Ocena brak

Gwiazdy zmienne i nowe

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

W bezdennych otchłaniach Wszechświata wszystko się nieustannie zmienia. Gwiazdy również zmieniają swe wewnętrzne i zewnętrzne właściwości, co jednak odbywa się nadzwyczaj wolno. Trwa to bowiem miliony lub miliardy lat i dlatego w ciągu krótkiego życia ludzkiego nie da się tego zaobserwować. Ale jest wiele gwiazd, zwanych gwiazdami zmiennymi, które w niewielkich odstępach czasu zmieniają swą jasność. Niektóre z nich są widoczne gołym okiem i zmiany ich blasku można stosunkowo łatwo stwierdzić porównując je przez pewien czas z blaskiem innych gwiazd.

Niektóre zmienne jedynie symulują zmiany swej jasności. Należą one do grupy gwiazd, które zwiemy podwójnymi lub wielokrotnymi, ponieważ nie tylko na niebie, ale i w przestrzeni leżą blisko siebie, okrążając wspólny środek ciężkości. Gdy taki układ znajduje się niedaleko nas, a tworzące go gwiazdy są dostatecznie od siebie oddalone, przez teleskop można je oglądać oddzielnie. Noszą one wówczas nazwę gwiazd wizualnie podwójnych dla odróżnienia od takich układów gwiazdowych, które nawet przez największe teleskopy obserwuje się w postaci pojedynczych punktów świetlnych. Dopiero na podstawie analizy widma można się dowiedzieć, że układ składa się z dwu lub więcej blisko siebie położonych gwiazd. Takie ciasne układy gwiazdowe astronomowie nazywają gwiazdami spektralnie podwójnymi.

Badania gwiazd podwójnych i wielokrotnych, stanowiących około 70% wszystkich gwiazd naszej

Galaktyki, przyniosły astronomom ciekawe wyniki. Ich składniki są bowiem przyciągane przez siły grawitacyjne, usiłujące zbliżyć je do siebie i połączyć w jedną gwiazdę. Przeciwdziała temu siła odśrodkowa, powstająca w wyniku ruchu gwiazd dokoła wspólnego środka ciężkości. Na podstawie obserwacji można zmierzyć odległość każdego składnika od środka ciężkości, wyznaczyć czas jego obiegu i prędkość orbitalną, co z kolei pozwala poznać moc, z jaką działa siła odśrodkowa. Jest ona równa sile przyciągania, a ta zależy przecież od masy gwiazd danego układu. Astronomowie potrafią ją obliczyć, czyli - obrazowo mówiąc - potrafią gwiazdy ważyć.

W tym miejscu należy wyjaśnić, że siła odśrodkowa jest tylko siłą pozorną. W rzeczywistości na ciało będące w ruchu działa jedynie siła dośrodkowa, skierowana w kierunku środka układu i powodująca zmiany kierunku prędkości. Gdyby nie oddziaływanie tej siły, to poruszałoby się ono — zgodnie z pierwszym prawem Newtona - po stycznej ruchem jednostajnym i coraz bardziej oddalało się od środka układu. Krótko mówiąc-ciało poruszające się po okręgu spada ku środkowi ze stycznej (po której by się poruszało ruchem prostoliniowym) na coraz inną styczną o coraz to innym kierunku. A przy tym spada nieustannie, nie zbliżając się jednak do środka układu. Wynika z tego, że ruch gwiazdy po kole zachodzi wyłącznie pod działaniem siły skierowanej ku środkowi układu. Jest nią właśnie siła przyciągania grawitacyjnego gwiazd danego układu podwójnego.

Niekiedy orbity gwiazd podwójnych są tak położone w przestrzeni, że gwiazdy dla ziemskiego obserwatora nawzajem się zakrywają, a przy każdym zakryciu następuje spadek ich jasności. Takie właśnie gwiazdy podwójne astronomowie nazywają gwiazdami zmiennymi zaćmieniowymi. Typową ich przedstawicielką jest beta Perseusza, nazwana przez arabskich astronomów Algolem, co po polsku znaczy Diabelska Gwiazda.

Gwiazda ta przez około 2,5 dnia ma stałą jasność, potem w ciągu 5 godzin zmniejsza swą jasność o około jedną wielkość gwiazdową, po czym w ciągu następnych 5 godzin blask jej wraca do normy.

