Ziemia, planeta na której mieszkamy, krąży wokół typowej lecz samotnej gwiazdy. Miejsce, w którym żyjemy narzuca pewien sposób patrzenia na Wszechświat i przez wiele lat osobom nawet związanym zawodowo z astronomią wydawało się, że większość gwiazd to obiekty pojedyncze. Dzisiaj wiemy już jednak, że znaczna większość gwiazd żyje w układach podwójnych, wielokrotnych lub nawet w całych gromadach. Wynika to z faktu, że pierwotna chmura gazowo-pyłowa, z której ma narodzić się gwiazda, rzadko zapada się do jednego obiektu. Najczęściej ulega ona fragmentacji i rodzi się w niej co najmniej kilka odrębnych ciał.

----- R E K L A M A -----

PROMOCJA SONY - 50% RABATU NA OBIEKTYW!

Sony A7 IV + 24-70/4 FE ZA OSS

15122 zł 13710 zł

Sony A7 III + 24-70/4 ZA FE OSS

10822 zł 9410 zł

Sony A7 III + 50/1.8 FE

8846 zł 8422 zł

Sony A7 IV + 50/1.8 FE

13146 zł 12722 zł

Oprócz układów gwiazd, podwójnych, potrójnych czy wielokrotnych, astronomowie rozróżniają jeszcze dwa typy gromad gwiazdowych: otwarte i kuliste. Ten pierwszy typ będzie nas interesował w tym odcinku najbardziej i właśnie na nim się skupimy. Tutaj dodamy jeszcze tylko, że astronomowie pośród gromad otwartych wyszczególniają podtyp zwany asocjacjami gwiazdowymi. Na pewno znajdziemy okazję, by opowiedzieć o nich w jednym z kolejnych odcinków naszego cyklu.

Wróćmy jednak do gromad otwartych. To układy najczęściej kilkuset gwiazd o różnych masach, które są związane ze sobą grawitacyjnie i powstały w tym samym czasie z jednego obłoku gazowo-pyłowego. W przeciwieństwie do gromad kulistych, gromady otwarte nie pokazują koncentracji gwiazd w kierunku swojego środka oraz są obiektami młodymi, których wiek nie przekracza najczęściej jednego miliarda lat.

Wszelkiego rodzaju gromady gwiazdowe są doskonałym miejscem do testowania naszej wiedzy z zakresu ewolucji gwiazd. Wszystkie obiekty w gromadzie, które widzimy w danym momencie, narodziły się mniej więcej w tym samym czasie (obecnie mają więc ten sam wiek) i powstały z materiału o takim samym składzie chemicznym. Jedyną ważną rzeczą, która różniła powstające na samym początku obiekty była ich masa. Ona właśnie determinuje dalsze życie gwiazdy…

Owo życie gwiazdy wcale nie jest łatwe, bo polega na nieustannej walce z siłami grawitacji. Grawitacja działa na każde ciało o niezerowej masie (na obiekty o zerowej masie zresztą też działa zakrzywiając czasoprzestrzeń i wpływając, na przykład, na ruch pozbawionych masy fotonów), przez co wszystkie jądra atomowe i cząstki elementarne składające się na gwiazdę są ściągane do jej środka. Tym, co pozwala uniknąć całkowitego kolapsu jest ciśnienie promieniowania elekromagnetycznego generowane dzięki reakcjom termojądrowym zachodzącym w jądrze gwiazdy.

Najprostszy i najbardziej powszechny cykl reakcji termojądrowych to cykl proton-proton, polegający na połączeniu czterech jąder wodoru (a więc protonów) w jedno stabilne jądro helu. Różnica energii obu układów (a więc czterech swobodnych protonów i jednego związanego jądra helu) jest przeznaczana na produkcję dwóch neutrin (bardzo słabo oddziałują z materią i błyskawicznie uciekają z wnętrza gwiazdy nie pomagając jej w walce z grawitacją) i promieniowania elektromagnetycznego (czyli fotonów). Tak naprawdę w cyklu powstają jeszcze pozytrony, ale one błyskawicznie anihilują z elektronami tworząc fotony. Efektem ostatecznym są więc fotony i neutrina.

Schemat cyklu proton-proton (Źródło: Wikipedia)

Każdy, kto uważał na lekcjach fizyki wie, że protony to cząstki o dodatnim ładunku elektrycznym. Wie też, że cząstki o takim samym znaku ładunku elektrycznego odpychają się. Protony nie dają się więc łatwo namówić na bliskie spotkania, bo przeszkadza im siła elektromagnetyczna.

