Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Historie wielkich odkryć pokazują, że żadne z nich od początku nie jest ''wielkie''. Każdemu odkryciu towarzyszy ekscytacja, wręcz uciecha, ale te emocje dzielą tylko członkowie małego zespołu badawczego, którzy natknęli się na ''coś nowego''. Wieści należy przekazać złaknionym wiedzy obywatelom świata, by rozbudzić świadomość przełomu, jaki dokonuje się w nauce za ich życia. Wówczas odkrycie staje się ''wielkie''.

       I tu pojawia się trudność. Bo odkrycie jest tym ciekawsze, im ciekawiej opisane. Proste słowa, chwytliwe frazy i radujące oko rysunki często nie oddają całej złożoności tematu i wcale niekoniecznie sprawią, że czytelnikowi ''otworzą się oczy''. I tak odkrycie, które jest już ''wielkie'' i ''przełomowe'' w oczach swoich odkrywców, musi zaczekać na powszechny podziw jeszcze długi czas. Chcąc ten czas skrócić do minimum podejmuję się niełatwej sztuki marketingu naukowego, by spektakularne odkrycie przedstawić i opisać w tak spektakularny sposób, na jaki zasługuje.

       Idźmy od razu do sedna sprawy - do gwiazd pulsujących w układach podwójnych zaćmieniowych. Aby wszystko wyjaśnić potrzeba nam tylko dwóch typów gwiazd pulsujących: klasycznych Cefeid oraz gwiazd typu RR Lyrae. Oba typy są bardzo do siebie podobne, mają charakterystyczną ''piłokształtną'' krzywą blasku i podobną amplitudę zmian blasku, lecz okres pulsacji Cefeid wynosi średnio 20-50 dni podczas gdy gwiazdy typu RR Lyrae zmieniają swą jasność z częstością 1 dnia lub mniej. Dlatego gwiazdy typu RR Lyrae bywają nazywane ''karłowatymi Cefeidami'', gdyż stanowią mniejszą kopię klasycznych Cefeid. Stwierdzenie to jest tym prawdziwsze, że pulsacje we wnętrzach Cefeid i gwiazd typu RR Lyrae powodowane są przez dokładnie te same procesy, lecz u gwiazd RR Lyrae działają one na odpowiednio mniejszą skalę. Gwiazdy te pulsują w ten sposób, że puchną, gdy nagromadzona energia w ich wewnętrznych warstwach jest przetrzymywana i nie może się wydostać na zewnątrz - wzrasta ich promień oraz jasność, a gdy energia osiąga wartość progową i zostaje uwolniona w przestrzeń niczym przy zwolnieniu niewidzialnej blokady - kurczą się, a ich promień i jasność maleje, a cykl rozpoczyna się od nowa. Pulsacje stanowią tylko etap w życiu gwiazd, na tym etapie hel w ich jądrach łączony jest w cięższe pierwiastki w procesie syntezy termojądrowej; mówi się wówczas, że gwiazdy, niczym wielkie silniki lub piece, ''palą hel w jądrach''. Aby mogło do tego dojść, muszą być wystarczająco masywne. Dla Cefeid ta masa wynosi około 5 mas Słońca, dla gwiazd typu RR Lyrae - 0,6-0,8 masy Słońca. Więcej na temat Cefeid i gwiazd typu RR Lyrae tutaj: http://www.astrovision.pl/index.php?post=97.


       Na chwilę obecną istnieją dwie niezależne teorie, dzięki którym astronomowie mogą oszacować i przewidywać kluczowe parametry gwiazdy na każdym etapie jej ewolucji: masę, promień, temperaturę i jasność. Znajomość tych wielkości pozwala przewidzieć dalszy rozwój gwiazdy i przy porównaniu z obserwacjami, udoskonalać teorie. Pierwsza teoria - teoria gwiazdowej ewolucji - rozwijana jest już ponad 80 lat i sprawdza się z powodzeniem w niemal każdym przypadku, od gwiazd ciągu głównego, przez czerwone olbrzymy i nadolbrzymy, aż do białych karłów. Posiada jednak frustrujące braki, gdy dochodzi do gwiazd pulsujących. Druga teoria - teoria gwiazdowych pulsacji - rozwija się prężnie już od lat 60. XX wieku i daje doskonałe rezultaty. Lecz tylko dla gwiazd pulsujących i to jej ewidentny minus. Obie teorie spotykają się w pasie niestabilności, obszarze na diagramie Hertzprunga-Russela, zamieszkałym tylko i wyłącznie przez gwiazdy pulsujące. Konfrontacja obu teorii, czyli zastosowanie ich do gwiazd pulsujących pokazuje znaczącą niezgodność: masa pulsacyjna gwiazdy (określona na podstawie teorii pulsacji) jest o 30% mniejsza od masy ewolucyjnej tej samej gwiazdy (wyznaczonej z teorii ewolucyjnej). Oznacza to, że astronomowie jednocześnie posiadają dwie ''gwiazdowe wagi'' i nie potrafią powiedzieć, która z nich jest prawidłowo skalibrowana i pokazuje właściwą masę.


