Gwiazdy podwójne - co i jak?
Wbrew pozorom na naszym niebie znajduje się wiele gwiazd podwójnych i wielokrotnych, część z nich można rozdzielić nawet w niewielkim teleskopie. Pierwszą zidentyfikowaną gwiazdą podwójną była ?1, ?2 Sgr już w II wieku przez Ptolemeusza. Większość osób zna Albireo (ß Cyg) lub obserwowała inne gwiazdy podwójne. Chciałbym w tym artykule przybliżyć czytelnikom temat właśnie takich układów gwiezdnych. Jednak zanim przejdziemy do obserwacji przyjrzyjmy się podstawowym typom gwiazd podwójnych i sposobie ich narodzin.
Typy gwiazd podwójnych
Gwiazdy fizycznie podwójne
To gwiazdy które sąsiadują ze sobą w przestrzeni i obiegają wspólny środek masy, za ich odkrywcę i pioniera obserwacji można uznać W. Hershela. Ich odkrycia dokonał "niechcący", badał bowiem pary 2 bardzo bliskich sobie na niebie gwiazd licząc na wyznaczenie paralaks heliocentrycznych z pomiarów ich wzajemnych przesunięć. Dla niektórych gwiazd ruch rzeczywiście zachodził, jednak był różny od spodziewanego 1 roku. Oznaczało to, że obserwowane gwiazdy muszą wzajemnie się okrążać. Obecnie szacuje się, że ok. 50% gwiazd wchodzi w skład układów podwójnych lub wielokrotnych. Gwiazdy fizycznie podwójne dzielimy z kolei na:
- wizualne - gwiazdy, które odkryte zostały jako podwójne w ziemskich teleskopach metodami wizualnymi, pierwszą taka gwiazdą odkrytą za pomocą teleskopu był Mizar (zeta Umi), jego podwójność zaobserwował po raz pierwszy w 1650r J. B. Riccioli.
- spektroskopowe - to takie, których nie można zaobserwować bezpośrednio. Ich podwójność stwierdza się za pomocą spektroskopu na podstawie okresowych przesunięć w linach widmowych, wskazujących na obecność towarzysza. Badając ich widmo możemy uzyskać informacje o orbitach gwiazd oraz o ich masach.
- astrometryczne - gwiazdy odkryte przez F. Bessel'a w 1844r. Obserwując ruch własny Syriusza i Procjona Bessel zauważył, iż ich ruch własny nie kreśli na niebie odcinku łuku, lecz pewne oscylujące krzywe. Bessel wywnioskował, że te zaburzenia spowodowane muszą być obecnością innego ciała, najprawdopodobniej nieznanej gwiazdy. 200 lat później jego hipoteza zyskała potwierdzenie - zaobserwowano nieznany dotąd składnik Syriusza - okazał się nim biały karzeł słabszy o 10m. Tak duża różnica powodowała że nikł on w blasku jasnej gwiazdy.
- Zaćmieniowe - gwiazdy, których korzystne ustawienie względem Ziemi powoduje wzajemne zasłanianie się składników. Powoduje to okresowe fluktuacje jasności. Najbardziej znanym tego typu układem jest Aglol (ß PER), który dał swoją nazwę całej grupie tego typu gwiazd - Algolidom.
- Gwiazdy Nowe - należą właściwie do gwiazd zmiennych, ale ich "wybuchy" spowodowane są przepływem materii w ciasnym układzie podwójnym. Jedna z gwiazd w takiej parze to biały karzeł, druga jest natomiast normalną gwiazdą. Silne pole grawitacyjne białego karła ściąga na niego wodór i hel z drugiej gwiazdy. Gdy na białym karle zgromadzi się odpowiednia ilość materii następuje wybuch termojądrowy widoczny dla nas jako gwałtowne pojaśnienie gwiazdy.
Gwiazdy optycznie podwójne
W rzeczywistości nie oddziałują na siebie, nawet ze sobą nie sąsiadują. Jednak dzięki zbiegowi okoliczności, z naszego punktu widzenia (Ziemia) znalazły się na sferze niebieskiej bardzo blisko siebie. Przykładami są Albiero, Mizar z Alkorem.