Jak dotychczas, w naszym tekście, pojawiły się dwa z czterech podstawowych oddziaływań przyrody. Mówiliśmy już więc o grawitacji i sile elektromagnetycznej. Chcąc jednak zrozumieć jak dochodzi do reakcji termojądrowych, musimy powiedzieć coś o trzecim oddziaływaniu, czyli silnych oddziaływaniach jądrowych, których własności znacznie różnią się od dwóch pierwszych. Oddziaływania grawitacyjne i elektromagnetyczne mają duży zasięg i zależą od odległości będąc wprost proporcjonalne do odwrotności jej kwadratu. Jeśli więc odległość interesujących nas obiektów zwiększymy dwukrotnie, siła grawitacji czy elektromagnetyczna z nimi związana zmaleje czterokrotnie. Oddziaływania silne są zupełnie inne. Są potężne ale działają na bardzo małych dystansach. Zbliżając więc dwa protony do siebie, na początku, będą one odczuwały tylko i wyłącznie odpychającą siłę elektromagnetyczną (ze względu na ich minimalną masę siła grawitacji nie ma tutaj żadnego znaczenia). Gdy jednak uda nam się zbliżyć je bardzo blisko siebie, zaczną one odczuwać znacznie większą i przyciągającą siłę jądrową, która przełamie siłę elektromagnetyczną i zwiąże oba protony ze sobą (oddając przy tym energię wiązania).

Przepis na uzyskiwanie energii, z pozoru, wydaje się więc prosty – w praktyce jest gorzej, bo nadal nie wiemy jak zbliżyć dwa protony do siebie na tyle blisko, żeby zaczęły odczuwać przyciągający wpływ sił jądrowych. Otóż, aby do tego doszło, musimy stworzyć odpowiednie warunki. Odpowiednie, to znaczy zapewnić temperaturę na poziomie kilkunastu milionów stopni! W takiej temperaturze cząstki poruszają się bardzo szybko. Na tyle szybko, że nieliczne i najszybsze z nich (fizycy powiedzą, że te z ogona rozkładu Maxwella) są w stanie zbliżyć się do siebie na tyle blisko, że zadziała kwantowomechaniczny efekt tunelowania i bariera potencjału związana z siłami elektromagnetycznymi zostanie przezwyciężona. Ufff…. Brzmi skomplikowanie, ale nikt nie mówił, że będzie prosto. Jest za to ciekawie, bo astronomia ma to do siebie, że pozwala dość powszechnie spotykać sytuacje, w których mamy do czynienia ze wszystkimi siłami obecnymi w przyrodzie, a jednocześnie musimy opierać swoją wiedzę o dwie (na razie nie chcące się zazębić) największe teorie fizyczne ostatnich lat czyli ogólną teorię względności i mechanikę kwantową.

Kilkanaście milionów stopni wydaje się temperaturą olbrzymią ale tak naprawdę, w przyrodzie, otrzymać ją dość łatwo. Taka temperatura panuje we wnętrzu każdego obiektu, którego masa jest większa niż 8% masy Słońca. Każdy taki obiekt jest więc w stanie generować energię dzięki reakcjom termojądrowym, a my możemy nazywać go gwiazdą.

Zagłębiliśmy się w różne dywagacje, a przecież mieliśmy mówić o wpływie masy na ewolucję gwiazd. Wracamy więc do tematu. Masa gwiazdy wpływa przede wszystkim na temperaturę w jej wnętrzu. Im większa masa, tym większe ciśnienie, większa gęstość materii w jądrze i większa temperatura. Wydajność cyklu proton-proton zależy dość silnie od temperatury (mniej więcej jak T do potęgi od 4 do 6). Im większa temperatura w jądrze gwiazdy, tym reakcje przebiegają szybciej i tym szybciej wyczerpuje się paliwo wodorowe we wnętrzu gwiazdy.

