Niebo przez lornetkę - M3
1. Gromada kulista Messier 3 i jej gwiazdy zmienne
W jednym z poprzednich odcinków naszego cyklu omawialiśmy gromadę kulistą M13, którą uznaje się za najładniejszy obiekt tego typu na półkuli północnej. Na naszym niebie znajduje się jednak jeszcze jedna gromada, która niewiele w urodzie ustępuje M13, a jest od niej znacznie mniej znana. Mowa tutaj o gromadzie M3, która świeci prawie dokładnie na granicy konstelacji Psów Gończych, Warkocza Bereniki i Wolarza.
 |
|
| Obiekt: | Messier 3 |
| Inne nazwy: | NGC 5272 |
| Gwiazdozbiór: | Psy Gończe (CVn) |
| Typ: | Gromada kulista |
| Jasność obserwowana: | 6.2 magnitudo |
| Rozmiar kątowy: | 18 minut łuku |
| Najlepsza widoczność: | zima/wiosna |
| Zdjęcie: | Michał Kałużny |
Właśnie to położenie może być przyczyną mniejszej sławy M3. M13 znajdziemy w znanej konstelacji Herkulesa, która jest charakterystyczna i łatwa do odnalezienia. Co więcej, jej położenie w tej konstelacji jest na tyle charakterystyczne, że nie ma najmniejszych problemów z tym aby je zapamiętać. Zupełnie inaczej sprawa się ma z M3. Jak już wspomnieliśmy, leży ona na granicy aż trzech gwiazdozbiorów. Dwa z nich (Psy Gończe i Warkocz Bereniki) to mało efektowne konstelacje składające się głównie ze słabych gwiazd. Szczególnie Warkocz Bereniki jest bardzo mało efektowny – jego najjaśniejsza gwiazda ma jasność 4.2 magnitudo, a to oznacza, że osoby mieszkające w miastach mają małe szanse na dojrzenie tej konstelacji. Gwiazdozbiór Wolarza jest znany i jego maczugowatego kształtu trudno nie rozpoznać – tyle, że M3 leży tak naprawdę daleko od niego.
 Gwiazdozbiory Wolarza, Warkocza Bereniki i Psów Gończych z zaznaczonym położeniem M3. |
Położenie gromady najłatwiej opisać używając jako punktów odniesienia Arktura i Serca Karola (Cor Caroli), czyli najjaśniejszych gwiazd Wolarza i Psów Gończych. Czerwonawego Arktura nikomu chyba przedstawiać nie trzeba – to jedna z najjaśniejszych gwiazd na niebie. Serce Karola, czyli Alfa Psów Gończych, jest słabsza (jej blask wynosi 2.9 magnitudo), ale dojrzymy ją bez problemów nawet z dużego miasta. Kreśląc na niebie linię łączącą Arktura i Serce Karola dostajemy łatwy drogowskaz do M3. Gromadę znajdziemy prawie dokładnie w połowie tej linii. Dysponując niewielką nawet lornetką, dojrzymy ją bez problemów jako mgiełkę o jasności 6.2 magnitudo oraz rozmiarze kilku minut kątowych (tyle zajmuje jej jasne jądro).
 Granica konstelacji Wolarza, Warkocza Bereniki i Psów Gończych z zaznaczonym położeniem M3. |
Oczywiście jak w prawie każdym odcinku naszego cyklu, zachęcamy do przyjrzenia się obiektowi za pomocą różnych lornetek. Instrument klasy 8×30 czy 7×35 o dużym polu na poziomie 7–9 stopni bez problemów pozwoli nam odszukać M3 i zobaczyć, że mamy do czynienia z małą, lekko rozmytą mgiełką. Lornetki klasy 7×50 czy 8×56 nie pozwolą nam dojrzeć więcej gwiazd gromady, ale zbierając więcej światła, bardziej „wyciągną” nam obiekt z tła. Dopiero duże lornetki klasy 25×100 lub takie wyposażone w wymienne okulary, dadzą możliwość stwierdzenia, że mamy do czynienia ze skupiskiem pojedynczych gwiazd, które rozciągają się na obszarze około 18 minut i pokazują wyraźną koncentrację w środku.
Podobną drogą poszli odkrywcy M3. Została ona odkryta jako mglisty obiekt przez Charlesa Messiera w dniu 3 maja 1764 roku. Jednak dopiero 20 lat później Wiliam Herschel, dysponując znacznie większym teleskopem, rozdzielił M3 na pojedyncze gwiazdy i pokazał, że mamy do czynienia nie z mgławicą lecz z gromadą kulistą.
 Gromada kulista M3. Źródło: Wikipedia. |
Gromada M3 wyróżnia się na tle innych jedną bardzo ciekawą własnością. Otóż okazuje się, że w jej polu znajduje się prawie trzysta gwiazd zmiennych. Co więcej, znaczna większość z nich należy do pewnego specyficznego i ciekawego typu.