Gwiazdy wielokrotne
Układy więcej niż dwóch gwiazd, często gwiazdy wizualnie podwójne są w rzeczywistości wielokrotne, ponieważ jeden lub obydwa składniki są gwiazdami spektroskopowo podwójnymi. Zdarzają się również gwiazdy wielokrotne które możemy podziwiać bezpośrednio, dobrze znanym przykładem jest trapez w Orionie, dostępny praktycznie dla wszystkich teleskopów.
Narodziny gwiazd podwójnych
Dawniej sądzono, iż układy gwiazd powstają w wyniku spotkania się w przestrzeni dwóch gwiazd i wzajemnemu przechwyceniu grawitacyjnego. Jednak przy ogromnych odległościach dzielących gwiazdy prawdopodobieństwo takiego spotkanie jest znikome. Jeżeli dodać, że szacunkowo 50% gwiazd wchodzi w skład układów podwójnych i wielokrotnych to ta hipoteza okazuje się kompletnie nierealna.
Obecnie przypuszcza się, że gwiazdy podwójne powstają, gdy zagęszczający się obłok protogwiazdowy wiruje tak szybko, że nie może skondensować się w tylko jedną gwiazdę. Wtedy rozpada się na części oddając część momentu obrotowego powstałemu fragmentowi. Umożliwia to powstanie dwóch gwiazd związanych ze sobą grawitacyjnie. Ich dalsza ewolucja zależy przede wszystkim od odległości między składnikami - im jest ona większa tym rozwój bardziej przypomina pojedynczą gwiazdę.
Obserwacje gwiazd podwójnych
W każdej chwili na niebie znajduje się co najmniej kilkadziesiąt gwiazd podwójnych dostępnych nawet dla najmniejszych teleskopów. Najciekawsze są te, które widać gołym okiem, a dopiero w teleskopie ukazują swoja podwójną naturę. Ich obserwacje najlepiej jest zaczynać od najmniejszego powiększenia i stopniowo je zwiększać, aż do całkowitego rozdzielenia układu. Możliwe, że para teoretycznie możliwa do rozdzielenia twoim teleskopem nie ukaże się jako podwójna, nie musi być to problem jakości teleskopu. Najprawdopodobniej będzie to granica rozdzielczości danego dnia. Podczas obserwacji seeing powinien być, a atmosfera dość przejrzysta. Jednak nawet gdy powietrze jest niespokojne również można prowadzić obserwacje "bliźniaków", należy wtedy tylko wybierać te gwiazdy, które mają dużą separację. Należy również zwrócić uwagę na jasność drugiego składnika, tak aby był on na tyle jasny, żeby można było go dość łatwo zobaczyć. Jasność na granicy zasięgu spowoduje duże trudności w rozdzieleniu pary.
Jak ocenić czy teleskop/lornetka rozdzieli układ?
To, czy teleskop rozdzieli dany układ podwójny czy nie zależy przede wszystkim od odległości kątowej między gwiazdami wyrażanej w sekundach łuku("), różnicy jasności pomiędzy składnikami oraz stabilności atmosfery. Nie bez znaczenia jest tu również jakość optyki. Aby osiągać rezultaty bliskie teoretycznym musi być ona doskonałej jakości. Większość osób zna wzór
r=140/D
r - oznacza teoretyczną rozdzielczość kątową teleskopu o danej średnicy (D) soczewki/lustra w [mm].
W praktyce wzór ten słabo spełnia swoje zadanie, ponieważ przyjmuje parę gwiazd o dokładnie takiej samej jasności. Takie pary gwiazd są bardzo rzadko spotykane.
Najlepiej więc minimalną średnicę teleskopu (aperturę) potrzebną do rozdzielenia pary gwiazd najlepiej obliczyć ze wzoru: D=140/sep*(1+0,2(Δm2)) Wynika z niego że: im większa separacja układu tym potrzeba mniejszego teleskopu; im większa różnica jasności tym apertura musi być większa.
