliuotei išnykus, dujos greitai rekombinuoja – branduoliai sugauna elektronus – ir jų pačių švytėjimas labai pakinta. Taigi jei galaktikoje matome dujų debesį, kuris šviečia tarsi būtų jonizuotas aktyvaus branduolio spinduliuotės, bet paties aktyvaus branduolio nematome, greičiausiai stebime šviesos aidą. Pirmasis toks aidas, dar kartais vadinamas kvazaro jonizacijos aidu, pagal atradėją vadinamas Hanny’s Voorwerp (olandiškai „Hannos objektas“); netrukus jų atrasta ir daugiau. Remdamiesi panašiu principu, tik nagrinėdami daug blausesnes aktyvias galaktikas, prieš keletą metų astronomai netgi nustatė, kad tipiniai aktyvumo epizodai trunka apie šimtą tūkstančių metų.

Dinaminiai pėdsakai. Įvairūs energingi ir trumpalaikiai procesai, tokie kaip jau minėti supernovų sprogimai ar žybsniai ir aktyvumo epizodai galaktikų centruose, sukuria ne tik šviesos aidą, bet palieka ir daug ilgaamžiškesnius dinaminius pėdsakus. Tai – įvairios dujų struktūros, kurių savybės kinta pakankamai lėtai, jog net ir po milijonų metų jas aptikę galime suprasti, kad kažkada jas sukūrė vienas ar kitas įvykis. Tai gali būti masyvios žvaigždės vėjo išpūstas ūkas, kaip Laivo Kilio Etos aplinkoje, gali būti supernovos liekana, gali būti aktyvaus branduolio vėjo ar čiurkšlės išpūstas burbulas.

Dinaminiai pėdsakai turi ir trūkumų – jie yra dar mažiau aiškūs ir labiau priklausomi nuo interpretacijų, nei šviesos aidas. Šviesos aido atveju bent jau žinome, kokiu greičiu judėjo ir tebejuda signalas. O dinaminiai pėdsakai galėjo formuotis labai įvairiu greičiu. Ne visada įmanoma išmatuoti net ir šiandieninį medžiagos judėjimo greitį, o praeityje jis galėjo būti ir kitoks. Vienas geriausių pavyzdžių – Fermi burbulai, atrasti mūsų Galaktikoje prieš aštuonerius metus. Tai yra didžiulės gama spindulius skleidžiančios daugmaž apvalios struktūros abipus Galaktikos plokštumos. Kol žinojome tik jų dydį – dešimt kiloparsekų į vieną ir kitą pusę nuo plokštumos, šiek tiek daugiau, nei atstumas nuo Saulės iki Galaktikos centro – hipotezių apie jų kilmę buvo įvairių, nuo lėto žvaigždžių vėjo poveikio per dešimt milijardų metų iki aktyvaus branduolio žybsnio prieš kelis milijonus. Prieš keletą metų pavyko išmatuoti, kad burbulai plečiasi kelių šimtų kilometrų per sekundę greičiu; tai gana tvirtai pagrindė hipotezę, kad jų amžius yra vos keli milijonai metų.

Fermi burbulai yra daugelyje galaktikų sutinkamų tėkmių analogai. Tėkmes gali sukurti ir žvaigždiniai procesai, ir branduolio aktyvumas. Bet plinta jos dar ilgą laiką po jas kuriančio proceso išsijungimo – žvaigždėdaros ar akrecijos į juodąją skylę spartos sumažėjimo. Taigi stebėjimų interpretacija dažnai yra sudėtinga. Pavyzdžiui, jei matome tėkmę galaktikoje, kurioje sparčiai formuojasi žvaigždės, bet nėra aktyvaus branduolio, intuityviai norisi interpretuoti, kad tėkmę kuria žvaigždžių procesai. Tačiau tai visai nebūtinai tiesa: jei branduolys buvo aktyvus prieš pusę milijono metų, dabar nematysime nei jo, nei šviesos aido, bet išpūsta tėkmė gali dar ilgai ir sėkmingai plisti. Tokių tėkmių savybių modeliavimas bent jau teoriškai gali atskleisti labai daug apie galaktikos paskutinių kelių milijonų metų aktyvumo istoriją. Kol kas ši sritis dar daug netyrinėta, bet artimiausiais metais galime tikėtis progreso.

Istoriniai stebėjimai. Šiais laikais astronominių stebėjimų programos būna įvairios. Kai kurios renka tiesiog pavienes nuotraukas, kitos stebi kokius nors objektus ilgą laiką, dar kitos grįžta vis prie tų pačių objektų ir juos reguliariai fotografuoja. Tokiu būdu galime pamatyti objektų kitimą per keletą ar kelias dešimtis metų. Kartais tie patys objektai būna stebėti ir anksčiau, taigi šiandieninius duomenis galima papildyti archyvine medžiaga ir tarsi praplėsti stebėjimų intervalą iki šimtmečių ar dar ilgiau.