Gdy narysujemy diagram barwa-jasność (czyli wykres na którym na jednej osi mamy kolor gwiazdy, który jest proporcjonalny do jej temperatury, a na drugiej osi jej jasność) dla gwiazd M3 będzie on wyglądał w zasadzie typowo i przypominał to, co opisywaliśmy w odcinku poświęconym M13. Gdy jednak naniesiemy na niego położenie gwiazd zmiennych, okaże się, że znaczna większość z nich grupuje się w jednym i bardzo konkretnym miejscu, a mianowicie na środku tzw. gałęzi horyzontalnej.
 Diagram barwa-jasność dla gromady M3 z naniesionym położeniem gwiazd typu RR Lyr (niebieskie kropki). Źródło: Hartman & Stanek |
Nazwa „gałąź horyzontalna” jest bardzo łatwa do zrozumienia, gdy tylko spojrzymy na diagram barwa-jasność. To bardzo wyraźny ciąg gwiazd, które dość zasadniczo potrafią różnić się kolorem, ale jasność mają mniej więcej taką samą, przez co na diagramie układają się poziomo (horyzontalnie).
Warto zwrócić uwagę, że wspomniana grupa gwiazd – żeby dłużej nie trzymać nikogo w niepewności, możemy napisać, że astronomowie nazywają je zmiennymi typu RR Lyr – nie zajmuje całej gałęzi horyzontalnej lecz jej bardzo określony wycinek.
Dzisiaj już wiemy, że gwiazdy RR Lyr zmieniają swoją jasność dzięki pulsacjom. Ilość energii jaką wysyła do nas gwiazda jest wprost proporcjonalna do widocznej dla nas powierzchni (czyli kwadratu promienia obiektu) oraz temperatury powierzchni podniesionej do potęgi czwartej. Na skutek pulsacji zmienia się zarówno promień gwiazdy, jak i jej temperatura. Nic więc dziwnego, że zmienia się jej jasność. W przypadku gwiazd typu RR Lyr okres zmian jasność wynosi od 0.2 do 1.0 doby, a jej amplituda sięga nawet około 1 magnitudo (tak naprawdę mocno zależy od typu gwiazdy i pasma, w którym obserwujemy).
Warto zadać sobie pytanie, co napędza pulsacje. Jakiś proces musi być przecież odpowiedzialny za nadymanie gwiazdy, gdy jej rozmiar jest najmniejszy i kurczenie jej, gdy rozmiar jest maksymalny. Inaczej mówiąc potrzebujemy silnika termodynamicznego, który doda ciepła w gorącym etapie cyklu pulsacji i uwolni je w etapie chłodnym. Za mechanizm ten jest odpowiedzialny obszar drugiej jonizacji helu. Działa on na dwa sposoby. Po pierwsze, ciepło generowane we wnętrzu gwiazdy może być użyte do podgrzania jej warstw zewnętrznych. W przypadku obszaru jonizacji energia może jednak zostać spożytkowana nie do podgrzania gazu lecz do zjonizowania go. Warstwa taka będzie więc absorbowała energię podczas fazy kontrakcji, prowadząc do lokalnego wzrostu ciśnienia, następującego tuż po fazie maksymalnego skurczenia. Tego nam właśnie potrzeba aby napędzić pulsacje!
Drugi sposób jest związany z nieprzezroczystością. W normalnych obszarach zewnętrznych gwiazdy nieprzezroczystość materii maleje wraz ze wzrostem temperatury. W obszarach częściowej jonizacji trend się jednak odwraca. W efekcie, w fazie kontrakcji, gdy temperatura rośnie, gaz staje się bardziej nieprzezroczysty i wydajnie pochłania energię, oddając ją dopiero gdy gwiazda napuchnie i zmniejszy swoją temperaturę.
 Diagram barwa-jasność z zaznaczonym położeniem głównego pasa niestabilności pulsacyjnej (brązowe linie). |
Pas niestabilności pulsacyjnej związany z obszarem drugiej jonizacji helu jest dość wąski i ciągnie się na diagramie barwa-jasność od jego lewej-dolnej do prawej-górnej strony. W pewnym momencie natyka się on na gałąź horyzontalną. Gwiazdy, które się tam znajdują, stają się niestabilne pulsacyjnie i dopóki procesy ewolucyjne nie spowodują opuszczenia pasa, zmieniają swoją jasność jako gwiazdy typu RR Lyr.
Warto napisać jeszcze, że gwiazdy RR Lyr nie występują we wszystkich gromadach kulistych. Na jasność i kolor gwiazd oraz ich ewolucję spory wpływ ma zawartość pierwiastków ciężkich. Choć większość chemików dostaje w tym momencie zawału serca, astronomowie mówią o tej zawartości jako o metaliczności gwiazdy, uznając za metale wszystko, co jest bardziej skomplikowane w budowie niż wodór i hel. U gromad o dużej zawartości metali (choć trzeba pamiętać, że wszystko jest względne – gromady kuliste o dużej zawartości metali i tak mają ich kilka razy mniej niż nasze Słońce) gałąź horyzontalna jest bardzo czerwona i wypada poza czerwoną granicą pasa niestabilności pulsacyjnej. Dla odmiany u gromad mało metalicznych (ponad 100 razy mniej metali niż w Słońcu) gałąź horyzontalna jest zbyt niebieska, żeby przecinać się z owym pasem niestabilności.