Sprawy przybierają jeszcze szybszy obrót, gdy dochodzimy do temperatur rzędu 15–20 milionów stopni. W takich warunkach słabnie znaczenie cyklu proton-proton, a do głosu zaczyna dochodzić inny proces przemiany wodoru w hel, czyli cykl CNO. Jego nazwa wzięła się z tego, że reakcje termojądrowe z nim związane zachodzą przy współudziale jąder węgla, azotu i tlenu, których śladowe ilości znajdują się we wnętrzach znacznej większości gwiazd. Jeśli mówiliśmy, że wydajność cyklu proton-proton dość silnie zależy od temperatury, w zasadzie trudno nazwać to, co dzieje się w cyklu CNO, bo tam zależność od temperatury sięga potęgi aż 20. Małe zwiększenie temperatury powoduje więc błyskawiczny wzrost tempa produkcji energii i przemian wodoru w hel…

Efekty tych zależności i procesów są niesamowite. Gwiazda o masie Słońca pali wodór w jądrze przez okres około 10 miliardów lat. Gwiazdy znacznie mniej masywne od naszej dziennej gwiazdy (a takich jest przecież najwięcej) będą znajdowały się na tym etapie ewolucji przez kilkanaście czy nawet kilkadziesiąt miliardów lat. Żeby zrozumieć jak duża to liczba, warto uzmysłowić sobie, że wiek Wszechświata to niespełna 14 miliardów lat. Dla odmiany gwiazda sto razy masywniejsza od Słońca spali wodór w jądrze w kilka milionów lat!

Żeby uzmysłowić sobie fakt, że te zjawiska naprawdę mają miejsce, wystarczy zrobić jedną prostą rzecz. Musimy wykonać dwa zdjęcia gromady otwartej w dwóch różnych filtrach, tak aby móc ocenić jasność każdego obiektu i jego kolor. Dzięki temu możemy skonstruować diagram barwa-jasność. Taki właśnie diagram dla gromady Hiady jest zaprezentowany na poniższym rysunku.

Widać wyraźnie, że gwiazdy nie rozkładają się przypadkowo i znaczna większość z nich układa się po przekątnej. Najsłabsze i najbardziej czerwone obiekty znajdują się w prawej-dolnej części diagramu, a najjaśniejsze i najbardziej niebieskie w lewej-górnej. Wiemy, że obiekty czerwone mają niższą temperaturę od niebieskich. Wzrastająca na rysunku wartość koloru B-V odpowiada malejącej temperaturze. Najchłodniejsze widoczne tutaj gwiazdy mają temperatury na powierzchni niespełna 3000 stopni K, a te najgorętsze około 10000 K (proszę zauważyć, że teraz mówimy już o temperaturach na powierzchni, a nie wewnątrz gwiazd).

Ów ciąg przecinający diagram astronomowie nazywają ciągiem głównym i znajdują się na nim gwiazdy, które w swoim wnętrzu przemieniają wodór w hel w reakcjach p-p i CNO. Oprócz tego co widać, na powyższym diagramie niezmierne ważne jest też to, czego… nie widać. Otóż nie widać na nim gwiazd naprawdę gorących o temperaturach sięgających kilkunastu-kilkudziesięciu tysięcy stopni. Z obserwacji innych obiektów wiemy, że takie gwiazdy w przyrodzie występują. Dlaczego nie ma ich w Hiadach? Odpowiedzią jest masa. Te gwiazdy kiedyś w Hiadach były, ale ewoluowały tak szybko, że wyczerpały zapasy wodoru w swoich jądrach i musiały poszukać innego sposobu na walkę z grawitacją. Jakiego? O tym powiemy w innych rozdziałach, gdy przyjdzie nam omawiać takie obiekty jak gromady kuliste czy mgławice planetarne. W tym rozdziale dygresji było już sporo, więc poprzestaniemy tylko na stwierdzeniu, że gwiazdy, które kiedyś były najmasywniejszymi i najgorętszymi obiektami w Hiadach, odeszły już od ciągu głównego i znajdują się na naszym diagramie ponad nim dla wartości koloru B-V wynoszącej około 1.

Informacja, których gwiazd nie ma na diagramie barwa-jasność (czyli mówiąc inaczej gdzie znajduje się punkt odejścia od ciągu głównego) jest niezmiernie ważna. Mierząc kolor, a więc i temperaturę najjaśniejszych i najgorętszych gwiazd na ciągu głównym wiemy jaka jest ich masa. Teoria ewolucji gwiazd dość dokładnie mówi nam, jak długo gwiazda o danej masie pali wodór w jądrze. Wiedząc więc, jakie masy mają najjaśniejsze gwiazdy na ciągu głównym, wiemy, jak długo trwała ich ewolucja, a dzięki temu wiemy, jaki wiek ma cała gromada. W przypadku zaprezentowanych na powyższym rysunku Hiad wiek ten szacuje się na około 625 milionów lat.

