Opisaćemo evoluciju nekih od najmasivnijih poznatih zvezda, nazvanih Volf–Rajeove zvezde. Iako vrlo malobrojne, one su vrlo bitne u procesu stvaranja hemijskih elemenata i igraju ključnu ulogu u životnim ciklusima zvezda.

M1 67 WR124 Hablov svemirski teleskop (HST) snimio je u martu 1997. godine ovu spektakularnu zvezdu nazvanu WR124, koja se nalazi u maglini M1–67. Vide se (ovo nisu originalne boje) ogromni oblaci usijanih gasova koji su izbačeni u vasionu brzinom od preko 150.000 km/h. Svaka grudvica na slici ima masu veću od 30 masa Zemlje.
Centralna zvezda spada u klasu Volf–Rajeovih zvezda (WR) i ima temperaturu od 50.000 K i trenutno se nalazi u silovitoj fazi odbacivanja svoje mase. Okolna maglina nije starija od 10.000 godina. Zvezda je udaljena oko 15.000 sv. godina od nas i nalazi se u sazvežđu Strelca.


VOLF–RAJEOVE (WR) ZVEZDE su vrele (25 do 50 i više hiljada kelvina), masivne (20 i više solarnih masa) zvezde, sa veoma visokom stopom gubitka svoje mase. U snažom zvezdanom vetru * koji je uzrok tome, uočavaju se snažne i široke emisione linije spektra (i do 1.000 Å) ugljenika, azota i kiseonika. Otkrili su ih još 1867. godine dvojica francuskih astronoma, Charles Joseph Etienne Wolf ** (1827–1918) i Georges Rayet (1839–1906), osnivač i upravnik opservatorije u Bordou, i pomno izučavala njihov neobični životni ciklus.

Po svom spektru, WR zvezde su podeljene u tri klase: WN zvezde (dominantan je azot, malo ugljenika), WC zvezde (dominantan ugljenik, bez azota) i retke WO zvezde, sa količinom kiseonika i ugljenika manjom od 1%.

* Zvezdani vetar predstavlja zapravo struju čestica (uglavnom visokoenergetskih protona) od preko 500 keV koje izbacuju gornji slojevi zvezdanih atmosfera milijardama kilometara daleko.
** Bio je krajem XIX veka asistent na Pariskoj opservatoriji. Obližnjeg crvenog patuljka Wolf 359 otkrio je jedan drugi Wolf, nemački astronom Max Wolf. Takođe, ne treba ga mešati sa astronomom iz XX veka, Charlesom Wolfom.

Život zvezda

Volf–Rajeove galaksije su one galaksije koje sadrže veliki broj WR zvezda. Oko jedna četvrtina tih galaksija ima emisioni spektar uglavnom na talasnoj dužini od 4.686 Å.
U galaksiji Mlečni put ima oko 200 milijardi zvezda. Jedna od njih je Sunce, koje Zemlji daje svetlost i toplotu potrebnu za održavanje života na njoj. Međutim, iako je po ljudskim merilima u pitanju vrlo dug vremenski period, Mlečni Put je jedno dinamično i promenljivo mesto, u kome se rađaju nove zvezde, a stare evoluiraju i na kraju umiru. Nove se rađaju iz kolapsirajućih oblaka gasova i prašine koji lebde između zvezda. U početku su ti oblaci hladni, ali kako se usled gravitacionih sila sažimaju, tako dolazi do njihovog postepenog zagrevanja. Na kraju se jezgra tih protozvezda toliko zagreju da otpočinje reakcija nuklearne fuzije. Atomi vodonika se sjedinjavaju u složenije atome helijuma, usled čega se stvara toliko energije da nova zvezda počinje da sija i zrači. Životna sudbina novostvorenih zvezda je različita i prvenstveno zavisi od toga kolika joj je bila masa u početku.

Zvezde lake kategorije, kao što je na primer naše Sunce, ima dug i miran život. I posle 5 milijardi godina Sunce još uvek bez problema stvara svetlo i toplotu pretvarajući vodonik u helijum. Pred kraj života Sunce će postati crveni džin, a potrošivši sav vodonik, energiju će dobijati pretvarajući sakupljeni helijum u ugljenik. Povećana temperatura u jezgru prouzrokovaće rast Sunca za 100 i više puta (tom prilikom će i Zemlja biti progutana!) ali se to neće desiti za još najmanje 5 milijardi godina. Konačno, nuklearne lančane reakcije u Suncu će se prekinuti i ono će postati ono što nazivamo belim patuljkom. Bez energije u jezgru, Sunce će se postepeno ohladiti i postajati sve tamnije i tamnije. Mnoge zvezde u našoj galaksiji su poput našeg Sunca i podeliće njegovu sudbinu.

