• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Astronomowie odkrywają tajemnicę cefeidów

    07.12.2010. 16:17
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Zespół naukowców z Chile i Polski przeprowadził najdokładniejsze jak do tej pory pomiary cefeidów należących do klasy pulsujących i zmiennych gwiazd, które są większe i jaśniejsze od Słońca, ale pozostawały zagadką od ich odkrycia w XVIII w. Naukowcy twierdzą, że wyniki ich prac pomogą w ustaleniu masy tego typu gwiazd. Badania zostały częściowo dofinansowane z projektu OGLE (Eksperyment optycznego soczewkowania grawitacyjnego), który wsparła Europejska Rada ds. Badań Naukowych.

    Cefeidy klasyczne lub po prostu cefeidy rozszerzają się i kurczą jak inne gwiazdy, a cały cykl trwa od kilku dni do miesięcy. Czas potrzebny na rozjaśnienie i ponowne zblednięcie jest dłuższy w przypadku gwiazd jaśniejszych, a krótszy w przypadku ciemniejszych. To właśnie powiązanie sprawia, że badanie cefeid jest jednym z najskuteczniejszych sposobów pomiaru odległości do pobliskich galaktyk oraz mapowania na ich podstawie skali całego wszechświata. Pomimo ich znaczenia cefeidy nie zostały w pełni poznane, a szacowania ich masy wyprowadzane z teorii pulsujących gwiazd pozostawały jak do tej pory wysoce nieprecyzyjne.

    Zespół astronomów, pod kierunkiem Grzegorza Pietrzyńskiego z Universidad de Concepción w Chile i z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego w Polsce zmierzył masę cefeidów z dokładnością znacznie większą niż jakiekolwiek wcześniejsze szacunki za pomocą spektrometru HARPS - wykorzystującego precyzyjną prędkość radialną do wykonywania pomiarów - na 3,6-metrowym teleskopie Obserwatorium La Silla Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO) w Chile. "Ten nowy wynik pozwala nam od razu stwierdzić, która z dwóch konkurencyjnych teorii przewidujących masy cefeid jest prawidłowa" - stwierdza z entuzjazmem dr Pietrzyński.

    Aby rozwikłać zagadkę dotyczącą masy gwiazd, astronomowie musieli znaleźć podwójną gwiazdę obejmującą cefeidę, której orbitę można zobaczyć z Ziemi krawędzią do przodu. W takich przypadkach, znanych jako zaćmieniowe układy podwójne, jasność jednej z dwóch gwiazd zostaje przyćmiona, kiedy jeden z elementów przechodzi przed drugim i ponownie, kiedy przechodzi z tyłu drugiej gwiazdy. W takich układach astronomowie są w stanie ustalić masy gwiazd z dużym stopniem dokładności. Niestety ani cefeidy, ani zaćmieniowe układy podwójne nie są powszechne, zatem szansa odkrycia tak niezwykłej pary wydawała się bardzo niewielka.

    Jednakże los uśmiechnął się do naukowców, jak wyjaśnia członek zespołu, Wolfgang Gieren z Universidad de Concepción: "Zupełnie niedawno odkryliśmy układ podwójny gwiazd, który mieliśmy nadzieję znaleźć pośród gwiazd w Wielkim Obłoku Magellana. Obejmuje gwiazdę zmienną - cefeidę, która pulsuje co 3,8 dnia. Druga gwiazda jest nieco większa i chłodniejsza, a obydwie gwiazdy obiegają się nawzajem w 310 dni. Faktycznie podwójny charakter obiektu został niezwłocznie potwierdzony na podstawie obserwacji za pomocą spektrografu HARPS w Obserwatorium La Silla."

    Obserwatorzy starannie zmierzyli zmienność jasności tych rzadkich obiektów w czasie orbitowania gwiazd i przechodzenia jednej przed drugą. Naukowcy wykorzystali również HARPS i inne spektrografy do pomiaru ruchów gwiazd w kierunku do i od Ziemi - zatem zarówno ruch orbitalny obydwu gwiazd oraz okresowy ruch powierzchni cefeidy towarzyszący jej pęcznieniu i kurczeniu się.

