Ocena brak

Odległości gwiazd

Autor /Machabeusz123 Dodano /05.06.2013

Gwiazdy to ogromne słońca, które znajdują się od nas bardzo daleko i tylko dlatego wydają się nikłymi źródłami światła. Wiemy dobrze, że im źródło światła położone jest dalej od obserwatora, tym wydaje się słabsze, gdyż jego widoma jasność spada wraz ze wzrostem odległości. A w przypadku gwiazd są to przerażające wprost odległości, trudne nawet do uzmysłowienia w ziemskich warunkach.

Niełatwo zresztą wyobrazić sobie odległość Ziemi od Słońca, wynoszącą „zaledwie” 150 min km. Gdybyśmy tę odległość zwiększyli tysiąc razy, to i tak świeciłoby ono o wiele jaśniej od Syriusza. Należałoby odległość Ziemi od Słońca zwiększyć aż kilkaset tysięcy razy, by jego blask był poróWnywalny z blaskiem gwiazd.

Przykład powyższy w jakimś stopniu daje nam pojęcie o przeogromnych odległościach gwiazd. Są one tak wielkie, że do ich określenia trzeba było wprowadzić specjalny „metr”, zwany rokiem świetlnym. W warunkach ziemskich nie sposób wyobrazić sobie jego długości, gdyż po prostu wymyka się on naszym zmysłom. Rok świetlny jest bowiem odległością, którą promień światła przebywa w ciągu jednego roku. A przecież światło w ciągu jednej zaledwie sekundy przebiega prawie 300 000 km. W okresie więc czasu jaki potrzebny jest do wymówienia słowa „dziesięć”, 9 razy obiega glob ziemski lub dolatuje z Ziemi do Księżyca. W ciągu zaś 2 s promień światła przemierza 600 000 km, a w ciągu 1 min. -18 min km, natomiast w ciągu roku, który liczy prawie 32 miliony sekund, przebywa około 9,5 biliona kilometrów. I to jest właśnie odległość zwana przez astronomów rokiem świetlnym.

Najbliższe gwiazdy znajdują się w odległości kilku lat świetlnych od Układu Słonecznego, ale są gwiazdy, od których światło biegnie ku nam setki, a nawet tysiące lat. Mimo to astronomowie potrafią zmierzyć te olbrzymie odległości. Postępują tak samo, jak geodeci przy pomiarach odległości jakiegoś niedostępnego miejsca na Ziemi. W tym celu trzeba zmierzyć kierunki ku niemu z dwóch punktów, między którymi odległość jest dobrze znana. Tak powstaje trójkąt, na wierzchołku którego znajduje się niedostępny do bezpośrednich pomiarów punkt. Znając długość podstawy tego trójkąta oraz jego dwa kąty można obliczyć odległość od interesującego nas obiektu.

Przy pomiarach odległości gwiazd jest oczywiście konieczne, aby jak największa była odległość między punktami, z których wyznacza się kierunki ku badanej gwieździe. Tu już absolutnie nie wystarcza nawet odległość Ziemi od Księżyca. Jedyną możliwość daje okołosłoneczny ruch naszej planety. Gwiazdę i jej otoczenie na niebie fotografuje się w półrocznych odstępach czasu, gdy Ziemia znajduje się w przeciwnych, najdalszych punktach swej orbity. Obrazy badanej gwiazdy na otrzymanych w ten sposób fotografiach są niejako przesunięte względem innych gwiazd. Przesunięcia te są tym większe, im dana gwiazda leży bliżej naszego systemu planetarnego. I chociaż chodzi tu o bardzo małe przesunięcia, tak zwane paralaksy gwiazd, można je jednak zmierzyć precyzyjnymi przyrządami, a następnie obliczyć odległość do badanej gwiazdy.

Są to naturalnie niezmiernie trudne pomiary i dlatego nie dziwimy się wcale, że przez długi czas wszelkie próby wyznaczenia paralaks gwiazd spełzały na niczym. Udało się tego dokonać dopiero w ubiegłym stuleciu, i to trzem astronomom niemal jednocześnie. Pierwszy uporał się z tym niełatwym problemem astronom rosyjski F. G. Wilhelm Struve (1793-1864), drugim był astronom niemiecki Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846), trzecim zaś astronom angielski Thomas Henderson (1798-1844). Każdy z nich wyznaczył paralaksę przez siebie wybranej gwiazdy. Najszczęśliwszą rękę miał Henderson, gdyż zupełnie nieświadomie zmierzył paralaksę drugiej pod względem odległości gwiazdy naszego nieba. Jest nią alfa Centaura, odległa od nas „zaledwie” o 4,35 roku świetlnego.

