Rzecz o gwiazdach

Już naprzeciw księżyca gwiazda jedna, druga

Błysnęła; już ich tysiąc, już milijon mruga.

                          Pan Tadeusz, księga VIII, s.61

Tymi oto słowami Wojski rozpoczął swój wywód na temat konfiguracji gwiezdnych nad Soplicowem. Bohaterowie naszej narodowej epopei mieli szczęście żyć w czasach gdy nikt o sztucznym zaświetleniu nieba jeszcze nie słyszał. Obecnie każdy astroamator w celu znalezienia się pod przyzwoitej jakości niebem musi wyemigrować ze sprzętem daleko poza miejsce swojego zamieszkania. W czasach Wojskiego wystarczyło spojrzeć w górę...

Pod naprawdę ciemnym niebem obdarzony dobrym wzrokiem obserwator gołym okiem jest w stanie dojrzeć od 5 do 6 tysięcy gwiazd i z tego co wiem szacunki te odnoszą się do obserwatora znajdującego się w okolicach równika. Panują tam najlepsze warunki do obserwacji zgrubienia galaktycznego, będącego najobfitszym w gwiazdy rejonem sfery niebieskiej.

Przez to właśnie występuje pewne przeszacowanie liczby widocznych gwiazd gdy chcemy ją zastosować dla choćby obserwatora polskiego. Pod naszym swojskim, polskim niebem, w bardzo dobrych warunkach dostrzeżemy średnio od 3 do 4 tysięcy gwiazd. Warty podkreślenia jest fakt, że oko uzbrojone w jakąkolwiek optykę jest w stanie dojrzeć o wiele więcej. Jak dziś pamiętam chwilę gdy pierwszy raz spojrzałem w nocne niebo przez lornetkę. Była to tak zwana lidletka, czyli lornetka Auriol oferująca 10-krotne powiększenie. Nie pamiętam, w który dokładnie obszar nieba wycelowałem i nie ma to tu wielkiego znaczenia. Ważne jednak było to, że w obserwowanym rejonie gołoocznie byłem w stanie dojrzeć pięć, może siedem gwiazd. Lornetka natomiast pozwoliła na wyłuskanie kilkudziesięciu świetlnych punktów. Wywołało to u mnie pełen zachwytu okrzyk: ŁAAAAAŁ!!! i ból szczęki roztrzaskującej się o chłodną oszronioną glebę. Późniejsze doposażanie się a to w lepszej jakości lornetkę czy też zakup teleskopu tylko spotęgowało wspomniany efekt ŁAŁ!

Podchodząc do tematu widocznej liczby gwiazd od strony teoretycznej wyposażenie się w najprostszą optykę lornetki powiększa znacznie zasięg gwiazdowy obserwatora. Dzieje się tak dlatego, że zwiększa się powierzchnia zbierająca światło. Jak każdy wie gwiazdy są od nas bardzo oddalone. Jak bardzo to już temat na inny artykuł, nam starczy założenie, że są to iście kosmiczne odległości😉. Prawie wszystkie gwiazdy emitują promieniowanie w zakresie światła widzialnego a światło jak wiadomo rozprasza się w przestrzeni, przez którą biegnie nim dotrze do oka obserwatora. Zatem to jak bardzo oddalona od nas jest gwiazda ma znaczący wpływ na to jak bardzo rozproszą się jej fotony w drodze do naszych oczu. Z drugiej strony szczególnie liczącym się parametrem jest średnica źrenicy ludzkiego oka będąca narządem aktywnie biorącym udział w zbieraniu fotonów. Im większa jest ta średnica tym więcej światła "wpada" do oka i tym lepiej widzimy dany obiekt. Średnica ludzkiej źrenicy w zależności od wieku waha się od 4,5 do 7 milimetrów. W przypadku lornetki powierzchnią zbierającą światło są jej obiektywy, które w przypadku chyba najczęściej wybieranych lornetek na początku astronomicznej drogi mają 5 centymetrów średnicy. O ile zatem więcej światła zbiera taka lornetka w porównaniu do oka nieuzbrojonego? A no sporo bo powierzchnia źrenicy oka (dla założenia źrenicy 6mm) wynosi 𝜋r² czyli 1,1304 cm² powierzchnia obiektywu lornetki wyniesie 78,5 cm² a więc około 69 razy więcej i o tyle więcej światła wpadnie do naszego oka gdy uzbroimy je w lornetkę. Gdy te same szacunki przeprowadzi się dla teleskopu o aperturze 20 cm, jak na przykład znana Synta 8 to jej lustro da nam około 322 razy więcej zebranego światła.

