Ostatnie badania gwiazd zmiennych – cefeid w tzw. układach wielokrotnych wskazują, że spora liczba wysokomasywnych cefeid może występować często w układach potrójnych.

Binarne układy to jakby skale służące współczesnym astronomom do mierzenia mas gwiezdnych. Przy użyciu matematyki i fizyki teoretycznej są oni w stanie, po zmierzeniu okresu obiegu i wielkości takiego układu, wyliczyć masy gwiazd w układzie. A informacja o masach połączona z obserwacjami świecenia gwiazd pozwala lepiej zrozumieć takie gwiazdy i zweryfikować liczne teorie fizyczne.

Ostatnimi czasy, grupa prowadzona przez Nancy Remage Evans z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics próbowała zważyć gwiazdy w 14 układach wielokrotnych, w których znajdowały się cefeidy. Ku zdziwieniu naukowców aż siedem z badanych systemów okazała się być układami potrójnymi zamiast częściej spotykanymi podwójnymi.

“Nasze wyniki są szczególnie interesujące, ponieważ przyczyniają się do wzrostu wiedzy o tym, czy masywne gwiazdy formują się pojedynczo, w układach binarnych czy może w układach wielokrotnych” – powiedziała Evans.

Cefeidy interesują szczególnie astronomów, ponieważ są obiektami, do których odległość łatwo wywnioskować po zbadaniu ich jasności. 90 lat temu Henrietta Leavitt, która pracowała ówcześnie w instytucie, który obecnie znany jako Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, zauważyła, że siła świecenia cefeid jest bezpośrednio związana z ich okresem pulsacji. Poprzez zmierzenie okresu pulsacji cefeid, można wyliczyć ich światłosiłę. Znając jasność absolutną gwiazdy (oraz obserwowalną) możemy w bardzo prosty sposób policzyć odległość do niej. I właśnie w ten sposób astronomowie mierzą odległości do układów binarnych, zawierających cefeidy, czy też do pobliskich galaktyk.

Cefeidy to bardzo jasne gwiazdy giganty i ich światło często oświetla kompanów, którzy mogą znajdować się w ich pobliżu. Aby zobaczyć towarzysza (lub towarzyszy) takiej cefeidy astronomowie badają jej spektrum. W jaki sposób to robią?

Otóż każdy atom absorbuje i emituje światło o charakterystycznych dla niego długościach fali (mówimy, że każdy atom ma inne, jedyne dla niego spektrum – można je utożsamiać z różnokolorowymi paskami powstałymi po przepuszczeniu owego światła przez spektrometr). W wyniku Dopplera owe paski przesuwają się w zależności o ruchu źródła światła – ku fioletowi gdy źródło się do nas zbliża (dochodzi do pozornego skrócenia fali) lub ku czerwieni w odwrotnym przypadku. W układach binarnych, gdy gwiazda i jej partnerzy obiegają wspólny środek masy, dochodzi do tego, że raz gwiazda się do nas zbliża (światło przechodzi do fal niebieskich), a raz oddala (światło ulega poczerwienieniu). Dzięki pomiarowi tych efektów Dopplera możliwe jest wykalkulowanie prędkości gwiazdy, jak również jej orbity.

Zdjęcie przedstawia nasze wyobrażenie układu potrójnego Y Carinae – z prawej strony znajduje się jasna cefeida Y Car A, z lewej strony po środku widać jej niebieskiego kompana Y Can B oraz orbitującego wokół niego czerwonego Y Car C.

Używając HST Evans i jej grupa próbowali zmierzyć dokładnie orbitę cefeidy Y Carinae A i jej towarzysza Y Carinae B. Ku ich zdziwieniu nie mogli oni wyjaśnić szybkości Y Carinae B przy użyciu fizyki ruchu układu binarnego. Zamiast tego musieli się oni powołać na trzecią, niewidoczna przez nich gwiazdę, która była zbyt ciemna, aby mogli zmierzyć jej spektrum.

“Odkrycie, którego dokonaliśmy przypomina mi otwieranie rosyjskiej lalki. Za każdym razem gdy zaglądasz coraz głębiej i głębiej odkrywasz coś nowego” – powiedziała Evans.

Trzecia gwiazda Y Carinae C okrąża gwiazdę Y Carinae B, a razem orbitują one wokół Y Carinae A. Evant i jej grupa zbadała masę gwiazdy, która szacowana jest na 4,7 mas Słońca. Y Carinae B jest około 2,5 raza większy niż Słońce, zaś jego kompan ma rozmiary podobne do naszej gwiazdy.

Grupa Evans cały czas bada pozostałe sześć układów, które okazały się być układami potrójnymi.

Autor

Zbigniew Artemiuk