Masivne zvezde, kao što su WR zvezde, vrlo su retke (tek jedna na 10 miliona) i razlikuju se od Sunca po nekoliko bitnih pitanja. Te "Sumo zvezde" žive kratko, ali vrlo intenzivno. One poseduju vrlo snažan zvezdani vetar – oko 10 milijardi puta snažniji od solarnog. Mi ponekad na Zemlji osetimo efekte Sunčevog vetra u vidu lepe i tajanstvene polarne svetlosti ili kao smetnje na radio vezama, ali on ima vrlo malo uticaja na samu evoluciju Sunca. Vetar na masivnim zvezdama je toliko jak, da je u stanju da bukvalno odnosi materijal sa njih, stvarajući utisak da zvezda zapravo snažno isparava.

Ove masivne zvezde stvaraju mnogo veće temperature i predstavljaju snažne izvore ultraljubičastog zračenja. U stanju su da sagorevaju sve teže i teže elemente, kao što su ugljenik, azot, kiseonik i tako dalje, sve do gvožđa. Ako ste se ikada zapitali odakle potiču svi hemijski elementi, eto odgovora. Praktično svi nastaju u jezgrima masivnih zvezda. Svi atomi od kojih su sačinjena naša tela bili su jednom unutar masivnih zvezda. Mi smo sačinjeni od zvezdane prašine!

"Često kažem ljudima oko sebe da proučavam zvezde koje stvaraju većinu ugljenika u našim telima i zlata na njihovim ogrlicama", kaže dr Debra Wallace iz NASA Svemirskog centra u Greenbeltu, stalni saradnik američkih prestižnih naučnih časopisa "Astronomski žurnal" i "Astrofizički žurnal".

Pri kraju svog kratkog životnog veka, u toku "Volf–Rajeove" faze, u sve komplikovanijim pokušajima da se odupru snažnom kolapsu, ove zvezde sagorevaju teške elemente u svojim jezgrima. Stvara se ogromna temperatura i razvija se neverovatno snažan zvezdani vetar, brzine između 3,6 i 9 miliona km/h, karakterističan za WR zvezde, koji nosi toliko materijala sa masivnih zvezda da odnosi sa njih sloj po sloj, kao kada domaćica ljušti luk ljusku po ljusku. Različiti hemijski elementi zastupljeni u tom trenutku na površini zvezda dozvoljavaju nam da proučavamo materijal koji se jednom nalazio unutar njih. Na kraju svog života, te zvezde eksplodiraju kao supernove. U samrtnom ropcu, te zvezde rasipaju svoj pepeo po galaksiji. On se hladi i meša sa međuzvezdanom prašinom i predstavlja gradivnu materiju od koje će se nove i različite zvezde – druga generacija zvezda – moći stvoriti. Tom procesu pomaže i veliki pritisak oslobođenog zvezdanog vetra, koji dovodi do pokretanja gravitacionog kolapsa novih zvezda i paljenja nuklearnih peći u njima.

Značaj

Masivne zvezde su bitna karika u životnom ciklusu zvezda. U proučavanju zvezdanog vetra i hemijskih osobenosti nekoliko odabranih zvezda WR tipa, pomažu nam danas i dva NASA teleskopa iz programa Astro, "Hopkins Ultraviolet Telescope" (HUT) i "Wisconsin Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment" (WUPPE). Te izabrane zvezde su trenutno u fazi kada im je zvezdani vetar najjači i one će uskoro spektakularno eksplodirati kao supernove.

Dve Volf–Rajeove zvezde su osmatrane tokom misije Astro–1 *** , tokom čega je potvrđeno da su naše osnovne postavke dobre. Sa misijom Astro–2 očekujemo da ćemo moći do kraja da testiramo naše razumevanje WR zvezda i njihov značaj u evoluciji zvezda.

*** Tokom 9 dana misije STS–67 šatla "Endeavour", lansiranog 2. marta 1995. godine, šatl se pretvorio u ultraljubičastu opservatoriju. Korišćena su tri teleskopa: HUT, WUPPE i UIT. Posmatrano je sve: od planeta, do kvazara. Instrumenti su bili kalibrirani za talasne dužine koje ne "pokriva" HST.

Pratioci

Još jedna zanimljivost je vezana za ove intrigantne umiruće gigante. Po najnovijim podacima koje je prikupio Hablov svemirski teleskop (HST), velika većina njih ima pridruženu po jednu ili više manjih zvezda. Zahvaljujući velikoj rezoluciji kamera na Hablu, dr Valas i njen tim su od ukupno 61 WR zvezda u našoj galaksiji identifikovali 23 za koje se veruje da poseduju potencijalnog pridruženog kompanjona.