Oczywiście wszystko co zostało powyżej napisane nie uwzględnia sprawności optyki, która zależy od bardzo wielu czynników takich jak zastosowane materiały oraz dokładność wykonania lustra teleskopu czy też soczewek obiektywów lornetki. Na ostateczną jasność i wygląd obiektu obserwowanego z użyciem lornetki czy też teleskopu ogromny wpływ mają także same warunki obserwacyjne, takie jak zasięg gwiazdowy dla nieuzbrojonego oka wynikający z oddalenia od sztucznych źródeł światła, czy dajmy na to aktualna faza i widoczność Księżyca. Wpływ na zasięg mają też takie parametry jak wysokość nad poziomem morza czy wilgotność powietrza oraz temperatura. Wspomnieć też należy o odpowiedniej adaptacji oka do ciemności, czerwona latarka to podstawa udanych obserwacji. Sam podczas sesji obserwacyjnych nie korzystam z niczego co mogłoby popsuć adaptację moich oczu do mroku także różnego rodzaju apki na telefon podczas obserwacji nie mają racji bytu.

Magnitudo? Z czym to się je?

Ptolemeusz tworząc w latach 30-tych I w.n.e. jeden z pierwszych katalogów gwiazd potrzebował określenia wielkości mówiącej o tym jak jasna jest dana gwiazda. Jak wiadomo gwiazda gwieździe nierówna, niektóre jak Wega są widoczne nawet z centrum sporego miasta a pod ciemnym niebem dosłownie biją po oczach podczas gdy inne wymagają od obserwatora niemałego wysiłku przy próbie zaobserwowania, gdyż są po prostu mniej jasne. Na potrzeby Almagestu Ptolemeusz określił sześciostopniową skalę jasności gwiazd. Najjaśniejsze gwiazdy określił jako gwiazdy pierwszej wielkości (1 magnitudo) najsłabsze szóstej (6 mag). Współcześni astronomowie mierząc jasności poszczególnych gwiazd są w stanie ustalić pewną prawidłowość. Otóż różnica jednej wielkości gwiazdowej daje nam 2,512 krotną różnicę jasności obserwowanej gwiazd. Znaczy to, że gwiazda pierwszej wielkości jest 2,512 razy jaśniejsza od gwiazdy wielkości drugiej, ale już około 6,3 razy jaśniejsza od gwiazdy trzeciej wielkości i około 100 razy jaśniejsza od gwiazdy szóstej wielkości. Dokładniejsze pomiary przeprowadzane w bliższych nam czasach dla niektórych gwiazd dawały wyniki nie mieszczące się w skali sześciostopniowej, przykładowo Syriusz tj, najjaśniejsza gwiazda Wielkiego Psa świeci z jasnością obserwowaną -1,47 mag podczas gdy Gwiazda Barnarda tylko 9,11 mag co znaczy, że jest ona około 17 tysięcy razy słabsza. Poniżej zamieszczam schemat obliczeń różnicy jasności na przykładzie Syriusza i gwiazdy Barnarda.