Vienas neseniai nuskambėjęs pavyzdys susijęs su Tabi žvaigžde, dar žinoma kaip KIC 8462852. Šios žvaigždės šviesis kinta labai keistai, per keletą metų Keplerio teleskopas užfiksavo keletą reikšmingų pritemimų, kurių paaiškinti planetų tranzitais neišeina. Panagrinėjęs archyvus, vienas astronomas rado senų stebėjimų duomenis, kurie parodė, kad žvaigždė apskritai tamsėja, nors ir lėtokai – keliolika procentų per šimtą metų. Kodėl taip yra, vis dar neaišku, bet šis atradimas yra viena iš Tabi žvaigždės dėlionės detalių.

Teleskopas išrastas prieš kiek daugiau nei keturis šimtmečius. Kai kurie stebėjimai beveik tiek pat laiko ir vykdomi. Pavyzdžiui, Saulės dėmės stebimos nuo XVII amžiaus vidurio. Aišku, per šimtmečius keitėsi stebėjimų įranga, kokybė ir duomenų interpretacija, tačiau faktas išlieka – Saulės stebėjimų informacijos turime labai daug. Apjungti ją į vieningą sistemą – nemenkas iššūkis, bet jis po truputį sprendžiamas. Jau netolimoje ateityje tai turėtų padėti suprasti, kokie pokyčiai mūsų žvaigždėje vyksta šimtmečių laiko skalėje.

Kartais archyviniai duomenys ateina netgi iš senovės civilizacijų. Prieš keletą metų dvinarės žvaigždės Algolo evoliucijai tyrinėti pasinaudota netgi senovės Egipto kalendoriais. Ši civilizacija žvaigždei skyrė didelį dėmesį, todėl kalendoriuose buvo žymimi jos šviesio pokyčiai. Palyginę kalendorius su šiandieninių stebėjimų duomenimis, astronomai nustatė, kad žvaigždės periodas per tris tūkstantmečius pailgėjo dvidešimčia minučių. Neturint senovinių duomenų to nustatyti nebūtų pavykę.

Įrašai uolose. Kai kurie pėdsakai, palikti tolimos praeities kosminių įvykių, randami ir Žemėje – jos uolienose. Supernovos sprogimo spinduliuotė ir besiplečianti liekana gali paveikti Žemės atmosferą, paviršių ir biosferą, o šiuos poveikius galime aptikti ir po milijonų metų, tyrinėdami uolienų sluoksnius.

Vienas galimas poveikis yra ozono sluoksnio sunaikinimas bei deguonies ir azoto jonizacija, tačiau tam reikia, kad supernova sprogtų labai arti, ne toliau, nei aštuoni parsekai nuo mūsų. Taip arti supernovos sprogsta tik maždaug kartą per milijardą metų; gali būti, kad viena iš jų nulėmė masinį rūšių išnykimą prieš 440 milijonų metų, bet visiškai tikri dėl to būti negalime.

Naujesnės supernovos palieka ir geležinį pėdsaką. Jose susidaro geležies izotopas, turintis 26 protonus ir 34 neutronus – keturiais daugiau, nei dažniausiai pasitaikantis. Šio izotopo nekuria jokie Žemėje vykstantys procesai, taigi aptikę jį kažkur uolienose galime gana pagrįstai teigti, jog tai yra supernovos išmestos medžiagos palikimas. Vandenynų dugno nuosėdinių uolienų tyrimai atskleidė, kad Saulės aplinkoje per pastaruosius keletą milijonų metų sprogo net dvi supernovos – viena prieš 2,2, kita prieš pusantro milijono metų. Detali geležies ir kitų elementų izotopų analizė netgi leidžia nustatyti, kokia buvo sprogusių žvaigždžių masė ir nuotolis nuo Saulės. Taip pat gali būti, kad šie sprogimai sukėlė reikšmingus vandens žinduolių rūšių išnykimus.

Visi šie praeities nustatymo būdai yra sudėtingi, netikslūs ir atviri įvairioms interpretacijoms. Tačiau jie leidžia įveikti vieną iš pagrindinių astronomijos problemų – negalėjimą vykdyti eksperimentų. Visatą kosminiais masteliais suprantame tik ją stebėdami, bet ne ja manipuliuodami. Taigi ir įrankiai stebėjimams bei jų interpretacijai turi būti labai geri. Pasidžiaukime, kad sugebame sugalvoti, kaip pasinaudoti tuo, ką mums duoda gamta.

Laiqualasse