Postojanje pratioca je veoma značajna činjenica u razumevanju evolucije ovih zvezda. Jedna od mogućih posledica je i tzv. transfer mase. Ako se te zvezde na svojim orbitama nađu u blizini, gravitacione sile mogu da izazovu prelaz materije sa jedne zvezde na drugu, enormno joj povećavajući masu. Obzirom da masivnije zvezde brže sagorevaju svoje gorivo od onih manje masivnih, takav prelaz materije može značajno da promeni njenu životnu sudbinu. Ostali uticaji uključuju promenu orbita, rotacionog perioda, gravitacije i sudara zvezdanih vetrova. "Astronomi izučavaju evoluciju WR zvezda kao da su one zasebni objekti, ali sada se zna da većina ima društvo", kaže Valasova. "To je isto kao da mislite da će vam bračni život biti isti kao i kada ste bili neženja. Pridružena zvezda na mnogo načina menja životne tokove takvih zvezda." Pre nego što je utvrđeno da ono što vidimo kao jednu veliku zvezdu može da bude zapravo dve ili više zvezda, verovalo se da takve zvezde imaju mase 100 i više puta veću od mase Sunca ali se to danas mora revidirati. "To će zapravo pomoći da se razreši jedna misterija, jer astronomi veruju da postoji granica koliko zvezde mogu da budu velike", kaže Valasova. 

Na sledećim slikama...

wr104 ... je Wolf–Rayetova zvezda nazvana WR104. Udaljena je oko 5.800 sv. godina u pravcu sazvežđa Sagittarius. Na ovoj slici se vidi uvećana zvezda (sjajni deo u sredini), a fotos je načinila Anglo–Australijska opservatorija (AAO) sa UK Schmidtovim teleskopom.
wr124 2 Ova slika je načinjena Wide-Field Planetary Camerom 2, instrumentom koji se nalazi na Hablovom svemirskom teleskopu. Na slici koju je dobio AAO, WR104 se vidi kao jedna zvezda ali se na ovoj slici vidi kao dve svetle tačke.
wr124 3 Po predviđanjima dr Petera Tuthilla sa Keck teleskopa na Havajima, ovaj sistem možda sadrži tri zvezde. Treći član se ne vidi jer se nalazi u maglini koja okružuje glavnu zvezdu, u zoni gde se snažni zvezdani vetrovi obližnjih zvezda sudaraju.

 

Takođe, dosadašnje uobičajne tehnike za procenu udaljenosti tih zvezda sada su dovedene u pitanje. Da bi se odredila udaljenost određene zvezde, potrebno je analizom njene svetlosti dobiti njen spektralni tip, jedinstvenu karakteristiku jedne zvezde, slično kao što su to otisci prstiju kod ljudi. Za dobijeni spektralni tip odredi se prosečna apsolutna osvetljenost (koliko bi bila sjajna kada bi se nalazila na udaljenosti od 32,6 sv. godina od nas). Merenjem njenog prividnog sjaja (koliko je sjajna ali na nepoznatoj nam udaljenosti), možemo da odredimo odnos prividne i apsolutne sjajnosti i odatle da odredimo stvarnu udaljenost. Ako u stvarnosti imamo dve (ili više) zvezda koje nismo u stanju da vidimo, WR zvezde nam izgledaju sjajnije nego što zapravo jesu, što utiče i na našu procenu njihove udaljenosti.

Draško Dragović
Author: Draško Dragović
Dipl inž. Drago (Draško) I. Dragović, napisao je više naučno popularnih knjiga, te više stotina članaka za Astronomski magazin i Astronomiju, a učestvovao je i u nekoliko radio i TV emisija i intervjua. Interesuje ga pre svega astronautika i fizika, ali i sve teme savremenih tehnologija XXI veka, čiji detalji i problematika često nisu poznati široj čitalačkoj publici. Izgradio je svoj stil, lak i neformalan, često duhovit i lucidan. Uvek je spreman na saradnju sa svojim čitaocima i otvoren za sve vidove komunikacije i pomoći. Dragovićeve najpoznatije knjige su "KALENDAR KROZ ISTORIJU", "MOLIM TE OBJASNI MI" i nova enciklopedija "NEKA VELIKA OTKRIĆA I PRONALASCI KOJA SU PROMENILA ISTORIJU ČOVEČANSTVA"

Zadnji tekstovi:


Dodaj komentar