• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Astronomowie przyglądają się wnętrzu czerwonych olbrzymów

    01.04.2011. 18:26
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Wiemy już, że gwiazdy o średniej masie stają się czerwonymi olbrzymami, kiedy brakuje im wodoru do fuzji. Ale co się dzieje później? Misja Keplera Narodowej Agencji Aeronautyki i Przestrzeni Powietrznej (NASA) przedstawia na tyle wyraźny obraz zmian zachodzących w jasności tych gwiazd, że astronomowie są w stanie odnaleźć wskazówki, kiedy czerwone olbrzymy stają się wystarczająco gorące, aby rozbijać hel powstający w wyniku fuzji wodoru.

    Wstępne odkrycia astronomów dotyczące tego, co się dzieje wewnątrz czerwonych olbrzymów zaprezentowano w bieżącym wydaniu czasopisma Nature. Badania zostały częściowo dofinansowane z projektu PROSPERITY (Sondowanie fizyki gwiazd i testowanie ich ewolucji za pomocą asterosejsmologii), który otrzymał grant Europejskiej Rady ds. Badań Naukowych (ERBN) dla doświadczonych naukowców o wartości niemal 2,5 mln EUR z budżetu Siódmego Programu Ramowego (7PR).

    W artykule astronomowie opisują, w jaki sposób sonda Keplera śledzi niewielkie, regularne zmiany w jasności gwiazd. Ich regularność przypomina miarowe uderzenia bębna w różnych rytmach. Każdy z rytmów można porównać do pojedynczego zęba grzebienia. Oscylacje były również analizowane za pomocą teleskopów naziemnych, aby określić masę i promień gwiazdy.

    Niemniej zespół badawczy odnotował również odchylenia od stałych schematów w danych Keplera. Te odmienne schematy są wywoływane przez oscylacje w trybie grawitacyjnym. A fale te umożliwiają astronomom badanie rdzenia gwiazdy. Informują astronomów o tym, czy czerwony olbrzym spala wodór w skorupie otaczającej gwiazdę czy też ewoluował do wieku, w którym spala hel w rdzeniu.

    Tej kwestii astronomowie nie byli w stanie ustalić przed misją Keplera. Co więcej "nikt nie spodziewał się zobaczyć tego przed rozpoczęciem misji" - mówi profesor Steve Kawaler z amerykańskiego Uniwersytetu Stanowego Iowa, kierownik badań astrosejsmicznych Keplera. "Możliwość zyskania tak wyraźnego obrazu spod powierzchni czerwonego olbrzyma była niespodzianką."

    Zagadkowa jest przemiana z gwiazd spalających skorupę wodorową w gwiazdy pożerające hel. Dotychczas astronomowie sądzili, że odbywa się to szybko i być może wybuchowo. Teraz mogą ustalić, które czerwone olbrzymy ją przeszły a które ją przejdą, a informacje te pomogą nam lepiej zrozumieć cykl życia czerwonych olbrzymów.

    Życie gwiazd o średniej masie polega na fuzji wodoru w hel, która odbywa się w rdzeniu i to właśnie dzieje się obecnie z naszym Słońcem. Wedle przewidywań Słońce w ciągu kolejnych 5 mld lat zużyje cały wodór z rdzenia i zacznie przeprowadzać fuzję pozostałości wodoru ze skorupy owiniętej wokół rdzenia.

    Jednocześnie temperatura rdzenia Słońca będzie wzrastać, aż stanie się w końcu wystarczająco wysoka, aby doszło do fuzji helu powstałego z fuzji wodoru. Ostatecznie hel zostanie przekształcony w węgiel i inne cięższe pierwiastki. Po wyczerpaniu helu Słońce nie będzie wystarczająco gorące, aby być w stanie spalać wytworzony węgiel. Co się wówczas stanie?

    Sonda Keplera została wystrzelona 6 marca 2009 r. z kosmodromu Cape Canaveral na Florydzie. Orbituje wokół Słońca z fotometrem na pokładzie - miernikiem światła do pomiaru zmian w jasności gwiazdy. To tak jakby dysponować instrumentem, który jednocześnie bada fale pod kątem wskazówek na temat powierzchni gwiazdy i słucha tego, co się dzieje pod powierzchnią, szukając wskazówek na temat jej rdzenia.

    "A słuchać trzeba bardzo uważnie" - poucza profesor Kawaler. Dzięki temu astronomowie będą w stanie odpowiedzieć na to pytanie i rozróżnić między gwiazdami na poszczególnych etapach ewolucyjnych: olbrzymy i prawdziwe nadolbrzymy, o których wiadomo, że mają różne gęstości rdzeni, ale pod innymi względami są bardzo podobne.

    Za: CORDIS

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)

    Gwiazda zmienna półregularna – gwiazda należąca do klasy czerwonych olbrzymów lub czerwonych nadolbrzymów posiadająca cechy podobne do miryd. Krzywa zmian jasności gwiazd półregularnych jest mało regularna oraz często posiada kilka nakładających się okresów i amplitud. Okresy regularnych zmian jasności przeplatają się z okresami wyraźnej nieregularności.

    Gwiazda zmienna półregularna – gwiazda należąca do klasy czerwonych olbrzymów lub czerwonych nadolbrzymów posiadająca cechy podobne do miryd. Krzywa zmian jasności gwiazd półregularnych jest mało regularna oraz często posiada kilka nakładających się okresów i amplitud. Okresy regularnych zmian jasności przeplatają się z okresami wyraźnej nieregularności.

    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.

    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.

    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.

    Czerwony nadolbrzym – jeden z etapów rozwoju gwiazdy, charakteryzujący się dużymi rozmiarami, małą gęstością i niską temperaturą powierzchni (log T=3,5 – 3,6, typ widmowy M–K). Jasności absolutne czerwonych nadolbrzymów są w zakresie -7 – -10 magnitudo. Etap ten następuje w chwili wyczerpania się w nich zapasów wodoru. Stadium to osiągają gwiazdy o początkowej masie w zakresie od 10 do 40 mas Słońca.

    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.

    Dodano: 01.04.2011. 18:26  


    Najnowsze