Niewidoczne dla oka: teleskopy widzą nie tylko tęczę Understand article

Tłumaczenie Ewa Stokłosa. W jaki sposób astronomowie badają cykle życiowe gwiazd? Europejska Agencja Kosmiczna dokonuje tego dzięki misjom kosmicznym obserwującym niebo w zakresach ultrafioletowym, widzialnym oraz podczerwonym – i to im przyjrzymy się w czwartym artykule z serii…

30 Doradus czyli Mgławica
Tarantula w ultrafiolecie,
świetle widzialnym i
podczerwieni

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ Hubble & NASA

Patrząc na nocne niebo zauważyć można, że kosmiczny pejzaż determinowany jest przez gwiazdy. Większość wygląda jak punkty białego światła, jednak niektóre z nich wydają się kolorowe – nawet obserwowane gołym okiem. Zadziwiający przykład dostrzec można w konstelacji myśliwego Oriona: jego prawe ramię to czerwony nadolbrzym Betelgeza, a lewe kolano to błękitny nadolbrzym Rigel.

Różnorodność tych “kolorów” wynika z różnic w temperaturze powierzchniowej gwiazdw1; większość światła emitowanego przez gorętsze gwiazdy to niebieski i ultrafioletowy zakres promieniowania elektromagnetycznego, natomiast chłodniejsze gwiazdy wypromieniowują światło o falach dłuższych, które mieszczą się w zakresie czerwieni oraz podczerwieni (zob. Mignone & Barnes, 2011a).

Zdjęcia pokazują w jaki
sposób obserwacje w
zakresie światła widzialnego
i podczerwieni odsłaniają
diametralnie różniące się
między sobą obrazy jednego
obiektu. Na dolnym zdjęciu,
wykonanym w zakresie
podczerwieni, gęsta kolumna
i otaczający ją zielonkawy
gaz właściwie zniknęły.
Przenikając przez gaz i pył,
podczerwony obraz WFC3
ukazuje młodą gwiazdę
prawdopodobnie uwalniającą
dżet.

Zdjęcie dzięki uprzejmości
NASA, ESA, oraz the Hubble
SM4 ERO Team

Co jednak sprawia, że gwiazda jest gorętsza lub chłodniejsza? Decydują o tym dwa czynniki: etap cyklu życia, na jakim znajduje się gwiazda, oraz jej masa. Masa jest istotna ponieważ determinuje tempo, w jakim gwiazda wykorzystuje swoje jądrowe paliwo: większe gwiazdy spalają się szybciej, wytwarzając o wiele wyższe temperatury.

Szczególnie ważne dla badań nad ewolucją gwiazd wszystkich mas są emisje w zakresie ultrafioletowym (UV) i podczerwonym (IR). Niestety wiele z tych fal blokowanych jest przez ziemską atmosferę, a na pozostałe wpłynąć mogą turbulencje atmosferyczne. Dlatego teleskopy kosmiczne okazują się niezastąpionym narzędziem do badania narodzin i ewolucji gwiazd.

Europejska Agencja Kosmiczna (ang. European Space Agency, ESA)w3 prowadzi misje kosmiczne, których celem obserwacja w tym zakresie fal – najbardziej znane z nich to Podczerwone Obserwatorium Kosmiczne (ang. Infrared Space Observatory, ISO) oraz Kosmiczne Obserwatorium Herschela (ang. Herschel Space Observatory, HSO). Oba posiadają duże teleskopy na podczerwień oraz służą współpracy z innymi agencjami. Obserwatorium Kosmiczne Promieniowania Rentgenowskiego (XMM-Newton) Europejskiej Agencji Kosmicznej wyposażone jest również w teleskop czuły na ultrafiolet i światło widzialne, Monitor Optyczny (zob. Mignone & Barnes, 2011b). Dzięki tym i wielu innym instrumentom astronomowie stworzyli przyzwoity obraz etapów życia gwiazd, od narodzin do śmierci, zależnych od masy każdej z nich.

