Twoja wyszukiwarka

ARKADIUSZ OLECH
WARSZAWSKIE GWIAZDY
Wiedza i Życie nr 11/2001
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 11/2001

W 1855 roku astronom brytyjski John Russell Hind znalazł w gwiazdozbiorze Bliźniąt nie opisywaną uprzednio gwiazdę, która po dziewięciu dniach nagle przestała być widoczna. Był to początek historii nowych karłowatych, które z dumą możemy nazywać gwiazdami warszawskimi.

Jednym z najbardziej spektakularnych widowisk we Wszechświecie jest niewątpliwie rozbłysk supernowej, która przez kilkanaście dni potrafi świecić tak jasno jak dziesiątki, a nawet setki miliardów zwykłych gwiazd. Pozornie bliskimi kuzynkami supernowych są nowe, które również rozbłyskują, choć nie osiągają tak wielkich jasności. Obie nazwy pochodzą z czasów, gdy obserwatorom wydawało się, że rozbłyski pojawiają się w miejscach, w których przedtem nie było żadnych obiektów. W obu przypadkach mamy jednak do czynienia nie z nowymi gwiazdami, lecz z wybuchami gwiazd już od dawna istniejących. Mimo podobieństw różnica między nowymi i supernowymi jest ogromna. Supernowa świeci tylko jeden raz: rozbłysk, który obserwujemy to w rzeczywistości wybuch, rozrywający gwiazdę dosłownie na strzępy. Natomiast rozbłyski nowych są związane z wybuchami o znacznie mniejszej sile, które nie niszczą gwiazd i mogą powtarzać się wielokrotnie (jednak nie częściej, niż co kilka lat).

Gwiazda znaleziona przez Hinda jest dziś znana jako U Geminorum, czyli U Bliźniąt (w skrócie U Gem). Po jej odkryciu podejrzewano, że jest to kolejna nowa, ale sam odkrywca wolał być ostrożny. Oświadczył, że znalazł gwiazdę zmienną nieznanego dotychczas typu. Już po trzech miesiącach okazało się, że miał rację! U Gem rozbłysła ponownie, osiągając jasność zbliżoną do tej, jaką miała w chwili odkrycia. W taki sposób nie zachowywała się jeszcze żadna nowa! Pod koniec XIX wieku odkryto kolejne dwie gwiazdy podobne do U Gem, a w połowie XX wieku znano ich już 92 (obecnie około 400). W latach trzydziestych okazało się, że ich rozbłyski są znacznie słabsze niż rozbłyski nowych (np. sama U Gem zwiększa swój blask studwudziestokrotnie, podczas gdy nowe co najmniej kilka tysięcy razy). Całą tę klasę gwiazd zaczęto wtedy nazywać nowymi karłowatymi.

Nowe karłowate od początku uważano za obiekty niezwykle ciekawe, a przyczyny ich rozbłysków bardzo długo pozostawały niezrozumiałe. Przyjrzyjmy się zapisowi pomiarów jasności jednej z tych gwiazd, które przez ponad sto lat z podziwu godną wytrwałością prowadzili miłośnicy astronomii zrzeszeni w American Association of Variable Star Observers (Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych). Natychmiast rodzą się pytania: co jest źródłem energii, która dociera do nas pod postacią wzmożonego blasku gwiazdy?, jaki mechanizm uruchamia owo źródło niemal regularnie raz na 50 dni?, co ogranicza jego wydajność?, czy podobnie może zacząć zachowywać się nasze Słońce?

Zagadkowe widmo

Obserwując nowe karłowate, nie tylko mierzono ich jasność, lecz także badano ich widma. Typowe widmo gwiazdowe składa się z tła, w którym widać wszystkie kolory tęczy od fioletu do czerwieni, i widocznych na jego tle ciemnych prążków tzw. linii widmowych. Wytwarzane przez różne pierwiastki linie widmowe są dla astronoma tym, czym dla detektywa linie papilarne: każda "normalna" gwiazda ma ich charakterystyczny zestaw. Dzięki niemu możemy poznać temperaturę, rozmiary i masę gwiazdy. Linie nowych karłowatych układały się jednak w zestawy, których nie można było jednoznacznie zinterpretować. Co więcej, kształt i położenie linii widmowych zmieniały się z upływem czasu!

Zagadkę rozszyfrował na początku lat sześćdziesiątych amerykański astronom Robert Kraft: wszystkie zbadane przez niego nowe karłowate okazały się układami podwójnymi. Układ podwójny to dwie gwiazdy trwale związane siłami grawitacji, które obiegają się nawzajem. Gdy taką parę oglądamy z zewnątrz, każdy z jej składników na zmianę albo się do nas przybliża, albo oddala. Widmo gwiazdy zbliżającej się jest "poniebieszczone" (linie przesuwają się na stronę niebieską), zaś gwiazdy oddalającej się "poczerwienione" (linie przesuwają się na stronę czerwoną). Prawa mechaniki Newtona wymagają, by ruchy gwiazd i związane z nimi zmiany położenia linii widmowych powtarzały się po upływie czasu potrzebnego gwiazdom do dokonania jednego obiegu. Czas ten astronomowie nazywają okresem orbitalnym lub okresem układu. Im mniejsza jest odległość między gwiazdami, tym okres układu jest krótszy. Okresy orbitalne nowych karłowatych okazały się najkrótszymi ze znanych. Szybko obliczono, że cały układ typowej nowej karłowatej bez trudu zmieściłby się we wnętrzu naszego Słońca, które do największych gwiazd przecież nie należy!

Dokładna analiza widm doprowadziła Krafta do jeszcze jednego wniosku. W każdej zbadanej przez niego nowej karłowatej składnikiem głównym (czyli gwiazdą o większej masie) jest biały karzeł - gwiazda o masie porównywalnej ze Słońcem i rozmiarach niewiele większych od Ziemi. Obiekty tego typu są zbudowane z materii tak mocno sprasowanej przez grawitację, że każdy jej centymetr sześcienny waży kilka ton! Drugi składnik pary, czyli tzw. składnik wtórny układu, jest na szczęście zwykłą gwiazdą podobną do Słońca (nieco od niego mniejszą i chłodniejszą).

Polacy w akcji

Fot. 1. Krzywa zmian blasku gwiazdy U Gem w okresie między rozbłyskami. W 1962 roku opracował ją Wojciech Krzemiński. Minima powtarzają się regularnie co 4h14m45s, a w maksimum blasku gwiazda jest 2,5 razy jaśniejsza niż w minimum

Dalsze dzieje nowych karłowatych są już nierozłącznie związane z astronomami z Warszawy. Polski wątek w historii tych obiektów otwierają prace Wojciecha Krzemińskiego, który na początku lat sześćdziesiątych odbywał praktykę w amerykańskich obserwatoriach Licka i Lowella. Korzystając z nowoczesnych urządzeń, Krzemiński prowadził dokładne pomiary jasności nowych karłowatych "w stanie spoczynku" (tj. w okresie między rozbłyskami, które astronomowie do dziś uparcie nazywają wybuchami). W 1962 roku otrzymał krzywą zmian blasku U Gem, która o nowych karłowatych powiedziała nam więcej niż wszystkie dotychczasowe obserwacje razem wzięte.

Przede wszystkim zmiany jasności powtarzały się niezwykle regularnie, potwierdzając tym samym, iż U Gem jest układem podwójnym. Przez mniej więcej połowę okresu jasność utrzymywała się na niemal stałym poziomie. Przez drugą połowę powoli rosła prawie o 100%, po czym zaczynała równie powoli maleć. Spokojne przygasanie przechodziło w pewnym momencie w bardzo gwałtowny spadek jasności, po którym następował jej równie gwałtowny wzrost i kontynuacja przygasania.