Najpierw obliczamy różnicę jasności w skali magnitudo:

Δm=m₁-m₂=9,11-(-1,47)=10,58

Następnie obliczamy stosunek jasności tychże gwiazd:

vb=2,512^10,58≈17 069

Stosując ten sam wzór możemy porównać do siebie jasności wszystkich gwiazd czy też planet. Można przykładowo sprawdzić jak zwiększa się jasność danej planety dajmy na to Marsa wraz ze zmianami odległości między Ziemią a tą właśnie planetą. Mars znajdujący się w pobliżu koniunkcji świeci z jasnością +1,8 mag, w opozycji natomiast jest to już -2,91 mag co daje nam:

Δm=m₁-m₂=1,8-(-2,91)=4,71

vb=2,512^4,71≈76,5

Wniosek: Mars w momencie opozycji świeci 76,5 razy jaśniej niż podczas koniunkcji.


Teraz chciałbym rozpocząć czysto teoretyczną dygresję. Załóżmy, że obserwator gołym okiem jest w stanie dojrzeć gwiazdy 5,5 mag. Jaki zatem zasięg będzie on miał z użyciem zwierciadlanego teleskopu 8 calowego?
Ano skoro teleskop ten jak wcześniej wspomniałem swoim lustrem zbiera około 322 razy więcej światła od źrenicy ludzkiego oka to tyle samo razy ciemniejsze gwiazdy będzie mógł on dostrzec z użyciem tego teleskopu, mamy zatem wzór:

vb=2,512^x=322 ⇒ x≈6,27

Przekształcając stosunek 322 w jasności najciemniejszej gwiazdy widocznej przez teleskop  do tej widocznej gołym okiem wychodzi nam różnica 6,27 różnicy w skali magnitudo dzielącej te gwiazdy. Najciemniejsza gwiazda widoczna przez teleskop będzie zatem gwiazdą o jasności 11,77 mag (5,5+6,27).
Szczerze muszę przyznać, że dygresja ta zgadza się z moimi doświadczeniami obserwacyjnymi. Do tych samych wniosków dochodzę podstawiając do wzorów parametry posiadanej przeze mnie lornetki.

Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me

Tymi oto słowami przechodzimy do mnemotechnicznej metody pierwszych liter. Żeby wyjaśnić cóż to za wynalazek przytoczę nasz rodzimy przykład jej stosowania. Zwrot: "Lecą Cegły, Dom Murują" pozwala zapamiętać kolejność cyfr rzymskich: L-50, C-100, D-500, M-1000.

No a co do astronomii ma jakaś całuśna panienka? Żeby to wyjaśnić kilka słów o widmach gwiazd.
Światło słoneczne przepuszczone przez spektroskop da nam widmo światła słonecznego. Widmo to prezentuje światło rozłożone na poszczególne części widma, które dla obserwatora wyglądać będą tak:

Widać tu całą paletę barw, które "dodane" do siebie dadzą nam ostateczną barwę światła obserwowanej gwiazdy. Każdej z tych barw odpowiadają inne częstotliwości i długości fal a to jest dla astronoma kluczem do poznania cech fizycznych obserwowanej gwiazdy.

Na obrazie widma widać także ciemne linie zwane liniami absorpcyjnymi. Pojawiają się one gdy światło danej barwy (czyli o konkretnej częstotliwości i długości fali) zostaje zablokowane w drodze do obserwatora przez określony rodzaj materii. Blokowanie fal świetlnych określonych częstotliwości odpowiada poszczególnym pierwiastkom, przez które światło to przechodzi. Naukowcy na podstawie linii absorpcyjnych poszczególnych gwiazd są w stanie z wielką dokładnością ustalić jakiego rodzaju materia znajduje się w obserwowanej gwieździe a co za tym idzie znajdują odpowiedź na pytanie o skład chemiczny danej gwiazdy.