 Jądro gromady M3 sfotografowane przez Teleskop Hubble’a (Źródło: NASA/ESA). |
Grupa gwiazd RR Lyr na diagramie barwa-jasność gromady M3 wygląda bardzo zwarcie i jednorodnie. Gdy jednak spojrzymy, jak zmienia się jasność tych obiektów, okaże się, że dostrzeżemy bardzo wyraźne różnice. Niebieskie gwiazdy RR Lyr (astronomowie nazywają je podtypem RRc) mają krótsze okresy pulsacji, mniejsze amplitudy i krzywe zmian blasku, które przypominają lekko zdeformowaną sinusoidę. Z kolej czerwone gwiazdy RR Lyr (podtyp RRab) mają krzywe o dużej amplitudzie, które przypominają zęby piły. Skąd aż tak duże różnice? Okazuje się, że jest za nie odpowiedzialny mod pulsacji. Oba typy pulsują radialnie, z tym że w przypadku gwiazd RRab całe obszary zewnętrzne gwiazdy kurczą się albo nadymają. U gwiazd RRc w pewnym miejscu pod powierzchnią występuje tzw. węzeł, który nie bierze udziału w pulsacjach, a materia nad nim i pod nim w procesie pulsacji porusza się w przeciwnych kierunkach. Mówiąc w języku fizyki gwiazdy RRab pulsują w modzie fundamentalnym, a RRc w pierwszej składowej harmonicznej (zapożyczając z języka angielskiego, astronomowie często mówią też o pulsacjach w pierwszym owertonie).
 Krzywe zmian blasku gwiazd RR Lyr. U góry krzywa gwiazdy typu RRab o okresie 0.528 doby, a na dole krzywa gwiazdy typu RRc z okresem 0.342 doby. |
Choć gwiazdy typu RR Lyr znamy już od ponad stu lat, wciąż nie przestają nas zadziwiać i intrygować. Na przykład, do dzisiaj nie znamy dokładnych przyczyn występowania tzw. efektu Błażki, czyli okresowych zmian amplitudy pulsacji tych gwiazd odkrytych już w roku 1907. Co więcej, ogromny wkład w zrozumienie zachowania gwiazd RR Lyr mają polscy astronomowie. Jedne z najlepszych modeli teoretycznych opisujących gwiazdy pulsujące skonstruował prof. Wojciech Dziembowski z Centrum Astronomicznego PAN w Warszawie. O tym, że niektóre gwiazdy RR Lyr mogą pulsować jednocześnie w modzie fundamentalnym i pierwszym harmonicznym (tzw. podtyp RRd), przekonaliśmy się dzięki pracom prof. M. Jerzykiewicza z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego. Dla odmiany, w 1999 roku pewien młody doktorant z Polski, który nie do końca przypadkowo ma dokładnie takie samo imię i nazwisko jak autor tego artykułu, odkrył że gwiazdy RR Lyr mogą pulsować nie tylko radialnie, ale także nieradialnie.
Gwiazdy RR Lyr są ważne w astrofizyce nie tylko ze względu na swoje własności pulsacyjne, ale także są uznawane za bardzo dobre świece standardowe. Ich jasność jest w przybliżeniu stała, mało zależna od okresu pulsacji, koloru czy też metaliczności gwiazdy, pozwala skalibrować je i używać jako świetnych mierników odległości we Wszechświecie.
 Położenie na niebie gwiazdy zmiennej RR Lyr (brązowy krzyż). |
Najjaśniejsze gwiazdy typu RR Lyr z gromady M3 mają jasność 15.0–15.5 magnitudo, a więc są za słabe, aby dojrzeć je nawet przez bardzo duże lornetki. Sama gwiazda RR Lyr, od której cała klasa swoich obiektów wzięła nazwę, zmienia jednak swoją jasność w zakresie od 8.1 do 7.1 magnitudo (o czynnik 2.5 raza), a więc dojrzymy ją bez problemów przez małą lornetkę o obiektywie 30–40 mm. Wystarczy tylko odszukać ją pośród gwiazd z konstelacji Lutni. Jej blask zmienia się na tyle szybko (okres 0.57 doby czyli 13.6 godziny), że obserwując ją na początku i na końcu nocy będziemy w stanie stwierdzić wyraźną zmianę jasności obiektu. Warto spróbować!
Optyczne.pl jest serwisem utrzymującym się dzięki wyświetlaniu reklam. Przychody z reklam pozwalają nam na pokrycie kosztów związanych z utrzymaniem serwerów, opłaceniem osób pracujących w redakcji, a także na zakup sprzętu komputerowego i wyposażenie studio, w którym prowadzimy testy.