Lornetki wbrew pozorom pozwalają na obserwacje par bliskich sobie gwiazd. Jednak musimy pamiętać, że mają one zwykle powiększenie mniejsze od rozdzielczego czyli mniej niż D/2. Tak więc musimy przyjąć że posiadamy aperturę: D=140/(60"/pow) Wynika to z tego, że ogranicza nas rozdzielczość oka, które nie jest w stanie zarejestrować podwójności jeżeli obraz nie zostanie powiększony do 60" kątowych.
Najciekawsze letnie gwiazdy podwójne
Jeżeli spojrzymy na niebo o północy w pogodną noc w okolicach 1 sierpnia nad głową zobaczymy gwiazdozbiory Łabędzia, Lutni i Cefeusza. Nieco niżej, na zachodzie odnajdziemy Herkulesa. Znajdują się w nich bardzo ładne i dość znane gwiazdy podwójne.
Pierwszą z nich będzie Albireo (β Cyg). Główny składnik posiada jasność 3,1m natomiast jego towarzysz 5,4m separacja wynosi 34,4". Jest to para bardzo łatwa do obserwacji. Warto zwrócić jednak uwagę na ich kolory - główny składnik jest jasnożółty, natomiast druga gwiazda ma wyraźne niebieskie zabarwienie. Wiele osób uważa Albireo za najpiękniejszy układ naszego nieba.
Teraz zwróćmy swój wzrok ku epsilonom Lutni (ε Lyr). Już w szukaczu będzie tam widać dwie gwiazdy, a jeśli zasięg wynosiłby powyżej 5m to można spróbować rozdzielić tą parę gołym okiem ponieważ jej separacja wynosi aż 3.5' (210"). Składniki posiadają odpowiednio jasność 5,0m i 5,1m. Najciekawsze w tym układzie jest to, że każda z tych dwóch gwiazd jest również podwójna. Więc jest to w rzeczywistości układ poczwórny. Separacja wynosi 2,7" dla gwiazdy jaśniejszej i 2,3" dla słabszej. Obie teoretycznie powinny być rozdzielone przez 62mm teleskop.
Następnie proponuję obejrzeć Gwiazdę Polarną (α Umi) która nie dość że zajmuje na naszym niebie szczególne miejsce to jest również jest gwiazdą podwójną o separacji 17". Jasność składników wynosi 2,0m i 8,2m, do jej rozdzielenia potrzeba 72mm teleskopu. Odległa jest od nas o 431 lat świetlnych czyli 132 parseki.
Kolejną ciekawą gwiazdą jest Rasalegti (α Her). Pomimo swojego oznaczenia (alfa) nie musi być widoczna jako najjaśniejsza w całym gwiazdozbiorze, gdyż jest to gwiazda półregularnie zmienna typu SRc, nie ma wyraźnego okresu. Jej jasność waha się w zakresie 2,7m - 4,0m. Dlatego w momencie maksimum, aby ją rozdzielić potrzebny będzie 72mm teleskop, natomiast jeżeli akurat osiągnie minimum swego blasku to do jej rozdzielenia będzie wystarczał 41mm teleskop. Bardzo ciekawe mogą okazać się jej regularne obserwacje, gdy w małych teleskopach będzie na zmianę dość łatwa i trudna lub wręcz niemożliwa do rozdzielenia. Separacja pomiędzy składnikami wynosi 4,8", a jasność drugiego składnika 5,4m. Dodatkowo ta para odznacza się wyraźną różnicą kolorów, składnik jaśniejszy jest barwy pomarańczowej, a jego towarzysz ma odcień zielony. Jednak wyraźne dostrzeżenie tych kolorów możliwe jest tylko w średnich i dużych teleskopach.
Następną z gwiazd będzie delta Cefeusza (δ Cep). Można ją obserwować cały rok, jednak właśnie w letnie miesiące wznosi się najwyżej na nieboskłonie. Separacja między składnikami jest duża, wynosi bowiem 41". Jasność gwiazd to odpowiednio 3,8m i 6,3m. Każdy sprzęt rozdzieli ją bez najmniejszych problemów. Warto zwrócić uwagę na kolor głównego składnika, gdyż ma on odcień żółty. Jest to bowiem gwiazda typu widmowego G2, czyli takiego samego jak nasze Słońce.
