Sredinom proslog stoljeća otkrivena je neobična skupina zvijezda intenzivnih, eksplozivnih promjena sjaja koje se ponavljaju u relativno kratkim intervalima. To su crveni patuljci - objekti slabašna sjaja koji nerjetko imaju tek desetinku Sunčeve mase. Njihovi iznenadni bljeskovi podsjećaju na one koji se mogu povremeno pojaviti na Suncu.


Članak iz Astronomije broj 18

Crveni patuljci rađaju se kao male zvijezde, obično ne veće od 0,3 Sunčeve mase. Površinska temperatura im je niska, zbog čega imaju izrazito crvenu boju (spektar KVe - MVe). Smatraju ih "mrvicama" nastalima od plina preostalog nakon nastanka divova i običnih zvijezda poput našeg Sunca. Nama najbliža zvijezda Proxima Centauri (udaljena 4,22 s.g.) je crveni patuljak, njena masa doseže 1/7 Sunčeve, odnosno 150 puta premašuje masu Jupitera.

ŠTEDLJIVE ZVIJEZDE

CP1_sm

Kliknite na ilustraciju

Sl. 1. Razvojni stadiji zvijezda različitih masa.

Evolucija zvijezde u osnovi ovisi o njenoj masi (sl. 1.). Što je veća masa neke zvijezde ona će brže trošiti svoje zalihe termonuklearnog goriva. Više mase uzrokuje veći tlak u jezgri zvijezde, a s povećanjem tlaka raste i temperatura. Termonuklearne reakcije, koje se odvijaju u središtu zvijezde ovise o temperaturi, što znači, da pri višoj temperaturi izgara više vodika (glavnog sastavnog čimbenika većine zvijezda).

Masivne zvijezde - one koje su višestruko masivnije od našeg Sunca - prave su rasipnice. Premda zbog velike mase imaju ogrome zalihe termonuklearnog goriva, one ga potroše za samo nekoliko milijuna godina. Kad ponestane vodika u središtu zgasnu termonuklearne reakcije, jezgra se sliježe i zagrijava dok ne dosegne temperaturu pri kojoj otpočinje novi proces u kojem se helij pretvara u ugljik. Zvijezda nakratko ponovno postane stabilna, međutim ubrzo ponestane i toga termonuklearnoga goriva. Nakon niza termonuklearnih pretvorbi dolazi do katastrofalnog urušavanja jezgre pri čemu zvijezda eksplodira kao veličanstvena supernova, koja po sjaju može nakratko nadmašiti sjaj svih zvijezda u galaktici.

Zvijezde manje mase, poput našeg Sunca, znatno su postojanije. Kad dosegnu fazu tijekom koje energiju dobivaju iz termonuklearnih rekacija, one se smire i stabilno žive nekoliko milijardi godina. Na kraju, kada utroše svoje zalihe goriva, najprije postanu crveni divovi a potom se stabiliziraju kao bijeli patuljci. Na kraju se svi bijeli patuljci pretvaraju u tamne kugle radioaktivnog pepela - potpuno mrtve ostatke zvijezde.

CP2_sm

Kliknite na ilustraciju

Sl. 2. Položaj zvijezda tipa UV Ceti i drugih promjenljivih na H-R diagramu.

Objašnjenje oznaka: Ia-O hipergiganti; Ia, Iab i Ib supergiganti; II sjajni giganti; III giganti; IV subgiganti; V glavni niz; VI subpatuljci; VII bijeli patuljci. Pojedine skupine promjenljivih označene su uobičajnim kataloškim kraticama (NP označava središnje zvijezde u planetarnim maglicama).

Crveni patuljci počinju sa znatno manjom zalihom vodika u usporedbi sa divovskim zvijezdama i našim Suncem (sl. 2.). Tlak u jezgri crvenog patuljka jedva je dovoljan da pokrene termonuklearne reakcije. Kako se temperatura u unutrašnjosti povećava, nedostatak mase koja bi osigurala dovoljan tlak, sprečava širenje područja u kojemu je došlo do termonuklearnih reakcija. Iako crveni patuljak započinje s mnogo manje goriva, on ga štedljivo troši tijekom mnogo miljardi godina. Premda zvuči paradoksalno, crveni patuljci spadaju među najstabilnije i najnestabilnije objekte u svemiru.

Mehanizam, koji dovodi crvenog patuljka u nestabilnu fazu i ubrzo zatim ponovno u stabilnu, jedinstven je u svemiru.

ZVJEZDANI BLJESKOVI

CP3_sm

Kliknite na ilustraciju

Sl. 3. Krivulja sjaja UV Ceti za vrijeme bljeska.