Gwiazdy masywne

Choć występują względnie rzadko, wysoce masywne gwiazdy są najjaśniejsze i najgorętsze ze wszystkich, a najlepiej obserwować je w zakresie fal wysokich energii takich jak UV oraz światło niebieskie. Takie gwiazdy mają masy co najmniej osiem razy większe od masy Słońca, a ich temperatura może przekraczać 10 000 K, jednak ich zapasy wodoru kończą się szybciej niż mniej masywnym gwiazdom: w ciągu kilku dziesiątek milionów lat, a nie, jak w przypadku gwiazd o masie podobnej do Słońca, miliardów lat. W tym czasie gwiazdy o dużej masie wytwarzają potężne „wiatry” (wiązki energetycznych cząstek), które mogą zapoczątkować lub powstrzymać formowanie się gwiazd w ich okolicy. Wykorzystując dane z satelity International Ultraviolet Explorer (IUE) astronomowie odkryli, jaka część masy gwiazdy jest uwalniana przez te wiatry iwydaje się, że cześć ta rośne wraz z jej wiekiem.

Spektrum elektromagnetyczne. W kolorze pokazano ultrafiolet, światło widzialne i podczerwień, które wykorzystuje ESA w swoich obserwatoriach (w tym projekty współtworzone z innymi agencjami)
Ilustracja dzięki uprzejmości ESA/ ATG Medialab
 
Ilustracja 1: Zdjęcie
supernowej SN 1987A
wykonane prze teleskop
Hubble’a w zakresie
widzialnym i bliskiej
podczerwieni

Zdjęcie dzięki uprzejmości
ESA/ Hubble & NASA

Pod koniec życia masywne gwiazdy doświadczają nagłego rozszerzenia i stają się czerwonymi olbrzymami lub nadolbrzymami, jak Betelgeza w konstelacji Oriona. Gwiazdy te mają duże średnice i niskie temperatury powierzchniowe, dlatego emitują głównie fale dłuższe, z zakresu światła widzialnego (czerwonego) oraz IR. W końcu wybuchają jako supernowe (w Székely & Benedekfi (2007) przeczytasz wiecej o śmierci gwiazd).

23 lutego 1987 roku światło z wybuchu supernowej w Wielkim Obłoku Magellana dotarło do Ziemi. Porównując dane z IUE zebrane przed i po zaobserwowaniu eksplozji, astronomowie zidentyfikowali gwiazdę, która stała się źródłem wybuchu. Okazało się, że była błękitnym, a nie czerwonym nadolbrzymem. Przed 1987 rokiem astronomowie byli przekonani, że tylko czerwone nadolbrzymy wybuchają jako supernowe, jednak wspomniane obserwacje pokazały, że inne typy ewolucyjnie rozwiniętych gwiazd również mogą w ten sposób kończyć swoje istnienie.

Błękitne nadolbrzymy są mniejsze i gęstsze niż ich czerwone odpowiedniki; przykładem takiej gwiazdy jest Rigel w konstelacji Oriona. Od czasu wspomnianego wybuchu naukowcy obserwują to, co po nim pozostało. Światło z supernowej rozgrzewa okoliczny gaz i pył, który świeci w zakresie widzialnym, natomiast chłodniejszy pył powstały podczas wybuchu świeci w podczerwieni (ilustracja 1).

Gwiazdy o niskiej masie

Ilustracja 2: Kosmiczny
Teleskop Hubble’a ukazał
przeróżne kształty mgławic
planetarnych. Na zdjęciu
widoczna jest niezwykle
niesymetryczna mgławica
planetarna NGC 5882 w
zakresie widzialnym

Zdjęcie dzięki uprzejmości ESA
/ Hubble & NASA

Przeważająca większość gwiazd ma stosunkowo niewielką masę, czyli porównywalną z masą Słońca lub od niego mniejszą. Ich temperatura powierzchniowa waha się pomiędzy 4 000 K i 10 000 K, więc emitują one przede wszystkim światło widzialne i są wyraźnie żółte, pomarańczowe i czerwone. Spalają wodór wolniej niż gwiazdy masywne, a długość ich życia to dziesiątki miliardów lat. Gwiazdy o mniejszej masie również stają się czerwonymi olbrzymami pod koniec swojego życia, rozszerzając się i ochładzając na powierzchni. W końcu odrzucają swoje zewnętrzne warstwy i tworzą rozszerzające się skorupy gazowe zwane mgławicami planetarnymi (ilustracja 2). Te w końcu rozprzestrzeniają się i pozostawiają po sobie gorące, niewielkie obiekty zwane białymi karłami.

W naszej galaktyce, Drodze Mlecznej, większość gwiazd ma jeszcze mniejszą masę – z grubsza połowę masy Słońca lub mniej – i chłodniejsza powierzchnię emitującą głównie najkrótsze fale podczerwone, zwane bliską podczerwienią.

Śmierć tych niemasywnych gwiazd nie została nigdy zaobserwowana, gdyż wiek Wszechświata wynosi mniej niż długość ich życia: biliony lat, a nawet dłużej.