Ostatnią i najtrudniejszą do obserwacji będzie 20 Draconis. Jest ona wprost stworzona do testów optyki, bowiem różnica jasności wynosi tylko 0,2m. Separacja wynosi 1,1", do rozdzielenia tej pary potrzebny jest teleskop o średnicy co najmniej 128mm. Główny składnik ma jasność 7,1 m, więc nie jest widoczna gołym okiem. Pomimo tego odnalezienie tej pary nie powinno sprawić kłopotów, gdyż znajduje się w bezpośrednim sąsiedztwie jasnej zeta Draconis (ζ Dra).
Poniżej zamieszczam listę pozostałych jasnych letnich gwiazd podwójnych wartych obejrzenia.
| Gw | Na | HD | RA | DEC | Mag | Sep | PA | k | w | t | min | |||
| Numer | h | m | arc | m | m1 | m2 | aper | |||||||
| AND | 26 | 1438 | 0 | 19 | 43 | 47 | 6.0 | 9.7 | 6.2 | 240 | 84 | |||
| AND | 36 | 5286 | 0 | 55 | 23 | 38 | 6.0 | 6.4 | 1 | 310 | 3 | 144 | ||
| AND | 59 | 13294 | 2 | 11 | 39 | 2 | 6.0 | 6.7 | 16.7 | 36 | 3 | 9 | ||
| AND | ? | 12533 | 2 | 3 | 42 | 20 | 2.3 | 5.0 | 10 | 63 | 34 | |||
| AND | ? | 3369 | 0 | 37 | 33 | 43 | 4.4 | 8.9 | 36 | 173 | 20 | |||
| AND | ? | 6811 | 1 | 9 | 47 | 15 | 4.6 | 5.5 | 0.6 | 125 | 3 | 271 | ||
| ARI | 1 | 11154 | 1 | 50 | 22 | 16 | 6.2 | 7.4 | 2.9 | 165 | 62 | |||
| ARI | 33 | 16628 | 2 | 41 | 27 | 3 | 5.5 | 8.4 | 28.6 | 360 | 13 | |||
| ARI | ? | 11503 | 1 | 53 | 19 | 18 | 4.8 | 4.8 | 7.8 | 0 | 3 | 18 | ||
| ARI | ? | 18520 | 2 | 59 | 21 | 20 | 5.2 | 5.5 | 1.5 | 207 | 3 | 95 | ||
| ARI | ? | 11973 | 1 | 57 | 23 | 36 | 4.9 | 7.7 | 37 | 46 | 10 | |||
| ARI | ? | 17543 | 2 | 49 | 17 | 28 | 5.3 | 8.8 | 3.2 | 118 | 151 | |||
| CAS | ? | 3712 | 0 | 40 | 56 | 32 | 2.5 | 8.5 | 64.4 | 115 | 18 | |||
| CAS | ? | 4614 | 0 | 49 | 57 | 49 | 3.5 | 7.2 | 12 | 307 | 1 | 44 | ||
| CAS | ? | 15089 | 2 | 29 | 67 | 23 | 4.6 | 8.5 | 7.3 | 115 | 78 | |||
| CAS | ? | 224573 | 23 | 59 | 55 | 45 | 5.0 | 7.1 | 3 | 326 | 88 | |||
| CAS | ? | 8491 | 1 | 26 | 68 | 7 | 4.7 | 9.9 | 23 | 118 | 39 | |||
| CEP | ß | 205021 | 21 | 28 | 70 | 33 | 3.3 | 8.0 | 13.4 | 249 | 57 | |||
| CEP | ? | 213306 | 22 | 29 | 58 | 25 | 3.8 | 6.3 | 41 | 192 | 1 | 8 | ||
| CEP | ? | 192907 | 20 | 9 | 77 | 43 | 4.4 | 8.4 | 7.3 | 121 | 81 | |||
| CEP | ? | 209790 | 22 | 3 | 64 | 38 | 4.4 | 6.5 | 7.8 | 277 | 34 | |||
| CEP | ? | 219916 | 23 | 19 | 68 | 6 | 5.0 | 7.6 | 3.2 | 216 | 103 | |||