    Te niezwykle kompletne i szczegółowe dane umożliwiły obserwatorom ustalenie ruchu orbitalnego, wymiarów i mas obydwu gwiazd z bardzo wysoką dokładnością, znacznie przekraczającą dotychczasowe ustalenia dotyczące cefeid. Wiadomo obecnie, że masa cefeidy wynosi około 1% i odpowiada dokładnie przewidywaniom teorii pulsacji gwiazdowej. Natomiast większa masa przewidywana przez teorię ewolucji gwiazd okazała się znacząco błędna.

    Za: CORDIS

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Paradoksem Algola nazywana jest sytuacja, gdy składniki układu podwójnego wydają się ewoluować inaczej, niż wynikałoby to z teorii ewolucji gwiazd. Cechą tempa ewolucji gwiazd jest zależność od masy gwiazdy. Im większa jest masa gwiazdy, tym szybsze jest tempo ewolucji i tym szybciej odchodzi od ciągu głównego, przechodząc przez fazę podolbrzyma czy olbrzyma. W Algolu i innych podobnych układach stwierdzona została odwrotna relacja między gwiazdami układu: składnik mniej masywny jest już podolbrzymem, a drugi o masie znacznie większej pozostaje na ciągu głównym. Wydaje się to sprzeczne, gdyż gwiazdy układu podwójnego powstają zazwyczaj jednocześnie, zatem gwiazda bardziej masywna powinna być bardziej zaawansowana ewolucyjnie. Lista najjaśniejszych gwiazd według jasności absolutnej: Poniższa lista przedstawia jasności absolutne gwiazd. Nie jest ona kompletna, pokazuje tylko przykładowe gwiazdy, by dać wyobrażenie o natężeniu ich promieniowania w porównaniu do Słońca. Niektóre dane mogą być trudne do weryfikacji, gdyż odległość do pewnych gwiazd nie jest znana dokładnie, zatem określenie ich jasności absolutnej (czyli jasności, jaką miałaby gwiazda, znajdując się w odległości 10 pc od Ziemi) może być nieprecyzyjne. Innymi powodami, dla których poniższe dane mogą mieć charakter jedynie poglądowy, są: podwójność gwiazd, które trzeba by czasem traktować indywidualnie, zmienność niektórych gwiazd i różnice w wykonanych pomiarach. Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące.

    HARPS – skrót od angielskiego High Accuracy Radial velocity Planet Searcher, czyli bardzo dokładny poszukiwacz planet pozasłonecznych metodą prędkości radialnej, z dokładnością pomiarów do 1 m/s. Jest to spektrometr zainstalowany na 3,6-metrowym teleskopie w obserwatorium La Silla należącym do ESO. Prędkość radialną mierzy poprzez analizę widma gwiazd. Czerwony karzeł – gwiazda ciągu głównego późnego typu widmowego (K, M, rzadko L). Gwiazdy te mają masy, rozmiary i jasność niższe niż Słońce, a temperatury ich powierzchni są niższe niż 4000 K. Czerwone karły stanowią najliczniejszy typ gwiazd we Wszechświecie, jednak z powodu ich małej jasności nie są widzialne gołym okiem. W Drodze Mlecznej około 80% gwiazd jest czerwonymi karłami, w galaktykach eliptycznych ich liczba w stosunku do jaśniejszych gwiazd jest nawet 20 razy większa. Z powodu wolnego tempa syntezy wodoru, świecą one długo i ewoluują powoli; szacowany czas życia czerwonych karłów sięga 10 bilionów lat.

    Chmura gwiazd – grupa gwiazd, które wydają się być położone blisko siebie, w rzeczywistości jednak nie muszą stanowić gromady. Chmura gwiazd jest pojęciem ściśle związanym z obserwatorem i miejscem prowadzenia obserwacji. Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące.

