wszechświat
Autor: Weronika Śliwa | dodano: 2012-06-12
Kosmiczne pary

Zderzają się ze sobą lub krążą jedna w drugiej, raz odmładzają swych partnerów, innym razem doprowadzają do ich eksplozji. Gdy dwie gwiazdy łączą się w pary, nuda jest wykluczona.

W naszej galaktyce samotne gwiazdy nie mają wyraźnej przewagi liczebnej. Jak się szacuje, nawet połowa bliskich nam słońc może być częścią układów podwójnych lub wielokrotnych. Do dziś nie wyjaśniono wszystkich procesów prowadzących do powstawania układów wielokrotnych, wiemy jednak, że gwiazdy masywne szczególnie często mają towarzyszki. Wśród gwiazd o masie co najmniej kilkanaście razy przekraczającej masę Słońca układów podwójnych może być nawet 80%.

Dobrym przykładem jest rekordowo masywny układ WR20a. Masa tej znajdującej się w tle gwiazdozbioru Kila pary supermasywnych gwiazd została zmierzona dzięki znajdującemu się w Chile polskiemu teleskopowi OGLE. Obserwacja zaćmień obiegających się wzajemnie gwiazd umożliwiła oszacowanie parametrów układu: każda z gwiazd WR20a jest ponadosiemdziesięciokrotnie cięższa od Słońca. Okres ich wzajemnego obiegu wynosi zaledwie 3,7 dnia, a więc ich wzajemna odległość jest niewielka i olbrzymy muszą się niemal muskać. Wśród lżejszych gwiazd układy podwójne zdarzają się rzadziej, ale i tak połowa gwiazd podobnych do Słońca i o 1/4 lżejszych od niego czerwonych karłów przemierza Galaktykę wraz z towarzyszką.

Życie bez Nemezis?

o dziś pojawiają się teorie, zgodnie z którymi partnera ma nawet Słońce. Część badaczy zauważyła bowiem okresowe zmiany w liczbie kraterów uderzeniowych powstających na powierzchni Ziemi. Można je wyjaśniać istnieniem Nemezis, niewielkiego czerwonego karła okrążającego Słońce po orbicie, na której odległość od naszej gwiazdy waha się od 1,5 do zaledwie 0,4 roku świetlnego. Podczas następujących co 26 mln lat zbliżeń do Słońca, Nemezis zaburzałaby ruch obiektów w Obłoku Oorta - rozciągającej się daleko za orbitą Neptuna chmurze lodowych ciał, powstałych w początkach Układu Słonecznego. Jak się szacuje, w Obłoku krąży około 1013 kometopodobnych ciał o średnicy większej od kilometra. Wskutek zakłóceń wywołanych przez Nemezis część z nich mogłaby wpadać do wnętrza Układu Słonecznego, a nawet uderzać w Ziemię.

Dziś hipoteza Nemezis nie jest wśród astronomów zbyt popularna, udało się bowiem wykazać, że jej ewentualna orbita byłaby niestabilna. Zwolennicy teorii o istnieniu sąsiadki Słońca nie składają jednak broni i proponują wszczęcie jej poszukiwań. Jeśli jednak Nemezis nie istnieje, najbliższy układ podwójny - a zapewne nawet potrójny - odnajdziemy już w odległości czterech lat świetlnych od Słońca.