Porównanie diagramów barwa-jasność dwóch gromad otwartych. Ponieważ punkt odejścia od ciągu głównego NGC188 znajduje się dalej, jest ona gromadą starszą. Źródło: Wikipedia.

Dlaczego mówimy w tym odcinku o Hiadach i dlaczego właśnie je wybraliśmy do zilustrowania tego, co dotychczas napisaliśmy? A to dlatego, że dobrze nadają się one do obserwacji nie tylko przez lornetkę, ale także gołym okiem. Co więcej, przez większość osób mających jako takie pojęcie o astronomii są uważane za najbliższą nam gromadę otwartą. Choć tak naprawdę wcale najbliższą nie są… Najbliższą nam gromadą jest bowiem ta ukrywająca się za tajemniczą nazwą Collinder 285. Słyszeliście o niej? Wydaje się Wam, że nie. Nieprawda. Z pewnością słyszeliście tylko nikt nie nazywał jej Collider 285 lecz… Wielki Wóz. Tak, tak. Stary poczciwy Wielki Wóz to gwiazdy należące do jednej gromady, mające wspólne pochodzenie. Gromada jest tak bliska nas, że na naszym niebie nie wygląda jak gromada, stąd nikt nie poleca jej obserwacji przez lornetkę… My też nie będziemy i skupimy się na drugiej pod względem odległości gromadzie, czyli Hiadach. Choć tak naprawdę musimy dodać, że one w pewnym stopniu mają tę samą wadę co Wielki Wóz. Gdyby znajdowały się trochę dalej od Ziemi, na naszym niebie wyglądałyby bardziej urokliwie, wyglądając jak zwarty związany ze sobą obiekt, a nie jak kupka średniej jasności gwiazd rzucona gdzieś na obrzeże Drogi Mlecznej.

Tak więc podsumowując, Hiady wcale nie są najładniejszą z gromad otwartych i wcale nie są moim ulubionym obiektem lornetkowym. Są jednak najbliższe nam, jasne, łatwe do odnalezienia i świetnie nadają się do snucia dziesiątek dygresji, które poczyniłem w tym tekście. Uważny Czytelnik z pewnością już zauważył, że moje opowieści o niebie przez lornetkę są tylko (a może nie tylko) pretekstem do przemycenia sporej dawki informacji na temat współczesnej astrofizyki. Biorąc Hiady „na ruszt” z premedytacją to wykorzystałem.

Czas jednak przejść do tytułowego bohatera niniejszego rozdziału i związanych z nim smaczków lornetkowych.

Gwiazdozbiór Byka. W środku zdjęcia, najjaśniejszy obiekt to Jowisz, który przebywał w tej konstelacji na przełomie 2012 i 2013 roku, kiedy wykonano zdjęcie. Jasna gwiazda na prawo od Jowisza to Aldebaran. Gwiazdy w okolicy Aldebarana to Hiady. W prawym górnym rogu widać inną piękną gromadę otwartą – Plejady. Fot. A. Olech

Ponieważ Hiady są doskonale widoczne gołym okiem, znamy je od czasów starożytnych. Wspomina o nich nawet Homer w „Iliadzie”. Jako osobna gromada zostały po raz pierwszy skatalogowane przez Giovanniego Batista Hodierna w roku 1654. Potem, dość regularnie, pojawiają one się w katalogach i na mapach XVII- i XVIII-wiecznych astronomów. Co ciekawe, nie pojawiają się za to w sławnym katalogu Messiera. Być może Charles Messier uznał, że trudno wziąć je za obiekt mgławicowy i pomylić z kometą. Z drugiej strony Plejady też trudno z nią pomylić, a one na liście Messiera znalazły swoje miejsce…

Mapa Hiad. Kolorem czerwonym oznaczono gwiazdy, które odeszły od ciągu głównego. Kolorem niebieskim zaznaczono najjaśniejsze gwiazdy na ciągu głównym (typy widmowe A, F i G). Najjaśniejszy obiekt to Aldebaran, który nie należy do gromady. Źródło: Wikipedia.

Dzisiaj wiemy już, że oprócz gwiazd widocznych gołym okiem, w Hiadach znajduje się kilkaset słabszych obiektów. Ich całkowita masa jest szacowana na 400 mas Słońca.