| CYG | 17 | 187013 | 19 | 46 | 33 | 44 | 5.0 | 9.2 | 26 | 69 | 24 | |||
| CYG | 49 | 197177 | 20 | 41 | 32 | 18 | 5.9 | 8.0 | 2.5 | 45 | 105 | |||
| CYG | 52 | 197912 | 20 | 46 | 30 | 42 | 4.3 | 8.7 | 6.2 | 67 | 110 | |||
| CYG | 60 | 200310 | 21 | 1 | 46 | 9 | 5.2 | 9.4 | 2.5 | 164 | 254 | |||
| CYG | 61 | 201091 | 21 | 6 | 38 | 45 | 5.2 | 6.0 | 28 | 146 | 3 | 6 | ||
| CYG | ß | 183912 | 19 | 30 | 27 | 57 | 3.1 | 5.4 | 34.4 | 54 | 1 | 8 | ||
| CYG | ? | 198183 | 20 | 47 | 36 | 29 | 4.9 | 6.1 | 0.9 | 24 | 200 | |||
| CYG | µ | 206826 | 21 | 44 | 28 | 44 | 4.7 | 6.9 | 10.9 | 52 | 25 | |||
| CYG | ? | 202904 | 21 | 18 | 34 | 54 | 4.4 | 10.0 | 21.5 | 181 | 47 | |||
| CYG | ? | 189037 | 19 | 56 | 52 | 26 | 4.9 | 7.4 | 3.1 | 176 | 102 | |||
| HER | 95 | 164669 | 18 | 1 | 21 | 36 | 5.0 | 5.1 | 6.3 | 258 | 3 | 22 | ||
| HER | 100 | 166045 | 18 | 8 | 26 | 5 | 5.9 | 6.0 | 14.2 | 182 | 3 | 10 | ||
| HER | ? | 156014 | 17 | 14 | 14 | 23 | 3.5 | 5.4 | 4.8 | 107 | 50 | |||
| HER | ? | 147547 | 16 | 21 | 19 | 8 | 3.8 | 9.8 | 41.6 | 230 | 28 | |||
| HER | ? | 145001 | 16 | 8 | 17 | 3 | 5.3 | 6.5 | 28.1 | 12 | 6 | |||
| HER | ? | 157779 | 17 | 23 | 37 | 9 | 4.6 | 5.6 | 4.1 | 316 | 3 | 41 | ||
| LAC | 8 | 214168 | 22 | 35 | 39 | 38 | 5.7 | 6.5 | 22.4 | 186 | 3 | 7 | ||
| LYR | 17 | 178449 | 19 | 7 | 32 | 30 | 5.0 | 9.1 | 3.5 | 301 | 174 | |||
| LYR | ß | 174638 | 18 | 50 | 33 | 23 | 3.5 | 7.0 | 47 | 149 | 10 | |||
| LYR | ? | 173582 | 18 | 44 | 39 | 40 | 5.0 | 6.1 | 210 | 203 | 2 | 1 | ||
| LYR | ?1 | 173582 | 18 | 44 | 39 | 40 | 5.0 | 6.0 | 2.7 | 350 | 3 | 62 | ||
| LYR | ?2 | 173608 | 18 | 44 | 39 | 36 | 5.1 | 5.3 | 2.3 | 250 | 3 | 61 | ||
| LYR | ? | 173648 | 18 | 44 | 37 | 36 | 4.3 | 5.7 | 40 | 150 | 5 | |||
| LYR | ? | 180163 | 19 | 14 | 39 | 12 | 4.0 | 8.0 | 28 | 83 | 21 | |||
| PEG | 72 | 221673 | 23 | 34 | 31 | 20 | 5.6 | 6.1 | 0.6 | 94 | 3 | 245 | ||
| PEG | 1 | 203504 | 21 | 22 | 19 | 48 | 4.1 | 9.0 | 36 | 312 | 23 | |||
| PEG | ? | 206778 | 21 | 44 | 9 | 52 | 2.4 | 8.4 | 142 | 320 | 8 | |||
| PEG | ? | 215182 | 22 | 42 | 30 | 18 | 3.0 | 9.0 | 91 | 290 | 13 | |||
Objaśnienia:
K - para kolorowa
W - układ wielokrotny
T - dobra do testów optyki (różnica jasności <1.0mag)