Razem, a jednak samotnie

dy odległość między gwiazdami przekracza kilka jednostek astronomicznych (AU), ich ewolucja przebiega praktycznie niezależnie: obie rodzą się z zapadającego się gazowo--pyłowego obłoku i - po zakończeniu pierwotnej kontrakcji - czerpią energię dzięki syntezie jąder helu z jąder wodoru. W trakcie tego etapu ewolucji (jego czas trwania jest tym krótszy, im obiekt jest cięższy) jasność i rozmiary gwiazdy powoli rosną. Gdy zapasy wodoru się wyczerpią, gwiazda może rozpocząć dalsze procesy syntezy, tym razem korzystając ze zgromadzonego w swoim wnętrzu helu. Dotyczy to jednak wyłącznie gwiazd o masie większej od około 1/2 masy Słońca. Gwiazdy lżejsze po wyczerpaniu wodoru zaczynają powoli stygnąć i z czasem zamieniają się w stygnące białe karły, które w kuli o rozmiarach Ziemi mieszczą masę kilkadziesiąt tysięcy razy większą od masy naszej planety. W gwiazdach cięższych obszar syntezy wodoru stopniowo przesuwa się do otoczki jądra, a w samym jądrze rozpoczyna się proces syntezy węgla i innych pierwiastków z helu. Gwiazda jest już wówczas czerwonym olbrzymem, którego promień jest kilkaset razy większy od dotychczasowego. Po wyczerpaniu helu cały cykl się powtarza. Wystarczająco masywna gwiazda może zatem dojść do etapu, w którym jądra krzemu łączą się, tworząc kosmiczny żużel - żelazo. Synteza jąder żelaza nie dostarczyłaby już gwieździe energii. Ta, pozbawiona paliwa, wybucha jako supernowa, pozostawiając po sobie obiekt 10 mld razy gęstszy od białego karła - gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

Jak zatem wyglądają typowe układy wielokrotne, w których gwiazdy dzieli dystans co najmniej kilku jednostek astronomicznych? Ich interesującym przedstawicielem jest najbliższy Słońcu układ z gwiazdozbioru Centaura. Jednego z jego składników, niepozornego czerwonego karła Proximę Centauri, dzieli od nas odległość
4,22 roku świetlnego, zaledwie 270 000 razy większa od odległości między Słońcem i Ziemią. Niemal na pewno obiega on w odległości 15 000 AU dwie pozostałe gwiazdy układu, Alfę Centauri A i B, obie o masie i wieku zbliżonym do Słońca. Składniki A i B krążą wokół siebie w odległości od 11 do 35 AU, wystarczająco dużej, aby obie gwiazdy mogły ewoluować niemal niezależnie od siebie i skończyć życie jako spokojne białe karły. Jednak w układach, w których wzajemna odległość składników jest mniejsza od 10 AU, astronomowie stykają się z wieloma egzotycznymi sytuacjami. Jedna z nich odpowiada za istnienie błękitnych maruderów - tajemniczych, dziwnie młodych gwiazd, których dzieje wciąż nie są do końca wyjaśnione.

Błękitni maruderzy

istnieniu błękitnych maruderów dowiedzieliśmy się dzięki obserwacjom gwiazd w gwiezdnych gromadach. W większości gromad wiek wszystkich tworzących je obiektów jest identyczny. Dzięki temu łatwo badać zależność pomiędzy tempem ewolucji poszczególnych gwiazd a ich masą. Dla gwiazd o tym samym wieku i składzie chemicznym to właśnie masa powinna być jedynym czynnikiem decydującym o różnicach w ewolucji poszczególnych gwiazd. To rozumowanie zostało podważone właśnie przez odkrycie błękitnych maruderów - obiektów gorętszych i bardziej niebieskich od innych gwiazd tej samej jasności. Ich istnienie można wyjaśnić, przyjmując, że są to łączące się lub niedawno połączone układy dwóch bliskich gwiazd. Gwiazda powstała po tego rodzaju połączeniu, której wnętrze zostało wzbogacone o dodatkową porcję paliwa, jest w pewnym sensie cudownie odmłodzona i pozornie wydaje się podważać "standardową" teorię ewolucji gwiazd.

Składniki tworzące błękitnych maruderów łączą się ze sobą na wczesnych etapach ewolucji, ale bywają też połączenia późniejsze. Ich przykładem są gwiazdy helowe - niezbyt ciężkie, lecz duże i gorące gwiazdy składające się przede wszystkim z helu, z niewielką domieszką azotu, węgla, tlenu i innych cięższych pierwiastków. Niezwykłe gwiazdy tworzą się zapewne wskutek połączenia dwóch okrążających się białych karłów.