Fot. 2. Podane przez Krzemińskiego objaśnienie zmian blasku U Gem w okresie między rozbłyskami. Głównym (bardziej masywnym) składnikiem układu jest biały karzeł, dla przejrzystości narysowany tutaj w znacznym powiększeniu (w tej samej skali, co druga gwiazda miałby rozmiary małej kropki). Jego szara półkula świeci słabiej niż biała: a) za chwilę ujrzymy rąbek jasnej półkuli i blask układu zacznie rosnąć; b) w tym momencie jasna półkula jest ku nam zwrócona, a blask układu osiąga maksimum; c) gdy biały karzeł chowa się za towarzyszem, na krzywej blasku pojawia się głębokie i wąskie minimum. Fizyczną przyczyną nierównomiernego świecenia białego karła jest wypływający z „dzióbka” drugiej gwiazdy strumień materii (pokazany schematycznie na rys. c), który po okrążeniu białego karła uderza w jego powierzchnię. Krzyżykiem oznaczono położenie środka masy, wokół którego krążą oba składniki układu. Obserwator patrzy w płaszczyźnie rysunku z kierunku wskazanego strzałką.

Maksimum blasku trwa tak długo, ponieważ jeden ze składników układu świeci nierównomiernie - rozumował Krzemiński. Kiedy zwraca ku nam swoją ciemniejszą stronę, jasność układu jest stała. Kiedy wskutek obrotu odsłania jaśniejszą stronę, jasność układu rośnie, by osiągnąć maksimum w chwili, gdy jasny obszar jest zwrócony wprost ku nam. Tuż po tym ów nierównomiernie świecący składnik "wsuwa się" za swego towarzysza i zaczyna się gwałtowny spadek blasku związany z zaćmieniem jednej gwiazdy przez drugą. Gdyby to zwykła gwiazda wsuwała się za białego karła, zakrywana byłaby tylko drobna część jej tarczy i jasność układu malałaby tylko nieznacznie. Zaćmienia są jednak głębokie. Zakrywany jest zatem biały karzeł; on też musi świecić nierównomiernie. Przyczyną tej nierównomierności - zakładał Krzemiński jest wypływający z "dzióbka" zwykłej gwiazdy strumień gazu, który rozbija się o powierzchnię białego karła i rozgrzewa ją w miejscu zderzenia (biały karzeł "wysysa" ze swego towarzysza materię, by w jej strumieniu wziąć prysznic!).

Taki model tłumaczył nie tylko krzywą zmian blasku, lecz także pewne cechy widmowe zaobserwowane wcześniej u nowych karłowatych przez Krafta. Problem rozbłysków pozostawał jednak otwarty. Obserwując U Gem w fazach wzmożonej aktywności, Krzemiński stwierdził, że w początkowej fazie wybuchu zaćmienia ulegają spłyceniu, by w maksimum wybuchu zniknąć całkowicie. Tuż po wybuchu pojawiają się ponownie i są wtedy znacznie szersze niż przed nim. Wygląda na to - rozumował - że podczas wybuchu towarzysz białego karła zwiększa zarówno swą jasność, jak i rozmiary. Gdy jego światło wyraźnie dominuje, wtedy zarówno orientacja białego karła względem nas, jak i to, czy wystaje on zza towarzysza, czy też chowa się za nim całkowicie, przestaje mieć jakiekolwiek znaczenie: w każdej sytuacji jego wkład do blasku układu jest przecież niewielki (gdyby Księżyc świecił dużo jaśniej, niż Słońce, zaćmienia Słońca byłyby niezauważalne!). Natomiast zwiększenie rozmiarów składnika wtórnego pociąga za sobą wydłużenie czasu zakrycia białego karła, czyli poszerzenie minimum blasku (gdyby Księżyc był większy, zaćmienia Słońca trwałyby odpowiednio dłużej).

Koncepcja Krzemińskiego, w której za wybuch nowej karłowatej odpowiedzialny był składnik wtórny, zyskała duże uznanie wśród fachowców. Po kilku latach od jej opracowania okazało się jednak, że... biały karzeł w U Gem w ogóle nie jest zaćmiewany! Tym samym runął jeden z filarów, na których Krzemiński oparł swoje rozumowanie. Na pierwszy rzut oka wydaje się, że taka pomyłka całkowicie dyskredytuje astronomów. Tak jednak nie jest. To, czy widzimy zaćmienia, zależy od kąta, pod jakim patrzymy na płaszczyznę, w której obiegają się składniki układu podwójnego. Gdy patrzymy na nią "z góry", żadnych zaćmień nie będzie! Pojawią się dopiero wtedy, gdy spojrzymy na nią niemal dokładnie "z boku". Występowanie regularnych, głębokich zaćmień jest wskazówką przemawiającą za tym, iż ów "kąt widzenia" jest bardzo mały (tylko wtedy jedna z gwiazd może "chować się" za drugą). Założenie, iż na U Gem patrzymy z boku, było więc w pełni uzasadnione. Podając swoją interpretację, Krzemiński nie popełnił błędu i poprawnie wykorzystał dostępne mu dane. Niestety, były one niekompletne.

