• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Gwiazdy ujawniają swój wiek

    26.12.2012. 15:49
    opublikowane przez: Redakcja Naukowy.pl

    Astronomowie dokonali przełomowego odkrycia, ujawniając, że choć gwizdy na niebie są stare, to gromady (sferyczne zgrupowania gwiazd) są nadal młode. Wyniki, które osiągnęli za pomocą teleskopu kosmicznego Hubble'a NASA/ESA (Narodowej Agencji Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej i Europejskiej Agencji Kosmicznej), opisano w czasopiśmie naukowym Nature.

    Gromady kuliste to sferyczne zgrupowania gwiazd, ściśle ze sobą związanych siłami wzajemnej grawitacji, sklasyfikowanych jako pozostałości wczesnych lat wszechświata, których wiek ocenia się zazwyczaj na 12 - 13 mld lat. W skład Drogi Mlecznej wchodzi około 150 gromad kulistych, obejmujących wiele najstarszych gwiazd galaktyki.

    Projektem COSMIC-LAB (Gromady gwiazd jako kosmiczne laboratoria astrofizyki, dynamiki i fizyki fundamentalnej) kieruje profesor Francesco Ferraro. Europejska Rada ds. Badań Naukowych (ERBN) zapewnia wsparcie finansowane w wysokości 1,8 mln EUR przez 5 lat trwania projektu.

    Profesor Ferraro powiedział: "Chociaż wszystkie te gromady powstały miliardy lat temu, zastanawiamy się, czy niektóre z nich mogą się starzeć szybciej lub wolniej od innych. Badając rozmieszczenie określonego rodzaju gwiazd niebieskich, występujących w gromadach, odkryliśmy, że niektóre z gromad rzeczywiście ewoluowały szybciej i opracowaliśmy sposób pomiaru tempa starzenia się".

    Gromady gwiazd powstają w krótkim czasie, a wszystkie gwiazdy, które je tworzą, są w tym samym wieku. Zważywszy jednak na fakt, że jasne gwiazdy o wysokiej masie spalają dosyć szybko swoje paliwo, gromady kuliste są stare i powinny w nich występować jedynie gwiazdy o niskiej masie. Aczkolwiek w pewnych okolicznościach gwiazdy mogą przeżywać okres ponownego rozkwitu dzięki dodatkowemu paliwu, które zwiększa ich masę i znacząco je rozjaśnia. Może do tego dojść, kiedy dwie sąsiadujące gwiazdy połączą lub zderzą się. Te odnowione gwiazdy nazywane są błękitnymi maruderami ze względu na swój kolor oraz fakt, że ich ewolucja pozostaje w tyle za sąsiadkami. Właśnie te gwiazdy o wysokiej masie i jasności, są przedmiotem prowadzonych badań.

    Aby lepiej zrozumieć starzenie się gromad, zespół profesora Ferraro zmapował lokalizację błękitnych maruderów w 21 gromadach kulistych. Następnie astronomowie odkryli, że kilka klastrów, w których błękitne marudery są rozproszone, wyglądało na młode, podczas gdy większe grupy z błękitnymi maruderami skupionymi w centrum wyglądały na stare. Trzecia grupa, w której gwiazdy najbliższe rdzenia migrowały do wewnątrz jako pierwsze, była w trakcie starzenia się. Ta obserwowana grupa miała również starzejące się gwiazdy dalej na zewnątrz, które wydawały się stopniowo przesuwać w kierunku środka.

    Profesor Barbara Lanzoni, członek zespołu badawczego profesora Ferraro, powiedziała: "Ponieważ wszystkie te gromady uformowały się mniej więcej w tym samym czasie, wskazuje to na ogromne różnice w tempie ewolucji poszczególnych gromad. Jeżeli chodzi o szybko starzejące się gromady, sądzimy, że proces sedymentacji może trwać kilkaset milionów lat, podczas gdy w przypadku najwolniejszych zabierze on kilkakrotność obecnego wieku wszechświata".

    Badania przynoszą pierwsze dowody empiryczne na tempo starzenia się różnych gromad kulistych.

    Za: CORDIS

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    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. Gromada otwarta – grupa nawet do kilku tysięcy luźno połączonych grawitacją gwiazd (w odróżnieniu od gromad kulistych, które są ciasno skupione), powstałych z jednej olbrzymiej chmury molekularnej. Gromady otwarte znajdują się wyłącznie w galaktykach spiralnych i nieregularnych, gdzie wciąż odbywa się proces powstawania gwiazd. Zwykle ich wiek nie przekracza kilkuset milionów lat. Podczas swojej wędrówki wokół centrum galaktyki, gromady otwarte są narażone na bliski kontakt z innymi gromadami czy chmurami gazu – mogą wtedy widocznie zmieniać kształt lub nawet wytracać poszczególne gwiazdy. Błękitni maruderzy – gwiazdy, które są znacznie gorętsze i bardziej błękitne, niż inne gwiazdy gromady o tej samej jasności, przez co wydają się znacznie młodsze. Znajdują się zatem w innej części diagramu Hertzsprunga-Russella niż pozostałe gwiazdy. Ich istnienie wydaje się być niezgodne z teorią ewolucji gwiazd, ponieważ gwiazdy w gromadzie, które powstały mniej więcej w tym samym czasie, powinny tworzyć specyficzny bardzo wąski, dobrze określony pas, z pozycją gwiazdy w tym pasie zależną od jej masy. Błękitni maruderzy znajdują się poza tym pasem i wyglądają jak gwiazdy znacznie młodsze. Gwiazdy te po raz pierwszy zaobserwował Allan Sandage w 1953 roku w gromadzie Messier 3.

    Lista gromad kulistych Drogi Mlecznej: Lista zawierająca wszystkie znane gromady kuliste należące do Drogi Mlecznej. Obecnie znanych jest około 160 gromad kulistych należących do naszej Galaktyki, z których jedna czwarta powstała poza Drogą Mleczną. Szacuje się, że nasza Galaktyka zawiera nie więcej niż 200 gromad kulistych. 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.

    Gromada kulista – zazwyczaj sferycznie symetryczne zgrupowanie powiązanych grawitacyjnie gwiazd z wyraźną, silną ich koncentracją w kierunku centrum (niektórzy wyróżniają morfologiczną podklasę gromad eliptycznych). Gromady kuliste zwykle liczą od stu tysięcy do miliona gwiazd, natomiast ich średnice (np. wyznaczane z prędkości radialnych gwiazd obserwowanych na brzegach gromady, rozmiarów kątowych i odległości) zawierają się w przedziale od 6 do 70 parseków. Odkrycie pierwszej gromady kulistej przypisuje się Johannowi Abrahamowi Ihlemu, który obserwując w 1665 roku Saturna w gwiazdozbiorze Strzelca, odnalazł znajdującą się obok gromadę M22. Supergromada – zgrupowanie setek lub tysięcy grup i gromad galaktyk. Supergromady są jednymi z największych znanych struktur we Wszechświecie. Istnienie supergromad wskazuje na to, że galaktyki są rozłożone we Wszechświecie nierównomiernie, nawet w dużych skalach. Większość z nich łączy się w grupy i gromady, przy czym grupy zawierają do 50 galaktyk, a gromady do kilku tysięcy. Te grupy i gromady, a także dodatkowe odizolowane galaktyki, tworzą razem większe struktury zwane właśnie supergromadami.

    Harlow Shapley (ur. 2 listopada 1885 w Nashville - zm. 20 października 1972 w Boulder, USA) – amerykański astronom, który stwierdził, że Słońce leży w pobliżu centralnej płaszczyzny galaktycznej, ok. 30 tys. lat świetlnych od środka Galaktyki. W 1911 w oparciu o wyniki otrzymane przez H.N.Russella, rozpoczął prace nad wyznaczeniem rozmiarów gwiazd w licznych układach podwójnych na podstawie pomiarów zmian ich jasności występujących podczas zaćmienia jednej gwiazdy przez drugą. Metoda ta stała się standardową procedurą na ponad 30 lat. Shapley wykazał również, że gwiazdy zmienne typu cefeid nie mogą być układami podwójnymi gwiazd, zaćmiewającymi się wzajemnie. Wsławił się biorąc udział w Wielkiej Debacie z Heberem Curtisem, 26 kwietnia 1920. Bronił tam (błędnego) stanowiska, że mgławice spiralne są częścią Drogi Mlecznej, w szczególności, że nie istnieją inne galaktyki poza nią. Postulował natomiast (prawidłowo i jako pierwszy), że nasza Galaktyka ma znacznie większe rozmiary, niż wtedy przypuszczano. W swojej pracy zajmował się gromadami gwiazd, opracował sposób klasyfikacji zarówno gromad otwartych jak i kulistych. W 1950 roku American Astronomical Society przyznało mu nagrodę Henry Norris Russell Lectureship. Idea populacji gwiazdowych powstała, gdy odpowiednio dobra zdolność rozdzielcza obserwacji galaktyki M31 pozwoliła Walterowi Baademu w 1944 roku na wyróżnienie w tej galaktyce dwóch odrębnych populacji gwiazd. Dysk galaktyki M31 na diagramie HR przypominał gromady otwarte, natomiast zgrubienie centralne na diagramie Hertzsprunga-Russella przypominało gromady kuliste. Te dwa typy gwiazd zyskały miano gwiazd populacji I i gwiazd populacji II.

    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.

    Dodano: 26.12.2012. 15:49  


    Najnowsze