Podczas wieloletnich badań ustalono ponadto, że widma gwiazd różnią się od siebie umiejscowieniem i natężeniem występowania linii absorpcyjnych. Podzielono je zatem na kilka głównych typów. Tak właśnie dochodzimy do Harwardzkiej klasyfikacji typów widmowych gwiazd i zatoczyliśmy koło by wrócić do bardzo pomocnego tu mnemoniku: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", gdzie:

• Och: Gwiazd typu widmowego "O" są najgorętsze z temperaturami powierzchni w zakresie 28000-50000 Kelwinów. W ich widmie znajdują się bardzo silne linie absorpcyjne zjonizowanego helu. Obserwując je zauważymy, że ich światło ma niebieski odcień. Do gwiazd typu O należą między innymi: Alnitak (zeta Orionis, ζ Ori), Mintaka (delta Orionis, δ Ori), Meissa (lambda Orionis, λ Ori) i Hatysa (iota Orionis, ι Ori).
• Be: Typ widmowy "B" oznacza gwiazdę, która dla obserwatora nadal będzie niebieskiej barwy (no może troszkę bardziej wpada w biel) jest jednak odrobinkę chłodniejsza od gwiazd typu O. Temperatura gwiazd typu B określona jest ramami: 10000-30000 Kelwinów. W ich widmach widać linie absorpcyjne neutralnego oraz zjonizowanego helu a także wodoru. Do gwiazd typu B należą: Bellatrix (gamma Orionis, γ Ori), Merope (jedna z gwiazd gromady M45, czyli słynnych Plejad), Spica (alfa Virginis, α Vir) czy np. Rigel (beta Orionis, β Ori).
• A: Gwiazdy typu "A" są białe i gorące (7500-10000K). Ich widma charakteryzują się brakiem wyraźnie zaznaczonych linii absorpcyjnych poza wyraźną serią Balmera, będącą częścią widma wodoru. Wyróżniają się także linie zjonizowanego wapnia. Gwiazdy te zazwyczaj święcą jasno przez co są bardzo dobrze widoczne na nocnym firmamencie. Należą do nich m.in.: Syriusz (alfa Canis Majoris, α CMa), Wega (alfa Lyrae, α Lyr), Alderamin (alfa Cephei, α Cep), Denebola (beta Leonis, β Leo), Fomalhaut (alfa Piscis Austrini, α PsA) i Kastor (alfa Geminorum, α Gem).
• Fine: Typ spektralny "F" przynosi nam gwiazdy o nieco "zażółconej" barwie. Temperatura ich fotosfery to od 6000 do 7500 stopni w skali Kelwina. W widmach gwiazd tego typu widać linie wodoru, są one jednak słabsze od linii w widmach gwiazd typu A. Ponadto w widmach gwiazd typu F wśród linii absorpcyjnych przeważają linie metali, między innymi wapnia. Wśród gwiazd typu widmowego F wyróżnić można takie jak: Mirfak (alfa Persei, α Per), Procjon (alfa Canis Minoris, α CMi), Sadr (gamma Cygni, γ Cyg), Polaris, czyli północna Gwiazda Polarna (alfa Ursae Minoris, α UMi).
• Girl (zależnie od preferencji może to być także Guy): Gwiazdy typu "G" w skrócie są podobne do naszego Słońca, gdyż także ono należy do tego typu gwiazd. Temperatura powierzchni określona jest zatem granicami 5000-6000K a ich barwa określana jest jako żółta. W widmie gwiazd typu G linie wodoru są już bardzo słabe, licznie natomiast występują linie niezjonizowanych metali takich jak wapń, żelazo i magnez. Oprócz naszej dziennej gwiazdy do typu widmowego G należą na przykład: Dubhe (alfa Ursae Majoris, α UMa), Kapella (alfa Aurigae, α Aur), Vindemiatrix (epsilon Virginis, ε Vir) oraz Rigil Kentaurus (szerzej znana jako alfa Centauri, α Cen).
• Kiss: Typ widmowy "K" zawiera w sobie nieco chłodniejsze (3800-5200K) gwiazdy barwy pomarańczowej. Widmo gwiazd typu K różni się tylko nieznacznie od widma gwiazdy typu G, widać tu wzmocnienie (tym mocniejsze im mniejsza jest temperatura gwiazdy) linii absorpcyjnych odpowiadających metalom oraz osłabienie linii wodoru. Do gwiazd typu K należą m.in.: Aldebaran (alfa Tauri, α Tau), Arktur (alfa Boötis, α Boo), Eltanin (gamma Draconis, γ Dra) oraz Polluks (beta Geminorum, β Gem).
• Me: Do gwiazd typu widmowego "M" należą najchłodniejsze sklasyfikowane w tym systemie gwiazdy. Ich temperatura mieści się w przedziale 2300-3800 stopni Kelwina. Wyróżnia je także piękna czerwonopomarańczowa barwa. Widma spektralne tychże gwiazd zdominowane są przez linie widmowe tlenków metali takich jak tlenek tytanu i tlenek wanadu a także wodorków metali, w szczególności wodorku wapnia. Wśród linii metali wyraźnie odznaczają się także linie wpania oraz sodu. Do typu widmowego M należą takie gwiazdy jak: Antares (alfa Scorpii, α Sco), Betelgeza (alfa Orionis, α Ori) czy Menkar (alfa Ceti, α Cet).