Podwójna Głowa Demona

Nawet gdy dwie bliskie gwiazdy nie łączą się ze sobą, w ich układzie często pojawiają się interesujące oddziaływania, a nawet paradoksy. Najsłynniejszym z nich jest paradoks Algola, który zawdzięcza swą nazwę układowi gwiazd z konstelacji Perseusza.

Regularnie zmieniający blask Algol już przed wiekami zwrócił uwagę astronomów. Tej łatwej do dostrzeżenia z Ziemi własności zawdzięcza on zapewne swą arabską, przepełnioną grozą nazwę: Głowa Demona. W rzeczywistości Algol jest układem dwóch gwiazd, w którym obserwujemy ich wzajemne zaćmienia. Dwa składniki układu Algola dzieli odległość zaledwie 9 mln km, szesnastokrotnie mniejsza od odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem. Masywniejszy Algol A jest gwiazdą produkującą w jądrze hel z wodoru, natomiast lżejszy Algol B jest już podolbrzymem: zakończył fuzję jąder wodoru w jądrze i podąża ku etapowi czerwonego olbrzyma. Obserwacje wykazały więc, że Algol A, który teoretycznie powinien ewoluować szybciej, wydaje się młodszy od składnika B. Rozwiązanie tego paradoksu podał polski astronom prof. Bohdan Paczyński.

Więcej w miesięczniku „Wiedza i Życie" nr 03/2008 »
Drukuj »
Ten artykuł nie został jeszcze skomentowany.
Aktualne numery
07/2020
06/2020
Kalendarium
Lipiec
7
W 1889 r. William Robert Brooks odkrył kometę 16P/Brooks.
Warto przeczytać
Nie tylko tabliczka mnożenia, ale i dzielenia może sama wchodzić do głowy! Pomogą w tym zabawne, wpadające w ucho wierszyki, które pozostają w głowach uczniów. Dzięki błyskotliwym skojarzeniom pozwalają łatwo i bez wysiłku nie tylko nauczyć się tabliczki dzielenia w zakresie do 100, ale także zrozumieć, czym jest dzielenie i dlaczego nie musi sprawiać najmniejszych kłopotów.

WSPÓŁPRACUJEMY
Logowanie

Nazwa użytkownika

Hasło

Autor: Weronika Śliwa | dodano: 2012-06-12
Kosmiczne pary

Zderzają się ze sobą lub krążą jedna w drugiej, raz odmładzają swych partnerów, innym razem doprowadzają do ich eksplozji. Gdy dwie gwiazdy łączą się w pary, nuda jest wykluczona.

W naszej galaktyce samotne gwiazdy nie mają wyraźnej przewagi liczebnej. Jak się szacuje, nawet połowa bliskich nam słońc może być częścią układów podwójnych lub wielokrotnych. Do dziś nie wyjaśniono wszystkich procesów prowadzących do powstawania układów wielokrotnych, wiemy jednak, że gwiazdy masywne szczególnie często mają towarzyszki. Wśród gwiazd o masie co najmniej kilkanaście razy przekraczającej masę Słońca układów podwójnych może być nawet 80%.

Dobrym przykładem jest rekordowo masywny układ WR20a. Masa tej znajdującej się w tle gwiazdozbioru Kila pary supermasywnych gwiazd została zmierzona dzięki znajdującemu się w Chile polskiemu teleskopowi OGLE. Obserwacja zaćmień obiegających się wzajemnie gwiazd umożliwiła oszacowanie parametrów układu: każda z gwiazd WR20a jest ponadosiemdziesięciokrotnie cięższa od Słońca. Okres ich wzajemnego obiegu wynosi zaledwie 3,7 dnia, a więc ich wzajemna odległość jest niewielka i olbrzymy muszą się niemal muskać. Wśród lżejszych gwiazd układy podwójne zdarzają się rzadziej, ale i tak połowa gwiazd podobnych do Słońca i o 1/4 lżejszych od niego czerwonych karłów przemierza Galaktykę wraz z towarzyszką.