Najchłodniejsza materia we Wszechświecie emituje fale w zakresie podczerwieni, którym przygląda się Obserwatorium Herschela, a fale dłuższe, czyli mikrofale obserwuje satelita Planck, który został wystrzelona razem z Obserwatorium Herschela w 2009 roku. W kolejnym artykule z serii opiszemy jak te dwie misje pomagają nam lepiej zrozumieć powstawanie gwiazd w całym Wszechświecie.
 

Narodziny gwiazd i kosmiczny pył

Gwiazdy powstają w medium międzygwiazdowym – rozproszonej mieszance gazu i kosmicznego pyłu, które są galaktycznym zbiornikiem materii gwiazdotwórczej. Pył absorbuje światło widzialne, ale przepuszcza fale bliskiej podczerwieni, więc astronomowie wykorzystują ten zakres do zaglądania za pył i obserwacji kompleksowych procesów, takich jak formowanie się dysków protoplanetarnych wokół nowonarodzonych gwiazd. Dyski te, po raz pierwszy dostrzeżone przez teleskop Hubble’a, to zaczątki przyszłych układów planetarnych, takich jak nasz Układ Słoneczny (ilustracja 4). Protogwiazdy, które nie osiągnęły jeszcze temperatury w pełni rozwiniętych gwiazd, również silnie emitują fale podczerwone. Kosmiczny pył sam mocno świeci w zakresie fal dłuższych (podczerwień i daleka podczerwień) ze względu na swoją niską temperaturę.  Z pomocą tych fal astronomowie mogą dojrzeć międzygwiezdny pył naszej Galaktyki, jak również ten spoza niej, i obserwować miejsca, w których powstaną nowe gwiazdy (ilustracja 5). Obserwacje w podczerwieni pozwoliły również wykryć cząsteczki odgrywające kluczową rolę w reakcjach chemicznych powstających gwiazd – takie jak międzygwiazdowa woda, którą po raz pierwszy zaobserwowano dzięki ISO pod koniec lat 90tych. Dziś astronomowie nadal odkrywają skomplikowany chemiczny skład rejonów formowania się gwiazd, zagłębiając się w bogate zbiory danych zebrane przy pomocy Kosmicznego Obserwatorium Herschela.

Ilustracja 4: Dyski protoplanetarne zaobserwowane w Wielkiej Mgławicy Oriona z pomocą danych w zakresie światła widzialnego i bliskiej podczerwieni (Hubble)
Zdjęcie dzięki uprzejmości NASA / ESA / M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) / Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team / L. Ricci (ESO)

Ilustracja 3: Gwiazdy w
gromadzie kulistej Omega
Centauri. Zdjęcie łączy dane
ultrafioletowe (pokazane w
kolorach niebieskim i
zielonym) oraz podczerwone
(pokazane w kolorze
czerwonym), aby podkreślić
różnice pomiędzy gwiazdami
w gromadzie

Zdjęcie dzięki uprzejmości
NASA / ESA / Hubble SM4 ERO
Team

Gromady gwiazd

Poza przyglądaniem się pojedynczym gwiazdom, astronomowie badają ewolucję gwiazd obserwując ich duże grupy zwane gromadami gwiazdw2. Kosmiczny Teleskop Hubble’a obserwujący w szerokim spektrum od ultrafioletu do bliskiej podczerwieni, dostarcza niezwykłych obrazów gromad ukazujące ich różnorodność wewnątrz takich grup (ilustracja 3). Dzięki tym obrazom dokonano spektakularnych odkryć. Na przykład zanim pojawił się Teleskop Hubble’a astronomowie byli przekonani, że gwiazdy w gromadach kulistych (które powstały gdy nasza Galaktyka dopiero nabierała swoich kształtów) pojawiły się w tym samym czasie. Obrazy z Hubble’a pokazały, że gwiazdy gromad kulistych są kwestią bardziej skomplikowaną, niż przypuszczano. Inne obserwacje Hubble’a potwierdziły, że niebieskawe (czyli bardziej masywne) gwiazdy przemieszczają się do wnętrza gromady kulistej, a czerwonawe, mniejsze gwiazdy, wędrują na jej peryferia – idea ta była dawno przewidziana przez teorię, ale nigdy wcześniej jej nie zaobserwowano.