Najbliższą nam gwiazdą okazała się Proxima, co po polsku znaczy właśnie najbliższa. Jest ona oddalona od Układu Słonecznego o 4,28 roku świetlnego, ale świeci na niebie tak słabo, że można ją dostrzec jedynie przez wielkie teleskopy. Odkryta została w pobliżu gwiazdy alfa Centaura, którą obiega w odległości około 1,6 biliona km (około 10 600 jednostek astronomicznych), dokonując jednego obiegu w ciągu około 100 000 lat. Obie gwiazdy leżą na południowej półkuli nieba i z naszych szerokości geograficznych są niedostępne do obserwacji. Spośród zaś jasnych gwiazd północnej półkuli nieba najbliżej położony jest Syriusz, oddalony od naszego systemu planetarnego „tylko” o 8,7 roku świetlnego. Jeszcze bliżej, bo w odległości 6 lat świetlnych, znajduje się bardzo słaba gwiazda, zwana Gwiazdą Barnarda, ponieważ odkrył ją w roku 1916 astronom amerykański Edward E. Barnard (1857-1923). Gwiazda ta zbliża się do Układu Słonecznego, i to z szybkością 108 km/s. A zatem gdzieś za 8 tys. lat będzie oddalona od nas o mniej niż 4 lata świetlne.

Już na podstawie powyższych danych można wnioskować, że widoma jasność gwiazdy na ziemskim niebie zależna jest nie tylko od odległości, ale i od rzeczywistego jej blasku. Tę rzeczywistą jasność gwiazd astronomowie nazywają absolutną wielkością gwiazdową. Można ją stosunkowo łatwo wyznaczyć, o ile tylko znana jest odległość gwiazdy i jej widoma wielkość gwiazdowa. Jest to bowiem jasność, jaką miałaby dana gwiazda, gdyby ją obserwować z odległości 32,6 lat świetlnych. Z tej odległości nasze Słońce świeciłoby jak gwiazda piątej wielkości, czyli byłoby już z trudem widoczne gołym okiem-. To chyba najlepiej dowodzi, że jest ono zupełnie przeciętną, niczym specjalnym nie wyróżniającą się gwiazdą.

Absolutne wielkości gwiazdowe pozwalają astronomom porównywać rzeczywiste natężenie blasku różnych gwiazd. Te niezmiernie ciekawe badania wykazały, iż pod tym względem gwiazdy są bardzo zróżnicowane. Z bliskich gwiazd największą jasność absolutną ma Rigel (beta Oriona), najmniejszą zaś-gwiazda iWolf 359 (słaba gwiazda położona na pograniczu gwiazdozbiorów Lwa i Sekstansu). Wielkość absolutna pierwszej wynosi -7,5 wielkości gwiazdowej, natomiast wielkość absolutna drugiej+16,6 wielkości gwiazdowej.

Oznacza to zatem, że różnica między jasnością absolutną tych dwu gwiazd równa jest 24,1 wielkości gwiazdowej. A ponieważ z każdą wielkością gwiazdową dwuipółkrotnie wzrasta natężenie blasku gwiazdy, nietrudno obliczyć, że Rigel w rzeczywistości świeci aż 4 mld razy silniej niż gwiazda Wolf 359.

Pod uwagę wzięliśmy jedynie dwie stosunkowo bliskie gwiazdy. Gdybyśmy jednak rozważaniami tymi objęli wszystkie nam znane, okazałoby się wówczas, że różnica blasku najjaśniejszej i najsłabszej gwiazdy jest o wiele większa. Znamy bowiem gwiazdę, która ma jasność absolutną -9,2 wielkości gwiazdowej, lecz znamy i taką, której jasność absolutna wynosi zaledwie +19,2 wielkości gwiazdowej, A zatem różnica między ich wielkościami absolutnymi równa jest 28,4 wielkości gwiazdowej. To zaś dowodzi, że rzeczywista jasność pierwszej jest aż 230 mld razy większa od rzeczywistej jasności drugiej gwiazdy.

Astronomowie długo zastanawiali się nad tym, co może być przyczyną tak ogromnej różnicy w natężeniu promieniowania gwiazd. Dopiero wnikliwe badania wykazały, że zależy to zarówno od temperatury powierzchni gwiazdy, jak i od jej rozmiarów. Gwiazda wypromieniowuje bowiem tym więcej energii, im wyższą ma temperaturę i im większe rozmiary. A pod tym względem, zwłaszcza jeśli weźmiemy pod uwagę rozmiary gwiazd, różnice są fantastycznie wielkie. Naj-f większą znaną gwiazdą jest epsilon Woźnicy o średnicy 3 tysiące razy większej od średnicy Słońca. Jest ona przeto tak wielka, że w jej objętości śmiało zmieściłaby się orbita Saturna. Ale znamy również gwiazdę, której dla odmiany średnica jest tysiąc razy mniejsza od średnicy Słońca. Jej rozmiary są więc bardzo małe, mniejsze od rozmiarów naszego Księżyca.

W świecie gwiazd występują zatem autentyczne karły i prawdziwe olbrzymy.

Zarówno największe, jak i najbliższe gwiazdy widoczne są na ziemskim niebie w postaci świetlnych punktów. Toteż do niedawna Słońce uchodziło za jedyną gwiazdę, której powierzchnię można było bezpośrednio obserwować. W ostat-f nich dopiero latach dzięki zastosowaniu nowej techniki obserwacyjnej,? zwanej interferometrią plamkową, astronomom udało się otrzymać pry-f mitywne obrazy kilku gwiazd. Jedną z nich jest Betelgeuse (alfa Oriona), oddalona od nas o 270 lat świetlnych. Gwiazda ta okresowo pulsuje, zmieniając swą średnicę od 300 do 470 średnic Słońca.

Podobne prace

Do góry