    Gromada gwiazd – zgrupowanie gwiazd związanych wspólnym pochodzeniem, tzn. miejscem i czasem powstania z tej samej materii międzygwiazdowej. Gwiazdy należące do jednej gromady mają identyczny skład chemiczny, są też wzajemnie związane siłami grawitacji. Cechą charakterystyczną gromady gwiazd jest jądro, w którym koncentracja gwiazd przewyższa znacznie koncentrację gwiazd w najbliższym otoczeniu gromady. Jądro gromady otacza obszar koronalny mniej bogaty w gwiazdy. Gromady wyróżniają się wśród ogólnego tła, tworząc wyraźne obiekty o pewnych cechach wspólnych lub zbliżonych. Gwiazdy typu Herbig Ae/Be – gwiazdy zmienne o masach od 2 do 8 razy większych od masy Słońca, które w dalszym ciągu znajdując się w fazie formowania pobierają materię z otaczającego je dysku protoplanetarnego. Główną przyczyną zmienności tych gwiazd są krążące wokół nich bryły gazowo-pyłowe. Przykładami gwiazd typu Herbig Ae/Be są: MWC 147 oraz V1052 Centauri.

    Katalog Jasnych Gwiazd (en. Bright Star Catalogue) – katalog astronomiczny zawierający prawie wszystkie gwiazdy jaśniejsze niż +6,5. Został opublikowany przez Obserwatorium Uniwersytetu Yale. Pierwsze wydanie katalogu zawierające 9096 gwiazd zostało opublikowane w 1908 roku jako Harvard Revised Photometry Catalogue (Harvardzki Poprawiony Katalog Fotometryczny). Katalog ten doczekał się 15 rozszerzanych i poprawianych wydań. Katalog Jasnych Gwiazd jest oznaczany jako: HR, BS, Yale.

    Hermann Karl Vogel (ur. 3 kwietnia 1841 w Lipsku, zm. 13 sierpnia 1907 w Poczdamie) – astronom niemiecki, obserwator (od 1882 do 1907 roku dyrektor) astrofizycznego obserwatorium w Poczdamie. Jeden z pionierów obserwacji spektroskopowych i pomiarów prędkości radialnych gwiazd. Odkrył gwiazdy spektroskopowo podwójne. W 1887 rozpoczął program spektroskopowych pomiarów prędkości radialnych gwiazd i pierwszy zastosował fotografię do spektroskopii gwiazdowej. W trakcie swojej pracy stwierdził, że gwiazda Algol ma ciemnego towarzysza o rozmiarach Słońca, który powoduje okresowe zaćmienie tej gwiazdy, co wpływa na regularne okresowe zmiany jej jasności. Zasłynął również swoimi pracami nad klasyfikacją gwiazd. Jego system, zaproponowany po raz pierwszy w 1874 i poprawiony w 1895, był oparty na wcześniejszych pracach włoskiego astronoma A. Secchiego. Wydawał: „Publikationen des astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam” (1878–1907).

    Gwiazda zmienna typu W UMa – układ podwójny zaćmieniowy, którego składniki położone są bardzo blisko siebie. Okres obiegu gwiazd wokół barycentrum, a zatem okres zmian jasności, wynosi do jednego dnia. Ze względu na swą bliskość, gwiazdy są silnie zdeformowane. Ich kształt przypomina elipsoidę obrotową. Niekiedy są one złączone w punkcie libracyjnym. Wtedy może występować między składnikami układu wymiana materii. Blask gwiazd charakteryzuje się ciągłą zmianą (krzywa przypomina niekiedy sinusoidę). Zmiana jasności jest w dużej mierze rezultatem tego, że w różnym czasie widać większe lub mniejsze powierzchnie gwiazd. Głębokości minimów są porównywalne. Lista gwiazd w poszczególnych gwiazdozbiorach to zestawienie gwiazd we wszystkich gwiazdozbiorach, w którym uwzględniono gwiazdy widoczne gołym okiem (do jasności widomej 6,5 magnitudo), gwiazdy podwójne, wielokrotne i zmienne oraz inne znaczniejsze obiekty gwiazdowe występujące w danych gwiazdozbiorach.

    Dodano: 07.12.2010. 16:17  


    Najnowsze