Życie bez Nemezis?

o dziś pojawiają się teorie, zgodnie z którymi partnera ma nawet Słońce. Część badaczy zauważyła bowiem okresowe zmiany w liczbie kraterów uderzeniowych powstających na powierzchni Ziemi. Można je wyjaśniać istnieniem Nemezis, niewielkiego czerwonego karła okrążającego Słońce po orbicie, na której odległość od naszej gwiazdy waha się od 1,5 do zaledwie 0,4 roku świetlnego. Podczas następujących co 26 mln lat zbliżeń do Słońca, Nemezis zaburzałaby ruch obiektów w Obłoku Oorta - rozciągającej się daleko za orbitą Neptuna chmurze lodowych ciał, powstałych w początkach Układu Słonecznego. Jak się szacuje, w Obłoku krąży około 1013 kometopodobnych ciał o średnicy większej od kilometra. Wskutek zakłóceń wywołanych przez Nemezis część z nich mogłaby wpadać do wnętrza Układu Słonecznego, a nawet uderzać w Ziemię.

Dziś hipoteza Nemezis nie jest wśród astronomów zbyt popularna, udało się bowiem wykazać, że jej ewentualna orbita byłaby niestabilna. Zwolennicy teorii o istnieniu sąsiadki Słońca nie składają jednak broni i proponują wszczęcie jej poszukiwań. Jeśli jednak Nemezis nie istnieje, najbliższy układ podwójny - a zapewne nawet potrójny - odnajdziemy już w odległości czterech lat świetlnych od Słońca.

Razem, a jednak samotnie

dy odległość między gwiazdami przekracza kilka jednostek astronomicznych (AU), ich ewolucja przebiega praktycznie niezależnie: obie rodzą się z zapadającego się gazowo--pyłowego obłoku i - po zakończeniu pierwotnej kontrakcji - czerpią energię dzięki syntezie jąder helu z jąder wodoru. W trakcie tego etapu ewolucji (jego czas trwania jest tym krótszy, im obiekt jest cięższy) jasność i rozmiary gwiazdy powoli rosną. Gdy zapasy wodoru się wyczerpią, gwiazda może rozpocząć dalsze procesy syntezy, tym razem korzystając ze zgromadzonego w swoim wnętrzu helu. Dotyczy to jednak wyłącznie gwiazd o masie większej od około 1/2 masy Słońca. Gwiazdy lżejsze po wyczerpaniu wodoru zaczynają powoli stygnąć i z czasem zamieniają się w stygnące białe karły, które w kuli o rozmiarach Ziemi mieszczą masę kilkadziesiąt tysięcy razy większą od masy naszej planety. W gwiazdach cięższych obszar syntezy wodoru stopniowo przesuwa się do otoczki jądra, a w samym jądrze rozpoczyna się proces syntezy węgla i innych pierwiastków z helu. Gwiazda jest już wówczas czerwonym olbrzymem, którego promień jest kilkaset razy większy od dotychczasowego. Po wyczerpaniu helu cały cykl się powtarza. Wystarczająco masywna gwiazda może zatem dojść do etapu, w którym jądra krzemu łączą się, tworząc kosmiczny żużel - żelazo. Synteza jąder żelaza nie dostarczyłaby już gwieździe energii. Ta, pozbawiona paliwa, wybucha jako supernowa, pozostawiając po sobie obiekt 10 mld razy gęstszy od białego karła - gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.