Fot. 3. Przebieg zaćmienia w układzie U Gem według modelu Smaka. Tkwiący w centrum dysku akrecyjnego biały karzeł nie jest przesłaniany przez towarzysza. Głębokie minimum krzywej blasku powstaje w wyniku zasłonięcia gorącej plamy na skraju dysku. W czasie wybuchu promień dysku wzrasta i gorąca plama zbliża się do składnika wtórnego. Jest wtedy wcześniej zasłaniana i później odsłaniana niż przed wybuchem, kiedy promień dysku jest mniejszy

Model Krzemińskiego, choć ostatecznie nie zdał egzaminu, okazał się niezwykle użyteczny. Po pierwsze zainteresował astronomów zagadnieniem stabilności gwiazd podobnych do Słońca (wyniki badań są pomyślne możemy spać spokojnie). Po drugie umożliwił zadanie nowym karłowatym właściwie postawionego pytania (uprawianie nauki polega bowiem nie tylko na znajdowaniu właściwych odpowiedzi, lecz także na stawianiu właściwych pytań!). Brzmiało ono: "cóż więc jest w tych układach zaćmiewane, jeśli nie jest to żaden ze składników?". Odpowiedział na nie drugi astronom warszawski, Józef Smak, który na początku lat siedemdziesiątych uzupełnił obraz nowej karłowatej o pewien istotny element.

Brakowało... plamy!

W obrazie tym materia tracona przez składnik wtórny nie uderza bezpośrednio w białego karła, lecz układa się wokół niego w płaski, świecący własnym światłem dysk (tzw. dysk akrecyjny). Wypływająca z "dzióbka" struga gazu zderza się z zewnętrznym brzegiem owego dysku, a obszar zderzenia widzimy jako jasno świecącą gorącą plamę. To właśnie ona, a nie biały karzeł, jest zaćmiewana przez wtórny składnik układu. Zarówno między wybuchami, jak i podczas nich gorąca plama świeci z jednakowym natężeniem. W czasie wybuchu ze składnikiem wtórnym nie dzieje się nic szczególnego; natomiast bardzo silnie świeci centralna część dysku, w której blasku gorąca plama po prostu tonie (dzięki temu jej zaćmienia stają się niezauważalne). Zwiększają się również rozmiary dysku. Z tego powodu zaraz po wybuchu zaćmienia plamy trwają dłużej niż tuż przed nim.

Model Smaka pomyślnie przeszedł wszystkie testy obserwacyjne i do dziś nie wprowadzono do niego żadnych poprawek. Zagadka nagłych pojaśnień dysku, które obserwujemy jako wybuchy nowych karłowatych, okazała się jednak na tyle trudna, że na jej rozwiązanie przyszło czekać całe dziesięciolecie. Na początku lat osiemdziesiątych jednocześnie dokonało tego kilku astronomów, wśród których znalazł się również Józef Smak. Nowe karłowate nie poddały się jednak całkowicie. Dzisiaj, po kolejnych dwudziestu latach, ich historia jest ciągle jeszcze daleka od zakończenia. Okazały się systemami tak bardzo złożonymi i tak pełnymi niespodzianek, że pracy wystarczy dla niejednego pokolenia astronomów. Wiadomości o nich nie są i nie będą specjalnie przydatne w życiu codziennym, ale to nie względy utylitarne czynią je interesującymi. Są po prostu niesłychanie ciekawe!

Dr ARKADIUSZ OLECH jest adiunktem w Centrum Astronomicznym im. Mikołaja Kopernika PAN oraz kierownikiem Pracowni Komet i Meteorów, która zrzesza zajmujących się tymi obiektami miłośników astronomii. Prowadzi również obserwacje nowych karłowatych.