Ze względu na to, że Hiady leżą w najbliższym galaktycznym sąsiedztwie Układu Słonecznego, odległość do nich jest wyznaczona bardzo dokładnie i to w oparciu o najprostsze, głównie geometryczne, metody (w szczególności satelita Hipparcos zmierzył paralaksy gwiazd z gromady). Wynosi ona 153 lata świetlne. Jądro gromady, gdzie gwiazdy są najbardziej upakowane, ma rozmiar 18 lat świetlnych.

Mapa gwiazdozbioru Byka i najbliższych jego okolic. W centrum widać Aldebarana i Hiady. Okrąg oznacza pole widzenia typowej, szerokokątnej lornetki klasy 7×35 czy 8×30.

Na naszym niebie Hiady świecą w konstelacji Byka tuż obok najjaśniejszej gwiazdy tego gwiazdozbioru, czyli Aldebarana. Co ciekawe, sam Aldebaran nie należy do gromady i znajduje się bliżej nas niż Hiady. Najjaśniejsze gwiazdy Hiad tworzą charakterystyczny kształt przypominający położoną literę V.

Późna jesień i cała zima to najlepszy czas na obserwacje Hiad. Poniższy rysunek pokazuje wygląd nieba, jaki dojrzy obserwator w Polsce, patrząc na południe i obserwując pod koniec listopada w okolicach północy. Taki sam widok dojrzy pod koniec stycznia około godziny 20.

Widok na południowy horyzont, jaki będzie miał obserwator w centralnej Polsce o północy pod koniec listopada. Taki sam widok zobaczy pod koniec października o godzinie 2 lub pod koniec grudnia o godzinie 22.

Na wysokości około 35 stopni nad horyzontem dojrzymy znaną konstelację Oriona. Tuż nad nią znajdziemy gwiazdozbiór Byka. Obecnie (początek 2013 roku) świetnym drogowskazem jest jasny Jowisz, który świeci w Byku tuż obok Hiad i kilka stopni nad Aldebaranem.

Lornetka Delta Optical Entry 8×40 o polu widzenia 8.2 stopnia świetnie nadaje się do podziwiania Hiad.

Do obserwacji wszystkich omawianych obiektów nie potrzebujemy żadnej potężnej lornetki. Wręcz przeciwnie. Tutaj przyda nam się niewielki instrument o powiększeniu 6–8x i obiektywie 30–40 mm dający duże pole widzenia sięgające 8–11 stopni. Taka wartość pola pozwoli zmieścić w nim nie tylko Aldebarana i Hiady, ale także Jowisza. Nawet przy tak małych powiększeniach, dojrzymy obok niego zarys jego galileuszowych satelitów.

Skoro już jednak sięgnęliśmy po lornetkę, z łatwością dojrzymy słabsze gwiazdy należące do omawianej gromady. Jak widać z diagramu barwa-jasność zaprezentowanego na początku tego rozdziału, najsłabsze gwiazdy Hiad mają 16–17 wielkość gwiazdową, a obiektów z zakresu 7–12 magnitudo, które widać przez niewielkie lornetki, jest mnóstwo. Ich rozpoznanie ułatwi poniższa mapka.

Mapa okolic Hiad pokazująca gwiazdy do jasności 12 magnitudo (dostrzegalne przez typowe lornetki o obiektywach do 50–60 mm) z zaznaczoną gromadą otwartą NGC 1647.

Mając już w polu widzenia Aldebarana i Hiady warto przesunąć naszą lornetkę odrobinę w lewo (dokładnie mówiąc 4 stopnie na północny-wschód od Aldebarana). Bez problemów dojrzymy wtedy inny obiekt głębokiego nieba – kolejną gromadę otwartą oznaczoną symbolem NGC 1647. Jej sumaryczna jasność wynosi 6.4 magnitudo, a rozmiar kątowy sięga 45 minut łuku. To obiekt znacznie dalszy niż Hiady, bo oddalony od Ziemi o około 2000 lat świetlnych.

Hiady i NGC 1647 to nie wszystkie ciekawe obiekty lornetkowe znajdujące się w konstelacji Byka. Jest ich znacznie więcej, ale o tym w kolejnych odcinkach, na które już teraz zapraszamy.

Sponsorem cyklu „Niebo przez lornetkę” jest firma: