Шест гласници од вселената

ОД ДОПИСНИКОТ НА РАЗБУДЕТЕ СЕ! ВО ЈАПОНИЈА

ПОСТОЈАНО пристигнуваат гласници од вселената. Со себе носат зачудувачки информации за пространиот универзум околу нас. Овие гласници, вкупно шест, патуваат со брзината на светлината, 300.000 километри во секунда. Едниот од нив е видлив, но сите други се невидливи за човечкото око. Кои се тие?

Електромагнетниот спектар

Повеќе од 300 години е познато дека кога светлината ќе помине низ призма, таа се појавува во седумте главни бои на виножитото. Тоа покажува дека обичната светлина ги содржи сите седум бои од виножитото во редоследот: црвена, портокалова, жолта, зелена, сина, индиго и виолетова.

Се смета дека светлината е сноп од честици без маса наречени фотони, кои исто така имаат својства на бранови. Растојанието од највисоката точка на едниот бран до највисоката точка на другиот е наречено бранова должина и се мери со единицата наречена ангстрем, скратено Å. Тој е еднаков на еден десетмилијардит дел од метарот. Видливата светлина се движи помеѓу 4.000 и 7.000 ангстреми, а светлината на различни бранови должини се појавува во различни бои. (Види ја илустрацијата на страница 15.)

Меѓутоа, фотоните можат да имаат и други бранови должини. Сноповите фотони, наречени електромагнетно зрачење, добиваат различни имиња во зависност од нивната бранова должина. Под 4.000 ангстреми, како што брановите должини стануваат пократки од оние на видливата светлина, електромагнетните бранови постепено се јавуваат како ултравиолетово (UV) зрачење, рендгентски зраци и гама⁠-​зраци. Кога брановите се подолги од 7.000 ангстреми, не се веќе видливи, туку се наоѓаат во инфрацрвениот до радио дел од електромагнетниот спектар. И тоа се „шесте гласници“ од вселената. Тие носат богатство информации за небесните тела. Да видиме сега на кој начин се искористени за да се добијат вредни информации.

Видливата светлина — првиот гласник

Од времето кога Галилео го свртел својот телескоп спрема небото во 1610 година сѐ до 1950 година, астрономите првенствено користеле оптички телескопи за да го проучуваат универзумот. Тие биле запознаени само со видливиот дел на електромагнетниот спектар. Некои небесни тела можеле да се видат со оптичките телескопи само многу бледо, а астрономите ги снимиле сликите на фотографски филм за да ги проучуваат. Сега стануваат многу повообичаени електронските детектори познати како апарати со двоен набој, кои се 10 до 70 пати поосетливи од фотографскиот филм. Видливиот гласник дава информации во врска со ѕвездената густина, температурата, хемиските елементи и растојанието.

За да се улови светлина, се градат уште поголеми телескопи. Од 1976 година наваму, најголемиот рефлекторски телескоп во светот бил телескопот од 236 инчи при Астрофизичката опсерваторија Зеленчукскаја, во Русија. Меѓутоа, во април 1992 година, бил завршен новиот Кекa — рефлекторско оптички телескоп на Мауна Кеа, на Хаваите. Наместо едно огледало, телескопот Кек има комбинација од 36 хексагонални парчиња огледало. Парчињата имаат комбиниран дијаметар од 10 метри.

Постои и втор Кек телескоп кој е во изградба во близината на првобитниот, сега наречен Кек I, така што двата телескопа би можеле да функционираат како оптички интерферометар. Тоа значи преку компјутер да се поврзат двата телескопи од по 10 метри, што би довело до раздвојна моќ која би била еднаква на едно поединечно огледало со дијаметар од 85 метри. „Раздвојна моќ“, или „разложување“, се однесува на способноста на распознавање на поединости.

Токиската Национална астрономска опсерваторија гради еден оптички/инфрацрвен телескоп од 8,3 метри, Субару (јапонското име за ѕвезденото јато Квачка), на Мауна Кеа. Ќе има тенко огледало прицврстено со 261 двигател што ќе го израмнуваат обликот на огледалото еднаш на секоја секунда со цел да ја надоместат секоја деформација на површината на огледалото. Во тек е изградбата на други огромни телескопи, па затоа сме уверени дека ќе дознаеме повеќе од гласникот број еден — видливата светлина.

Радиобрановите — вториот гласник

Емитувањето на радиобранови од Млечниот Пат за првпат било откриено во 1931 година, но дури во 1950-тите години радиоастрономите почнале да работат заедно со оптичките астрономи. Со откривањето на радиоемитувањата од вселената, станало видливо она што не можело да се види со оптичките телескопи. Набљудувањето на радиобрановите овозможило да се види центарот на нашата галаксија.

Брановата должина на радиобрановите е поголема од брановата должина на видливата светлина, и затоа се потребни огромни антени за да се фати сигнал. За употреба во радиоастрономијата, биле конструирани антени со дијаметар од 90 или повеќе метри. Затоа што разложувањето е слабо дури и кај инструментите со таква величина, астрономите ги поврзуваат радиотелескопите во редици преку компјутер со помош на една техника наречена радиоинтерферометрија. Колку е поголемо растојанието помеѓу телескопите толку е подобра острината.

Еден таков спој ја опфаќа антената од 45 метри на Радиоопсерваторијата Нобејама во Јапонија; антената од 100 метри во Бон (Германија) и телескопот од 37 метри во Соединетите Држави. Таквиот вид спојување е наречено интерферометрија на многу големо растојание (VLBI), кое доведува до разложување на еден илјадити дел од аглова секунда или, пак, способноста да се забележи структура на Месечината од 1,8 квадратни метри.b Таквото VLBI е ограничено поради дијаметарот на Земјата.

Радиоопсерваторијата Нобејама оди еден чекор понатаму во примањето на овој гласник, ставајќи во вселената една радиоантена од 10 метри. Треба да се лансира од Јапонија во 1996 година и ќе биде поврзана со радиотелескопи во Јапонија, Европа, Соединетите Држави и Австралија, создавајќи растојание од 30.000 километри. Со други зборови, овој спој ќе биде како џиновски телескоп кој е трипати поголем од самата Земја! Ќе има раздвојна моќ од 0,0004 аглови секунди, што значи дека на Месечината ќе може да распознае предмет од 70 сантиметри. Наречена Вселенска опсерваториска програма VLBI, или скратено VSOP, таа ќе се користи за одредување и за проучување на галаксички јадра и квазари, каде што се мисли дека се сместени супермасивни црни дупки. Како втор гласник од вселената, радиобрановите грандиозно функционираат и ќе продолжат да даваат информации за нивните извори.

Рендгенските зраци — третиот гласник

Првите рендгенски набљудувања биле извршени во 1949 година. Поради тоа што рендгенските зраци не можат да продрат низ Земјината атмосфера, астрономите морале да почекаат до развојот на ракетите и на вештачките сателити за да добијат информации од овој гласник. Рендгенските зраци се создаваат на многу високи температури и на тој начин даваат информации за жешки ѕвездени атмосфери, остатоци на супернови, јата на галаксии, квазари и хипотетичните црни дупки. (Види Разбудете се! од 8 јули 1992, страници 5—9.)

Во јуни 1990 година бил лансиран рендгенскиот сателит кој бил успешен во картирањето на целиот рендгенски универзум. Снимените информации покажаа четири милиони рендгенски извори распоредени по целото небо. Меѓутоа, во позадината помеѓу овие извори постои еден непознат блесок. Можеби тој доаѓа од јата квазари за кои се смета дека се енергетски јадра на галаксии во близината на она што некои астрономи го нарекуваат „работ на видливиот универзум“. Во свое време, можеме да очекуваме да добиеме уште информации од рендгенскиот гласник.

Инфрацрвеното зрачење — четвртиот гласник

Првите инфрацрвени набљудувања биле извршени во 1920-тите години. Поради тоа што водената пара го апсорбира инфрацрвеното зрачење, за да се постигнат најдобри резултати, се користат сателити кои кружат во орбита со цел да го истражат овој гласник. Во 1983 година бил употребен Инфрацрвениот астрономски сателит (IRAS) за да го картира целото инфрацрвено небо и тој открил 245.389 инфрацрвени извори. Околу 9 проценти (22.000) од објектите очигледно се далечни галаксии.

Со оптичките телескопи не можат да се видат сите предели на гас и прашина во вселената. Сепак, овој четврти гласник овозможува да се „види“ подлабоко во правта и е од посебна вредност во набљудувањето на центарот на нашата галаксија. Научниците планираат да пуштат во орбита инфрацрвен телескоп наречен Вселенски инфрацрвен телескопски апарат, кој е 1.000 пати поосетлив од IRAS.

Ултравиолетовото зрачење — петтиот гласник

Првото астрономско набљудување на ултравиолетовото (UV) зрачење било извршено во 1968 година. Озонскиот слој спречува поголем дел од оваа радијација да стигне до површината на Земјата. Вселенскиот телескоп Хабл, кој бил лансиран во април 1990 година, е опремен да ги набљудува и видливите и ултравиолетовите зрачења и ќе биде насочен во правец на 30 квазари кои се наоѓаат на растојание од десет милијарди светлосни години.c Со други зборови, набљудувањето на ултравиолетовиот гласник овозможува да се види каков бил универзумот пред околу десет милијарди години. Постојат надежи дека овој гласник ќе открие многу мистерии на универзумот.

Гама-зраците — шестиот гласник

Гама-зраците претставуваат високо енергетско зрачење со многу кратки бранови должини. За среќа, атмосферата спречува повеќето од овие штетни зраци да стигнат до Земјината површина. Овој гласник е поврзан со бурни настани во универзумот. На 5 април 1991 година, Националната аеронаутичка и вселенска управа ја лансирала во вселената Опсерваторијата на гама-зраци. Таа ќе ги набљудува настаните во кои се вклучени квазари, супернови, пулсари, хипотетични црни дупки и други далечни објекти.

Со доаѓањето на вселенската ера, астрономите сега се во можност да го набљудуваат целиот електромагнетски спектар, од радиобранови до гама-зраци. Навистина, тоа е златен век за астрономите. Кога ќе ги ‚кренеме очите свои кон висините небесни‘, можеме да ја „видиме“ — со помош на шесте гласници од ѕвездени извори — извонредната мудрост на Творецот на сите нив (Исаија 40:26; Псалм 8:3, 4). Додека астрономите продолжуваат да ги дешифрираат информациите кои ги носат овие гласници, ние ќе продолжиме да се чувствуваме исто како Јов од пред повеќе од 3.000 години: „Ете, тоа се делови од патиштата Негови; а колку малку сме слушале за Него!“ (Јов 26:14).

[Фусноти]

[Табела на страница 15]

(Види во публикацијата)

0,1Å Гама-зраци

1Å Рендгенски зраци

10Å

100Å UV

1.000 Å

4000 — 7000Å Видлива светлина

10.000 Å Инфрацрвени

10μ

100μ Радио

1mm

1cm

10cm

1m

[Слика на страница 15]

Со вселенскиот радиотелескоп VSOP, ќе биде возможно на Месечината да се распознае објект од 70 сантиметри

[Извор на слика]

VSOP: Со љубезна дозвола на Радиоопсерваторијата Нобејама, Јапонија

[Слика на страница 15]

Цртеж на оптичкиот/инфрацрвен телескоп Субару, сега во фаза на изградба

[Извор на слика]

Субару: Со љубезна дозвола на Националната астрономска опсерваторија, Јапонија