Zmiany blasku Algola znane były od dawna, ale przyczynę wywołującą je poznał dopiero w końcu XVIII stulecia angielski miłośnik astronomii John Goodricke (1764-1786). Stwierdził on na podstawie systematycznych obserwacji, że jest to układ dwóch blisko siebie leżących gwiazd, obiegających wspólny środek ciężkości po orbitach, których płaszczyzny przecinają nasz system planetarny. Jedna z gwiazd tworzących ten układ ma mniejszy blask i co pewien czas zakrywa jaśniejszą gwiazdę. Wtedy właśnie dla obserwatora ziemskiego następuje spadek jasności Algola. Dokładniejsze zaś obserwacje wykazały, że niewielki spadek jasności następuje i wówczas, gdy jaśniejszy składnik zakryje swego ciemniejszego towarzysza. W porównaniu ze Słońcem ciemniejszy składnik świeci 6 razy jaśniej od niego, ale jaśniejszy przewyższa jego blask aż 170 razy.

Gwiazdy zmienne zaćmieniowe udają więc tylko przed nami, że zmieniają swój blask. Faktycznie jasność tworzących dany układ gwiazd nie ulega zmianie. Jedynie odpowiednie położenie układu w przestrzeni powoduje, iż wchodzące w jego skład gwiazdy od czasu do czasu kryją się jedna za drugą i wtedy dla ziemskiego obserwatora zmniejsza się ogólny ich blask. Są jednak i takie gwiazdy, które naprawdę zmieniają swą jasność na skutek fizycznych przemian, jakie zachodzą w ich wnętrzach. Może się to powtarzać w regularnych odstępach czasu i dotyczyć nie tylko zmian blasku gwiazdy, ale również jej temperatury i rozmiarów. Są one wywoływane przez pulsacje, czyli okresowe kurczenie i rozszerzanie się gwiazdy.

Do gwiazd tego typu należą cefeidy, których nazwa pochodzi od delty Cefeusza. W roku 1912 astronomka amerykańska Henrietta Leavitt (1868-1921) stwierdziła, iż występuje wyraźna zależność między widomą ich jasnością a okresem zmian blasku. Wprawdzie sama Leavitt ze swego odkrycia nie wyciągnęła należytych wniosków, ale wkrótce uczynili to Einar Hertzsprung i Harlow

Shapley. Doszli oni do wniosku, że cefeidy można wykorzystać do pomiarów odległości, o ile tylko dla jednej z nich wyznaczona zostanie odległość metodą trygonometryczną. Wystarczy bowiem wyznaczyć widomą jasność i okres zmienności jakiejś cefeidy, aby obliczyć jej jasność absolutną, a tym samym i odległość. A ponieważ świecą dość jasno, toteż mogą być obserwowane nawet w sąsiednich galaktykach. Są to więc pewnego rodzaju slupy milowe Wszechświata.

Najliczniejszą grupę gwiazd zmiennych pulsujących stanowią zmienne długookresowe, których przedstawicielką jest Cudowna Wieloryba (po łacinie „Mira Ceti”). Pulsują one najwolniej, ale za to bardzo widocznie. Na przykład okres zmienności Cudownej wynosi średnio 330 dni, lecz amplituda zmian jej blasku dochodzi do 8 wielkości gwiazdowych. Gdyby dokoła niej krążyły planety, na żadnej z nich nie mogłoby istnieć życie. Wyobraźmy sobie bowiem, co by się stało, gdyby nasze Słońce zaczęło tak pulsować. W ciągu pięciu miesięcy jego promieniowanie wzrosłoby tysiąc razy, aby po sześciu miesiącach wrócić do normy. W tych warunkach życie na Ziemi byłoby w ogóle nie do pomyślenia.

Ale życie na Ziemi zamarłoby i wówczas, gdyby nasze Słońce stało się gwiazdą nową. Pojęcie „nowa” nie oznacza wcale, że narodziła się gwiazda, która dotąd nie istniała. Po prostu jedna z istniejących już gwiazd raptem zwiększa swój blask kilkadziesiąt tysięcy razy i będąc przez wiele milionów lat gwiazdą słabą, z trudem widoczną przez wielkie teleskopy, staje się nagle tak jasna, że dostrzegamy ją gołym okiem. Przykładem może być Nowa Łabędzia, która w roku 1975 pojawiła się na naszym niebie. W krótkim okresie czasu zwiększyła swą jasność aż o 19 wielkości gwiazdowych, po czym wolno zaczęła wracać do normy i dziś można ją dostrzec jedynie przez największe teleskopy.