Potkraj 1948. godine američki astronom W.J. Luyten sa Harvardskog opservatorija otkrio je neobičnu promjenljivu zvijezdu, koja je dobila ime UV Ceti (UV Kita). Bio je to crveni patuljak koji iznenada, za samo jednu do dvije minute poveća sjaj za dvije-tri zvjezdane veličine, nakon toga isto tako brzo sjaj padne na prijašnju vrijednost (sl. 3.). Najspektakularniji bljesak UV Ceti promatran je iz Europe 24. rujna 1982. godine, sjaj zvijezde u samo se 20 sekundi povećao za 5,5 magnituda, odnosno 100 puta! U intervalima između bljeskova sjaj zvijezde je uglavnom stabilan, tek povremeno javljaju se fluktuacije od nekoliko desetina magnitude. Eksplozije se pojavljuju posve nepravilno, tako da je nemoguće predvidjeti kada će se slijedeća dogoditi.

Ime

a (2000,0)

d (2000,0)

Prividni sjaj

Spektar

UV Cet

01 38.8

-17 58

6.8 - 12,95 V

d M5,5e

V371 Ori

05 33,2

+01 50

11,0 - 13,01B

dM3e

AD Leo

10 19.7

+19 52

9,41 - 10,94B

M4,5 Ve

DT Vir

12 58,2

+12 38

10,34-14,32 B

dM2e

AE Aqr

20 40.1

-00 52

10,4 - 12,0 B

K5eIV-V+B

DO Cep

22 26,2

+57 27

10,3 - 11,4 v

dM4,5e

EV Lac

22 46.9

+44 20

8,28 - 11,83 B

dM4,5e

EQ Peg

23 29,1

+19 39

9,8 - 10,5 V

dM 4e+dM5,5e

Tab 1. Eruptivne promjenljive tipa UV Ceti (u maksimumu sjajnije od 11,0 mv)


Nakon otkrića, neobična je zvijezda brzo privukla pozornost astrofizičara koji su je detaljno proučili. Utvrdili su da je UV Ceti tijesni dvojni sustav čije su obje komponente crveni patuljci spektralnog tipa M5e. Njihova ukupna masa iznosi jedva 0,08 mase Sunca (masu manje komponente procjenili su na 0,03 mase Sunca). Apsolutni sjaj sustava je M = 15,8 stoga im je, razumljivo, i prividni sjaj slab, najčešće oko 12. vizualne magnitude. UV Ceti nalazi se na udaljenosti od 8,5 s.g. što znači da je tek neznatno dalje od Siriusa - najsjajnije zvijezde našeg noćnog neba.

Do sada je u bližem galaktičkom susjedstvu otkriveno oko sto crvenih patuljaka tipa UV Ceti. Mnoge od ovih zvijezda, oko 60 posto, su članovi bliskih dvojnih sustava. U tab. 1. je popis nekoliko promjenljivih tipa UV Ceti u maksimumu sjajnijih od 11. magnitude.

Budući da se tamni crveni patuljak može otkriti do udaljenosti od najviše nekoliko svjetlosnih godina, astronomima su na raspolaganju bile jedino zvijezde u Sunčevom susjedstvu. Bilo bi, međutim, krajnje neobično kada bi pojava crvenih patuljaka sa bljeskovima bila ograničena samo na naš lokalni dio svemira. Stoga se sa sigurnošću može pretpostaviti da je ovaj tip zvijezda veoma čest, odnosno da je naš lokalni dio svemira tipičan. Procjenjuje se da crveni patuljci iako hladni, prigušenog sjaja i mali, čine čak tri četvrtine zvijezda u našoj galaktici!

Većina crvenih patuljaka u svemiru podlježe snažnim eksplozijama. Bljeskovi nastaju kada dio plina duboko iz unutrašnjosti zvijezde, gdje je temperatura znatno viša nego izvan nje, biva izbačen na površinu. Taj plin je zgusnut i na površinu ga za svega nekoliko minuta izbacuje snažno magnetsko polje.

Snaga bljeskova varira u ovisnosti od veličine zvijezde, što je zvijezda manja - bljesak je spektakularniji. I naše Sunce je zadnjih godina imalo nekoliko snažnih bljeskova tijekom kojih su u međuplanetni prostor izbačene velike količine naelektriziranih čestica i elektromagnetskog zračenja. Dospjevši do Zemlje, struje čestica iz bljeska uzrokovale su pojavu polarne svjetlosti, prouzročile smetnje u kratkovalnim komunikacijama i uništile nekoliko telekomunikacijskih satelita. Količina energije oslobođena u vrijeme bljeska zvijezde UV Ceti jedva je 1-2 puta veća od energije jače erupcije na Suncu, međutim ta se energija oslobađa na zvijezdi čiji je luminozitet najčešće oko 10.000 puta slabiji od Sunčeva pa je i učinak bljeska kudikamo spektakularniji. Učestalost bljeskova crvenih patuljaka je neusporedivo veća nego u Sunca, jedna erupcija javlja se u prosjeku svakih 30 sati. Istraživanja su pokazala kako je intenzitet radio zračenja najveći nekoliko minuta poslije dosegnuća maksimalnog sjaja. Crveni patuljci bili su prvi svemirski objekti veličine pojedinačne zvijezde (sa izuzetkom samog Sunca) koji su "viđeni" prvim radioteleskopima.

Dugogodišna opažanja UV Ceti i drugih promjenljivih zvijezda iz ove skupine upućuju na mogućnost da eruptivna aktivnost tih zvijezda ima dulje periode pojačanja i slabljenja, slične jedanaestogodišnjem ciklusu Sunčeve aktivnosti.

S obzirom na veliku učestalost eksplozija te njihovu snagu u usporedbi s veličinom zvijezda na kojima se događaju, one su znatno snažnije od bilo koje ponavljajuće pojave u svemiru

Povratne nove također eksplodiraju, ali ni izdaleka tako često kao crveni patuljci, a i razlog zbog kojega se to događa posve je drukčiji (prijenos materije s jedne komponente na drugu unutar dvojnog sustava). Za razliku od povratnih novih, crveni patuljci sami osiguravanju svoje gorivo.

MODEL PROMJENLJIVIH TIPA UV Ceti

Bljeskovi crvenih patuljaka predstavljaju pojavu lokalnog karaktera, to je utvrđeno nakon što im je na osnovu spektra izmjerena temperatura od 15.000 K. Znanstvenici su proučili taj podatak i došli do zaključka da bi, u koliko bi se temperatura čitave zvijezde, iznenada podigla do tog stupnja, nastala bi daleko veća promjena njezina prividnog sjaja. S obzirom na to da prosječni crveni patuljak ima površinsku temperaturu od samo 3.000 K, došlo se do teorije o "toploj mrlji na hladnoj zvijezdi".

Model eruptivne zvijezde crvenog patuljka kaže da se ta zvijezda može usporediti s divovskom glavicom luka koja ima na tisuće različitih slojeva. U tom slučaju ti su slojevi vodikove ovojnice, od kojih svaka rotira drukčijom brzinom od one ispod i od one iznad. Svaka ovojnica ima svoje vlastito magnetsko polje različite jakosti, povezano s ostalim ovojnicama. Prilikom rotiranja ovojnica različitim brzinama, izdužuju se i preinačuju druga polja, a posljedica toga je stvaranje anomalnih polja u unutrašnjosti zvijezde. Kada ta magnetska polja počnu uzajamno djelovati, njihov krajnji efekt izražava se na magnetskom polju površine zvijezde.

Po površinskom magnetskom polju leže raštrkana područja izuzetno velike snage, što uzrokuje da neki djelovi zvijezde bivaju ioniziraniji od drugih. Kako se ta područja šire i razlike postaju veće, magnetska ravnoteža zvijezde biva dovedena do kritične točke.

U trenutku kada se magnetsko stanje poremeti, nastaje kaos. Djelovi unutrašnjosti zvijezde bivaju izbačeni na površinu. Na određen način, mehanizam koji se ovdje javlja sličan je mehanizmu gejzira. Veoma topla voda pod visokim tlakom, koja je bila zarobljena ispod kamenog sloja, izbija na površinu u vidu snažne erupcije. Kada pritisak popusti, sve se vraća u normalne okvire - i proces ponovno počinje.

CP4-halpha_sm

Kliknite na ilustraciju

Sl. 4. Sunčevi bljeskovi su u izravnoj vezi s jakim magnetskim poljima pjega i najčešće se javljaju u njihovim multi polarnim grupama. Snimka: National Solar Observatory/ Sacramento Peak.

Model koji smo opisali, sličan je modelu zbivanja na Suncu, s time da na našoj normalnoj zvijezdi ciklus traje 11 godina, magnetske anomalije su manje kao i erupcije koje sa Zemlje promatramo kao bljeskove (sl. 4).

TRI FAZE RAZVOJA BLJESKA

Pojava bljeska nastaje zbog međusobnog djelovanja nekoliko različitih elemenata. Kod tipičnog bljeska najprije slijedi spora faza, pa onda preliminarna faza, a na kraju dolazi na red glavni bljesak.

Za vrijeme spore faze javlja se lokalno povećanje u ukupnom zračenju zvijezde. Ono nastaje kada iz unutrašnjosti na površinu zvijezde biva izbačena veća količina vruće materije. Međutim, ta erupcija ipak nije dovoljno velika, niti se događa dovoljno brzo da bi se mogla pojaviti u eksplozivnom obliku. Povremeno se događa da bljesak zgasne na tom nivou, tako da nema nekog novog oslobađanja energije. Takve manje erupcije materije iz unutrašnjosti događaju se i na Suncu.

U tipičnom događaju zaitm se javlja manji preliminarni bljesak, koji se na krivulji pojavljuje kao malo ispupčenje. Taj uvodni bljesak zapravo je mala eksplozija koja brzo zgasne. Ona može imati ulogu mehanizma za stavljanje u pogon ili može biti usputni učinak sveukupnog procesa bljeska.

Glavni bljesak obično se događa nekoliko sekundi nakon uvodnoga. Za vrijeme glavnog bljeska, na mjestu gdje se on pojavi oslobađa se mnogostruko više energije nego iz svih ostalih djelova zvijezde. Na vrhuncu, bljesak po sjaju nadmaši zvijezdu, pri čemu se oslobađa tako velika količina energije na malom prostoru da se stvara tzv. udarni val, koji pridonosi da se bljesak održi i potraje. Međutim, nakon svega nekoliko minuta, priljev energije naglo pada - gotovo do početne razine - što je završetak glavne faze.

Najveći dio energije koja se oslobađa prilikom bljeska javlja se u ultraljubičastom i radiopodručju. Tek sasvim mali dio, možda samo jedan postotak, javlja se u obliku vidljive svjetlosti. Pa ipak, unatoč toj okolnosti, vidljiva veličina eruptivne zvijezde za vrijeme bljeska ponekad poraste za šest magnituda!

Tip %
R CrB 1.1
Nove 6.1
Simbiotske 1.4
g Cas 3.2
Nepravilne (I, FU Ori) 42.6
UV Cet (flare stars) 33.7
Patuljaste nove 9.8
Supernove 0.2

Tab. 2. Postotna zastupljenost pojedinih tipova eruptivnih i kataklizmičkih
promjenljivih zvijezda

Što je bljesak veći, to će dulje i trajati. Dok većina bljeskova crvenih patuljaka traje samo dvije do tri minute, osobito veliki bljesak može potrajati i čitav sat. Najveći bljeskovi zabilježeni su u najsjajnijih crvenih patuljaka. Što zvijezda češće ima bljeskove - oni će biti slabiji.

Pojava bljeskova na našem Suncu u neposrednoj je vezi sa pjegama, na kojima je lokalno magnetno polje jače nego na drugim mjestima. Pojedini znanstvenici prihvatili su teoriju o bljeskovima crvenih patuljaka temeljenu na "zvjezdanim pjegama" (divovske pjege na površini crvenog patuljka). Dok Sunčeve pjege traju samo tjedan dana, zvjezdane pjege mogle bi biti znatno dugotrajnije: one se zadržavaju više mjeseci, pa čak i godina. Neki astronomi smatraju da bi čak 20 posto ukupne površine crvenih patuljaka moglo stalno biti pokriveno pjegama.

DUGOVJEČNE ZVIJEZDE

Gubitak materije prilikom pojedinačnih bljeskova veoma je malen, ali na svom životnom putu dugom mnogo milijardi godina crveni patuljak na ovaj način izgubi znatnu količinu svoje građe. U početku bljeskovi su češći, međutim sa starenjem se crveni patuljci postupno smire tako da se bljeskovi pojavljuju sve rjeđe. Od trenutka kada u svom evolucijskom razvoju dosegnu stabilnu fazu, započinje njihov mirni i dugi život.

Budući da vrlo štedljivo troše svoje zalihe vodika, crveni se patuljci ubrajaju među najdugovječnije zvijezde u svemiru. Prema proračunima G. Laughlina, F. Adamsa (Michigan university), P. Bodenheimera (Lick Observatory), crveni patuljci mase 0,25 Sunca mogu štedljivo izgarati vodik oko jedan trilijun godina. Dok bi oni s najmanjom masom (0,08 mase Sunca), premda sa skromnim zalihama vodika ali znatno manjim zračenjem, mogli nastaviti sjati slabašnim sjajem još oko 10 trilijuna (1013) godina - što je približno tisuću puta duže od sadašnje starosti svemira!

U ovom trenutku crveni su patuljci, pa i ako su nastali ubrzo nakon Velikog praska, još uvijek vrlo mladi za svoju vrstu - što više možemo reći, da su tek na samom početku svog dugoga životnog puta. Još vrlo dugo nakon što se budu sve druge masivnije zvijezde ugasile, crveni patuljci još će poput svjetionika nastaviti svjetliti u vrlo mračnom svemiru.

 


Dodaj komentar