Jak zatem wyglądają typowe układy wielokrotne, w których gwiazdy dzieli dystans co najmniej kilku jednostek astronomicznych? Ich interesującym przedstawicielem jest najbliższy Słońcu układ z gwiazdozbioru Centaura. Jednego z jego składników, niepozornego czerwonego karła Proximę Centauri, dzieli od nas odległość
4,22 roku świetlnego, zaledwie 270 000 razy większa od odległości między Słońcem i Ziemią. Niemal na pewno obiega on w odległości 15 000 AU dwie pozostałe gwiazdy układu, Alfę Centauri A i B, obie o masie i wieku zbliżonym do Słońca. Składniki A i B krążą wokół siebie w odległości od 11 do 35 AU, wystarczająco dużej, aby obie gwiazdy mogły ewoluować niemal niezależnie od siebie i skończyć życie jako spokojne białe karły. Jednak w układach, w których wzajemna odległość składników jest mniejsza od 10 AU, astronomowie stykają się z wieloma egzotycznymi sytuacjami. Jedna z nich odpowiada za istnienie błękitnych maruderów - tajemniczych, dziwnie młodych gwiazd, których dzieje wciąż nie są do końca wyjaśnione.

Błękitni maruderzy

istnieniu błękitnych maruderów dowiedzieliśmy się dzięki obserwacjom gwiazd w gwiezdnych gromadach. W większości gromad wiek wszystkich tworzących je obiektów jest identyczny. Dzięki temu łatwo badać zależność pomiędzy tempem ewolucji poszczególnych gwiazd a ich masą. Dla gwiazd o tym samym wieku i składzie chemicznym to właśnie masa powinna być jedynym czynnikiem decydującym o różnicach w ewolucji poszczególnych gwiazd. To rozumowanie zostało podważone właśnie przez odkrycie błękitnych maruderów - obiektów gorętszych i bardziej niebieskich od innych gwiazd tej samej jasności. Ich istnienie można wyjaśnić, przyjmując, że są to łączące się lub niedawno połączone układy dwóch bliskich gwiazd. Gwiazda powstała po tego rodzaju połączeniu, której wnętrze zostało wzbogacone o dodatkową porcję paliwa, jest w pewnym sensie cudownie odmłodzona i pozornie wydaje się podważać "standardową" teorię ewolucji gwiazd.

Składniki tworzące błękitnych maruderów łączą się ze sobą na wczesnych etapach ewolucji, ale bywają też połączenia późniejsze. Ich przykładem są gwiazdy helowe - niezbyt ciężkie, lecz duże i gorące gwiazdy składające się przede wszystkim z helu, z niewielką domieszką azotu, węgla, tlenu i innych cięższych pierwiastków. Niezwykłe gwiazdy tworzą się zapewne wskutek połączenia dwóch okrążających się białych karłów.

Podwójna Głowa Demona

Nawet gdy dwie bliskie gwiazdy nie łączą się ze sobą, w ich układzie często pojawiają się interesujące oddziaływania, a nawet paradoksy. Najsłynniejszym z nich jest paradoks Algola, który zawdzięcza swą nazwę układowi gwiazd z konstelacji Perseusza.

Regularnie zmieniający blask Algol już przed wiekami zwrócił uwagę astronomów. Tej łatwej do dostrzeżenia z Ziemi własności zawdzięcza on zapewne swą arabską, przepełnioną grozą nazwę: Głowa Demona. W rzeczywistości Algol jest układem dwóch gwiazd, w którym obserwujemy ich wzajemne zaćmienia. Dwa składniki układu Algola dzieli odległość zaledwie 9 mln km, szesnastokrotnie mniejsza od odległości pomiędzy Ziemią a Słońcem. Masywniejszy Algol A jest gwiazdą produkującą w jądrze hel z wodoru, natomiast lżejszy Algol B jest już podolbrzymem: zakończył fuzję jąder wodoru w jądrze i podąża ku etapowi czerwonego olbrzyma. Obserwacje wykazały więc, że Algol A, który teoretycznie powinien ewoluować szybciej, wydaje się młodszy od składnika B. Rozwiązanie tego paradoksu podał polski astronom prof. Bohdan Paczyński.