       Co jest więc takiego ważnego w gwiazdach pulsujących w układach podwójnych zaćmieniowych? Gdy układ podwójny ustawiony jest krawędzią do obserwatora, tak że widoczne są zaćmienia jednego składnika przez drugi, możliwe jest wyznaczenie mas i promieni obu gwiazd z dokładnością 1%! A jeśli w dodatku jeden ze składników jest Cefeidą lub gwiazdą typu RR Lyrae, można go dokładnie ''zważyć'' i ''zmierzyć'' oraz sprawdzić, która teoria - pulsacyjna czy ewolucyjna - prawidłowo przewidziała jego parametry. Można nareszcie skalibrować kosmiczną wagę.

       Pierwsza zaobserwowana Cefeida w układzie podwójnym zaćmieniowym o nazwie OGLE-LMC-CEP-0227 potwierdziła słuszność teorii pulsacji. To przełomowe odkrycie zostało dokonane i opisane przez Grzegorza Pietrzyńskiego i ukazało się na łamach prestiżowego magazynu Nature w 2010 roku (link to artykułu tutaj - w języku angielskim). Wiadomość obiegła cały świat, a zaraz potem układ OGLE-LMC-CEP0227 doczekał się swojego hasła w Wikipedii (kliknij tutaj).

       Aż do 2011 roku nie znana była gwiazda typu RR Lyrae w układzie podwójnym. Już zaczynano się zastanawiać, czy taka konfiguracja jest w ogóle możliwa, czy obecność towarzysza nie zakłóci naturalnej ewolucji gwiazdy i nie przeszkodzi jej w wejściu w fazę pulsacji, gdy Igor Soszyński z Obserwatorium Astronomicznego UW doniósł o odkryciu pulsacji typu RR Lyrae w układzie podwójnym zaćmieniowym OGLE-BLG-RRLYR-02792 (link to artykułu tutaj - w języku angielskim). Obiekt o okresie pulsacji 0,62 dnia i ''piłokształtnej'' krzywej blasku niczym z pozoru nie różnił się od gwiazd typu RR Lyrae, lecz kiedy wyznaczono jego kluczowe parametry fizyczne, odkryto jego niepokojąco małą masę. Ten problem nie ma już nic wspólnego z niezgodnością teorii pulsacyjnej i ewolucyjnej, jest bowiem natury fizycznej; faktyczna masa gwiazdy wynosi 0,26 masy Słońca i jest zwyczajnie za mała, by możliwe było ''palenie w jądrze helu'', tak jak robią to wszystkie gwiazdy typu RR Lyrae. A jednak obiekt OGLE-BLG-RRLYR-02792 pulsuje. Konsternacja naukowców sięgnęła zenitu, gdy przyszło do wyjaśnienia kłopotliwej zagadki pulsacji. Oto najbardziej prawdopodobny scenariusz.