Oprócz już wymienionych typów widmowych gwiazd rozwój nauk astronomicznych w drugiej połowie XX i w XXI wieku przyniósł nam kilka dodatkowych typów:

• W - gwiazdy Wolfa-Rayeta, czyli ogromne gwiazdy o niebywałych temperaturach powierzchni sięgających nawet 100 tysięcy stopni Kelwina.
• Q - gwiazy nowe.
• C - gwiazdy węglowe.
• S - gwiazdy cyrkonowe.

Dodatkowe trzy typy gwiazd chłodniejszych od gwiazd typu M:

• L - 1400-2200K.
• T - 500-1400K.
• Y - z temperaturą powierzchni poniżej 500 Kelwinów.

Każdy z wymienionych siedmiu głównych typów widmowych gwiazd dzielimy dodatkowo na 10 podtypów i oznaczamy je cyframi od 0 do 9 w kolejności malejącej temperatury. Przykładowo nasze Słońce będące gwiazdą typu G2 (temperatura powierzchni 5778 Kelwinów) jest gorętsze od gwiazdy tau gwiazdozbioru Wieloryba (Durre Menthor, τ Cet,) będącej typem G8 o temperaturze 5344K.

Analizując powyższą klasyfikację gwiazd od razu dojść można do jednego ważnego dla obserwatora wniosku. Im gwiazda jest gorętsza tym bardziej swoją barwą dąży do bieli oraz niebieskiego. Chłodniejsze gwiazdy natomiast są pomarańczowe a czasem pomarańczowoczerwone. Ja dodatkowo wspomnę, że z typem widmowym ściśle związany jest także rozmiar danej gwiazdy. Gwiazdy typu O są z reguły największe i często przypisuje im się miana hiperolbrzymów, gwiazdy typu K oraz M są natomiast maleńkie (oczywiście w skali gwiazdowej), często nazywa się je karłami. Od powyższej reguły, tak jak od każdej innej odbiegają pewne wyjątki. Do klasy gwiazd typu M należą między innymi tak zwane czerwone olbrzymy i nadolbrzymy. Są to gwiazdy, które znajdują się na ostatnim etapie swojego życia. Wyczerpały już pokłady wodoru i nie są na tyle gorące by w swym jądrze rozpocząć syntezę helu. Objawia się to "spuchnięciem" gwiazdy do niebotycznych rozmiarów przy jednoczesnym obniżeniu temperatury.
Obie z przeanalizowanych powyżej reguł obrazuje poniższa grafika.

