• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Polacy odkryli rzadki rodzaj gwiazdy

    06.10.2008. 17:45
    opublikowane przez: Maksymilian Gajda

    Ernest Świerczyński, student V roku astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu, wraz z doktorantami, Elżbietą Ragan i Cezarym Gałanem, odkryli rzadki rodzaj gwiazdy, tzw. polara pośredniego. Do tej pory znanych jest zaledwie kilkanaście takich obiektów - informuje dr hab. Maciej Mikołajewski z UMK, jeden z opiekunów naukowych grupy. Polarem pośrednim okazała się być gwiazda V2467 Cygni, która w marcu 2007 roku wybuchła jako gwiazda nowa, zwiększając w ciągu kilkunastu godzin swoją jasność blisko 100 tysięcy razy.


    Krótko po wybuchu grupa kilkunastu studentów i doktorantów w Centrum Astronomii UMK podjęła się systematycznych obserwacji tej gwiazdy na dwóch teleskopach optycznych w obserwatorium w Piwnicach w ramach tzw. alertu obserwacyjnego. Opiekunami grupy byli dr hab. Maciej Mikołajewski i dr hab. Toma Tomov, prof. UMK.

    Jak wyjaśnia dr hab. Maciej Mikołajewski, polary pośrednie stanowią najrzadszą grupę tzw. gwiazd kataklizmicznych. Składają się z dwóch okrążających się w ciągu kilku godzin gwiazd, zwartego, masywnego i gorącego (tzw. białego karła) oraz lżejszego, chłodnego i bardzo rozdętego (tzw. czerwonego karła).

    "W układzie tym następuje intensywny przepływ materii z gwiazdy chłodnej na gorącą co prowadzi do wielu spektakularnych zjawisk, aż do włączenia się reakcji termojądrowych na powierzchni zwartego (wielkości Ziemi) składnika prowadzącego do wybuchu jako gwiazdy nowej - wyjaśnia. - W polarach pośrednich, zwarty składnik jest obdarzony silnym polem magnetycznym co powoduje, że materia spada nie na całą powierzchnię gwiazdy lecz na bieguny. Ponieważ gwiazda obraca się i oś magnetyczna jest nachylona do osi rotacji, wywołuje to zjawisko podobne do latarni morskiej."

    Jak informuje naukowiec, udowodnienie, że V2467 Cygni jest polarem pośrednim zajęło Ernestowi Świerczyńskiemu z kolegami niemal całe ostatnie wakacje, gdy jasność gwiazdy nowej spadła już blisko tysiąckrotnie. "Zgromadził on obserwacje jasności gwiazdy w ciągu kilkunastu nocy wykrywając dwie ściśle okresowe zmienności: słabszą o okresie blisko 4 godzin odpowiadającą obrotowi obydwu gwiazd wokół siebie i silniejszą, o okresie około 35 minut, odpowiadająca obrotowi gorącego zwartego obiektu wokół swojej osi (efekt latarni morskiej)" - tłumaczy. - Do tej pory, spośród kilkunastu udokumentowanych polarów pośrednich tylko jeden, FO Aqr ma równie wyrazistą, optyczną krzywą blasku i z tego powodu często nazywany jest +królem polarów pośrednich+. Wydaje się wielce prawdopodobne, że polar pośredni, którego odkrył Ernest Świerczyński będzie mógł zasługiwać na miano co najmniej +królowej+ tej rzadkiej klasy gwiazd."

    Już podczas wybuchu okazało się, że V2467 jest obiektem unikatowym. Elżbieta Ragan zauważyła, że gwiazda może charakteryzować się wyjątkowo wysoką jak na gwiazdy nowe, obfitością tlenu, co wskazuje, że zwarty składnik w układzie powinien być bardzo masywny. "Takie gwiazdy uważa się za dobrych kandydatów do zjawiska... supernowej. Może w ciągu kilku najbliższych milionów lat, gwiazda Świerczyńskiego i Ragan rozbłyśnie nagle jako najjaśniejsza gwiazda na niebie?" - zastanawia się naukowiec.

    PAP - Nauka w Polsce

    Czy wiesz ĹĽe...? (beta)
    Akrecja kolumnowa - zjawisko ukierunkowania procesu akrecji w układzie podwójnym gwiazd na bieguny magnetyczne gwiazdy, zachodzące w polarach, czyli gwiazdach typu AM Her. Zjawisko zachodzi, gdy gęstość energii w dysku akrecyjnym jest mniejsza niż gęstość energii pola magnetycznego gwiazdy centralnej. Występuje najczęściej w przypadku silnie magnetycznych gwiazd neutronowych i białych karłów, a ze względu na obserwowane własności obiekty takie należą odpowiednio do klasy polarów i polarów pośrednich oraz pulsarów rentgenowskich. Opadanie w stronę gwiazdy w większej odległości od powierzchni gwiazdy następuje z prędkością naddźwiękową, blisko powierzchni gwiazdy formuje się fala uderzeniowa. Opadająca materia silnie świeci w zakresie rentgenowskim, szczególnie obszar pomiędzy frontem fali a powierzchnią gwiazdy. Karły – najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. W ramach klasyfikacji widmowej karły są zaliczane do klasy jasności V. 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.

    Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów. Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.

    Karły – gwiazdy zaliczane do klasy jasności V. Najczęściej występujący typ gwiazdy; są to gwiazdy I populacji leżące w granicach ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella. 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.

    Nowa rentgenowska (ang. X-ray nova lub Soft X-ray transient) – układ podwójny, złożony z małomasywnej gwiazdy oraz obiektu zwartego, którym może być gwiazda neutronowa bądź czarna dziura. Układ taki stanowi przejściowe źródło rentgenowskie, zmieniające się od stanu bardzo małej jasności (tzw. stan spokojny, ang. quiescent) do stanu o jasności rentgenowskiej wyższej o czynnik 100 – 10000. Emisja w stanie spokojnym jest tak trudna do zarejestrowania, że rozbłyskające źródło pojawia się jako "nowe" na niebie, stąd nazwa tego zjawiska. Rozbłyski w danym źródle powtarzają się typowo co kilkanaście lub więcej lat i tylko w kilku przypadkach zaobserwowano więcej niż jeden rozbłysk z danego źródła. Szybkie pojaśnienie następuje w skali kilku dni, zaś zanik jasności trwa kilka miesięcy. 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.

    Gwiazdy zmienne typu S Doradus (ang. Luminous blue variable – "jasne błękitne zmienne gwiazdy") – gwiazda na końcowym etapie ewolucji, o jasności absolutnej rzędu miliona razy większej od Słońca, (absolutna wielkość gwiazdowa ponad -10), cechująca się zmiennością blasku w wyniku okazjonalnych rozbłysków o 1-2 i silnym wiatrem gwiazdowym.

    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.

    Dodano: 06.10.2008. 17:45  


    Najnowsze