 
star formation
Ilustracja 5: Narodziny gwiazd ukazane dzięki obserwacjom różnych długości fal (galaktyka M51). Zdjęcie w ultrafiolecie (a) uwydatnia najgorętsze, najmasywniejsze gwiazdy; zdjęcie w świetle widzialnym/bliskiej podczerwieni (b) pokazuje gwiazdy o niewielkiej masie; podczerwień (c) i daleka podczerwień (d) pokazują pył, z którego powstają przyszłe gwiazdy.
Zdjęcie dzięki uprzejmości Marco Iacobelli (XMM-Newton SOC) oraz ESA [a]; NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) oraz The Hubble Heritage Team (STScI/AURA) [b]; ESA/ISO, CEA Saclay oraz ISOCAM Consortium [c]; ESA oraz the PACS Consortium [d]

 

Więcej o ESA

Europejska Agencja Kosmiczna (ESA)w3 to europejska brama do kosmosu; w jej ramach działają programy badające Ziemię, jej bezpośrednie kosmiczne środowisko, nasz Układ Słoneczny i Wszechświat, jak również współpracujące w ramach kosmicznych eksploracji, rozwijające technologie oraz usługi satelitarne i promujące europejski przemysł. Dyrektoriat ds. Eksploracji Naukowej i Robotycznej zajmuje się programem nauk o kosmosie ESA i robotycznej eksploracji Układu Słonecznego. W celu zrozumienia Wszechświata, gwiazd, planet i początków samego życia, satelity naukowe ESA obserwują głębiny kosmosu i przyglądają się galaktykom, badają Słońce w niespotykanym szczególe oraz eksplorują naszych planetarnych sąsiadó1)w.
ESA jest członkiem EIROForumw4, wydawcy Science in School.

Download

Download this article as a PDF

References

Web References

Resources

Institution

ESA

Author(s)

Claudia Mignone, Vitrocest Belgium dla ESA – Europejskiej Agencji Kosmicznej, jest dziennikarzem naukowym w Dyrektoriacie ESA ds. Eksploracji Naukowej i Robotycznej. Studiowała astronomię na Uniwersytecie Bolońskim we Włoszech, a doktorat zdobyła na Uniwersytecie w Heidelbergu w Niemczech. Zanim rozpoczęła współpracę z ESA pracowała w Departamencie Edukacji i Popularyzacji w Europejskim Obserwatorium Południowym.

Rebecca Barnes, HE Space Operations dla ESA – Europejskiej Agencji Kosmicznej, zajmuje się edukacją w Dyrektoriacie ds. Eksploracji Naukowej i Robotycznej ESA. Studiowała fizykę z astrofizyką na Uniwersytecie w Leicester w Wielkiej Brytanii, oraz pracowała w wydziałach edukacji i popularyzacji nauki o kosmosie w brytyjskim Narodowym Centrum Kosmicznym. Aby dowiedzieć się więcej o edukacyjnej działalności Dyrektoriatu ds. Eksploracji Naukowej i Robotycznej ESA, napisz do autorki na adres SciEdu@esa.int.


Review

Artykuł porusza kwestię cyklów życia gwiazd oraz sposób, w jaki naukowcy obserwują ich zachowanie. Omówione badania związane są z misjami ESA i ich wynikami. Autorki w bardzo ciekawy sposób wyjaśniają jak masa gwiazdy, jej temperatura oraz emitowane przez nią fale są ze sobą powiązane, oraz jak ta wiedza stosowana jest w bardzo szerokiej dziedzinie badań astronomicznych. Artykuł może być przydatny głównie na lekcjach fizyki, szczególnie omawiających astrofizykę, jednak zawiera również elementy nawiązujące do geografii, a nawet języków obcych.

Artykuł może stać się przyczynkiem do dyskusji na temat wielu zagadnień, w tym:

  • Opisz różnice w cyklu życiowym gwiazdy masywnej i gwiazdy o niewielkiej masie.
  • Omów spektrum elektromagnetyczne (np. światło widzialne, podczerwień, nadfiolet).
  • Zastanów się jak powiązane są ze sobą długości fal, energia i częstotliwość.
  • Dlaczego budujemy obserwatoria kosmiczne, choć posiadamy obserwatoria naziemne?
  • Jaki jest związek pomiędzy temperaturą powierzchniową i kolorem (długością fali) gwiazdy?
  • Dlaczego ewolucja gwiazdy zależy od jej masy?
  • Czym są gromady gwiazd?Co dzieje się z masywnymi gwiazami pod koniec ich życia?

Gerd Vogt, Higher Secondary School for Environment and Economics, Yspertal, Austria




License

CC-BY-NC-ND