Klasa jasności gwiazd i diagram H-R

Na zakończenie tego artykułu warto jeszcze wspomnieć o klasyfikacji widmowej Yerkes, która od lat 40-tych XX wieku jest jakoby suplementem do standardowego podziału gwiazd według typów widmowych. Obecnie wyróżnia się osiem klas jasności gwiazd:

• 0 - hiperolbrzymy.
• I - nadolbrzymy. Te dodatkowo dzieli się na jeszcze dwa podtypy Ia, czyli bardzo jasne nadolbrzymy oraz Ib będące mniej jasnymi nadolbrzymami.
• II - jasne olbrzymy.
• III - olbrzymy.
• IV - podolbrzymy.
• V - karły (większość gwiazd ciągu głównego).
• VI - podkarły.
• VII - białe karły.

Doszliśmy do momentu, w którym każdy z łatwością potrafiłby rozszyfrować parametry fizykochemiczne jakiejkolwiek gwiazdy na podstawie informacje o tym jakiego typu jest to gwiazda.
Przykładowo nasze piękne, życiodajne Słońce jest gwiazdą ciągu głównego typu G2 V. Znaczy to, że obecnie Słońce emituje promieniowanie pochodzące z syntezy wodoru w hel. Jest żółtą gwiazdą o temperaturze z przedziału 5-6 tyś Kelwinów, liczba 2 przy typie G wskazuje na to, że jest to temperatura bardziej zbliżona 6000K. Wywnioskować można także to, że jest ono karłem.

Całość wiedzy zawartej w artykule zawiera się ostatecznie tak zwanym Diagramie Hertzsprunga-Russella (H-R). Diagram ten obrazuje ogólną klasyfikację gwiazd biorąc pod uwagę zarówno jej typ widmowy oraz jej jasność absolutną (jasność jaką miałaby gwiazda obserwowana z odległości 10 parseków, czyli około 33 lat świetlnych)

Na diagramie H-R obserwuje się grupowanie gwiazd w pewnych obszarach. Większość z nich tworzy tak zwany ciąg główny, tak nazywa się etap życia gwiazdy podczas którego wypromieniowuje ona energie z syntezy wodoru w hel. Poniżej ciągu głównego znajdują się gałęzie podkarłów i karłów. Powyżej niego umiejscowione są natomiast podolbrzymy, olbrzymy oraz jasne olbrzymy i nadolbrzymy wraz z hiperolbrzymami.

Większość swojego życia gwiazdy spędzają będąc na etapie ciągu głównego, jednak to jak długo będzie trwała synteza wodoru w hel i to co się z gwiazdą stanie potem zależy głównie od jej masy. Jeżeli gwiazda ma masę co najmniej dziesięć razy mniejszą niż Słońce to po bardzo długim życiu jako gwiazda ciągu głównego stanie się ona białym karłem. Jeżeli jej masa wynosiłaby od 10 do 25 procent masy Słońca to zanim przemieni się w białego karła stanie się błękitnym karłem. Gwiazdy podobne naszemu Słońcu o masach od cztery razy mniejszych do trzy razy większych od niego opuszczają ciąg główny po wypaleniu całych pokładów wodoru. Następnie rozpoczynają syntezę helu i stają się czerwonymi olbrzymami. Ostatecznie jednak po zsyntetyzowaniu całego helu znajdującego się w ich jądrze stają się białymi karłami. Największe gwiazdy, czyli takie których masa przekracza (czasem zdecydowanie) trzykrotność masy słońca wiodą raczej krótkie z perspektywy gwiazdowej życie. Duża masa, ogromne ciśnienie w jądrze gwiazdy i idące za tym zwiększenie temperatury powoduje bardzo szybkie wypalenie wodoru. W końcowym etapie życia takiej gwiazdy może ona stać się nadolbrzymem, gwiazdą nową bądź supernową. Ostatecznie jednak stanie się białym karłem, gwiazdą neutronową lub czarną dziurą.