Wyniki współczesnych badań wskazują, że naszemu Słońcu raczej nie zagraża wybuch w postaci nowej. Z reguły bowiem są to ciasne układy podwójne, których jeden ze składników jest niebieskim bardzo gorącym karłem, drugi natomiast chłodnym czerwonym olbrzymem. Krążą one bardzo blisko siebie i na skutek tego z rozrzedzonego olbrzyma wiele materii swobodnie „przepływa” do gęstego karła. Takim sposobem uzyskuje on niespodziewanie duże ilości nowego paliwa termojądrowego i w pewnej chwili z nadmiaru energii wybucha. Wybuch jest zjawiskiem powierzchniowym i obejmuje jedynie zewnętrzną część gwiazdy. Po pozbyciu się zbędnej ilości materii niebieskiej karzeł wraca do swego pierwotnego blasku, by za ileś tam milionów lat ponownie wybuchnąć.

O wiele radykalniejsze zmiany zachodzą w gwiazdach, które w czasie wybuchu zwiększają swój blask nawet 100 milionów razy. Gwiazdy takie, dla odróżnienia od'wybuchów zwykłych nowych, nazwano supernowymi. Są to najgroźniejsze w skutkach katastrofy, jakie w ogóle gwiazdy mogą spotkać. Ale wybuchy takie nie zdarzają się zbyt często, bo zaledwie raz na 400 lat. Ostatnio takie zjawisko obserwował Jan Kepler w roku 1604, co wskazywałoby, iż w niedługim czasie znów na niebie pojawi się supernowa. Astronomowie z niecierpliwością oczekują tej chwili, gdyż mieliby okazję dokładnie prześledzić przebieg jednego z najwspanialszych zjawisk przyrody.

Na razie muszą się zadowolić obserwacjami supernowych, wybuchających od czasu do czasu w innych galaktykach.

Dynamiczny rozwój astronomii w ostatnich dziesięcioleciach większość z nas niemal podświadomie kojarzy z równie dynamicznym rozwojem technik obserwacyjnych. I jest to całkiem zrozumiałe, choć niektórych zaskoczy pewnie informacja, że ważną w tym rolę odgrywają obserwacje wykonane przed wiekami, a nawet zapiski dawnych kronikarzy. Nie ma chyba innej nauki przyrodniczej, której historyk może oddać tak dużą usługę, jak właśnie astronomii. Metoda badań w tej dziedzinie opiera się przecież głównie na rejestracji zachodzących w czasie zmian na niebie, te zaś-jak wszystkim wiadomo - odbywają się nadzwyczaj wolno, przynajmniej z naszego punktu widzenia. Bo cóż znaczy jedno stulecie w życiu gwiazdy, gromady gwiazd lub galaktyki? Nic zatem dziwnego, że astronomowie wiele by dali, gdyby im ktoś udostępnił mapę nieba nakreśloną milion lub więcej lat temu. I gdyby nawet nie była ona zbyt dokładna, to - właśnie z uwagi na duży odstęp czasu - miałaby dla nauki niewymierną wartość. Niestety, takiej mapy nie ma, marzenie o jej istnieniu to tylko utopia. Astronomowie muszą więc z konieczności zadowolić się lakonicznymi niekiedy notatkami kronikarskimi i innymi dokumentami, które powstały wiele wieków temu.

Czasem są to nadzwyczaj prymitywne świadectwa dawnych epok. Oglądając je trudno uwierzyć, iż mają one dla astronoma jakąś wartość. Za przykład niech posłuży naskalny rysunek, który w roku 1952 znalazł astronom amerykański William C. Miller na północy Arizony. Bliższe badania wykazały, że zamieszkujący niegdyś te ziemie Indianie zaobserwowali przed dziewięcioma wiekami wybuch jasnej supernowej i uwiecznili to na naskalnym malowidle. Daty zjawiska wprawdzie nie zapisali, ale dla podkreślenia wielkości obserwowanej gwiazdy znalazł się na rysunku także Księżyc. Na tej podstawie udało się ustalić, iż chodzi tu o wybuch supernowej w gwiazdozbiorze Byka. To zaś zjawisko-jak się przekonamy umożliwiło astronomom poznać jeden z końcowych etapów ewolucji gwiazd.

Podobne prace

Do góry