       Początkowo układ składał się z dwóch gwiazd o masach 1,4 i 0,8 masy Słońca, które trwały na ciągu głównym do chwili, gdy bardziej masywna - składnik A - zakończyła termosyntezę wodoru w hel w jądrze i zaczęła puchnąć stając się czerwonym olbrzymem. Jej rozmiary powiększyły się tak bardzo, że znaczna część jej masy, ta najbliżej rozdętej powierzchni, zaczęła być przyciągana przez towarzysza - składnik B. Nastąpił tak zwany transfer masy. Materia odpływała ze składnika A, który stawał się mniej i mniej masywny, w kierunku składnika B, który na masie przybierał. To wyjaśnia niewielką masę składnika A, ale skąd te pulsacje? Pulsacje są bardzo kapryśne i wymagające, powstają tylko w ściśle określonych warunkach fizycznych: w wąskim zakresie temperatur i jasności (to właśnie granice pasa niestabilności na diagramie H-R) oraz przy odpowiednio grubej wewnętrznej warstwie materii otaczającej jądro gwiazdy. Jeśli te trzy warunki są spełnione - gwiazda pulsuje. Konfiguracja warunków fizycznych była tak szczęśliwa w przypadku układu OGLE-BLG-RRLYR-02792, że mimo iż gwiazda nie zapaliła helu w jądrze, jak zwykły robić wszystkie RR Lyrae, to i tak zaczęła pulsować. Miała odpowiednią temperaturę i jasność, a po transferze masy zachowała cienką otoczkę wokół jądra, która w ostateczności wygenerowała pulsacje.

       Gwiazda o tak niezwykłej ewolucji zasługuje na niezwykłą nazwę. Grzegorz Pietrzyński, który wyjaśnił fenomen układu podwójnego w publikacji w Nature w kwietniu 2012 roku (link to artykułu tutaj - w języku angielskim) określił ją jako gwiazdę pulsującą pod wpływem ewolucyjnych zmian w układzie podwójnym (ang. Binary Evolution Pulsating, BEP). Faktycznie to trafne określenie, gdyż to właśnie obecność towarzysza (i interakcja z nim poprzez transfer masy) skierowała gwiazdę na taki tor ewolucji. A jest to zupełnie nowy kanał ewolucji prowadzący do powstania gwiazd pulsujących, to precedens na astronomiczną skalę.



       Obiekt OGLE-BLG-RRLYR-02792 odsłonił zupełnie nową ścieżkę ewolucji gwiazd w układach podwójnych, wskazując astronomom nowe możliwości przy obserwacjach oraz symulacjach układów podwójnych. A takich układów BEP może być znacznie więcej. Te z nich, które nie są zaćmieniowe, mogły już dawno zostać wzięte za gwiazdy typu RR Lyrae i od lat leżeć w katalogach gwiazdowych przez nikogo niezauważone. Aby odkryć więcej gwiazd BEP należy przeczesać dostępne bazy astronomiczne; aby zrozumieć gwiazdy BEP lepiej, należy nieustannie monitorować obiekt OGLE-BLG-RRLYR-02792 w poszukiwaniu subtelnych zmian lub zwrotów akcji w jego ewolucji. Oczekuje się, że główny składnik - teraz pulsujący - po opuszczeniu pasa niestabilności będzie zwiększał swoją temperaturę i promieniował w niebieskim zakresie widma elektromagnetycznego, wręcz w zakresie UV. Jeśli więcej obiektów BEP jest na tym etapie ewolucji, możliwe, że swoim promieniowaniem dają wkład do niewyjaśnionej dotąd w pełni nadwyżki UV w galaktykach eliptycznych. Pod koniec ewolucji gwiazdy BEP staną się mało masywnymi białymi karłami złożonymi głównie z helu - obiekty tego typu nadal stanowią zagadkę dla astronomów. Do tej pory symulacje wymagały, aby przyszły helowy biały karzeł został obdarty z większości swojej masy, lecz żaden proces zachodzący w pojedynczej gwieździe nie był wystarczająco silny, by tego dokonać. W układzie podwójnym procesem odpowiedzialnym za to jest właśnie transfer masy i zachodzi całkowicie naturalnie, bez sztucznych wymuszeń. Możliwe więc, że to właśnie obiekty BEP kończą swój żywot jako helowe białe karły, które obserwuje się i zlicza już od dekady.

       Odkrycie obiektu BEP i zrozumienie astrofizyki, która wytycza jego ewolucję to zaledwie wierzchołek góry lodowej. I choć każde odkrycie rodzi setki nowych pytań, na to jedno pytanie zadane na samym początku uzyskano odpowiedź: nie odkryto jak dotąd gwiazdy typu RR Lyrae w układzie podwójnym. Odkryto za to nowy obiekt BEP.

---

Informacje o autorze:

Paulina Karczmarek
Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Piwnicach

• Odległość do Wielkiego Obłoku Magellana znana z dokładnością do 2%

Komentarze użytkowników

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: