ČUDAN NEKI PUPAK

Ljudi koji se bave posmatranjem dvojnih zvezda tvrde da imaju veoma zanimljiv hobi. Neko ko nije toliko upućen u njihove tajne bi pomislio da se sve isključivo vrti oko velikih uvećanja potrebnih za razdvajanje. Međutim, to nikako nije sve: zadnjih tristotinak godina postojala je čitava nauka o merenju separacije, merenju ugla koji članice sistema zauzimaju, računanju orbite, određivanju razlike u magnitudi i boji...
Danas je dobar deo tih postupaka i metoda preuzela amaterska astronomija, a nauka se preselila u oblast spektroskopije i interferometrije - uglavnom tamo gde je neophodna velika apertura teleskopa. I inače spektroskopija i interferometrija bi, uz rešavanje nekih tehničkih začkoljica, bile izvodljive i u oblasti amaterske astronomije, samo opet ostaje pitanje upotrebe velikih teleskopa.

Ali za sledeću zvezdu nije potreban veliki teleskop. Alpha Andromedae, poznata i pod arapskim imenom Alpheratz (Alferac), nalazi se na granici Pegaza i Andromede. To je čak vekovima izazivalo zabunu, pa je zvezda imala dvojnu oznaku: α And i δ Peg, i tako sve do 1930. godine. A kad već navodim arapsko ime ove zvezde, da dam i objašnjenje: zvezda je predstavljala - konjski pupak. Inače je arapska srednjevekovna astronomija najvećim delom bila oslonjena na antičke oznake, pa su Pegaz i Andromeda klasifikovani kao "konj" i "žena".

 Pupak, pardon, centralna zvezda ima magnitudu 2.06 i malog pratioca na 1.5 ugaoni minut udaljenosti. To je primetio još W. Herschell, s tim da je magnituda pratioca prilično mala: 10.8mag. Takođe je upadljiva velika razlika u boji, pa je pratioc klase G5 a glavna zvezda B8IV, u prevodu plavo-žuti par:


Vizuelni osmatrači višestrukih zvezda razliku u boji navode kao ključnu osobinu ovog para. Generalno nije potreban veliki teleskop ni veliko uvećanje za razdvajanje, minut ipo bi moglo i dvogledom, ali da bismo vizuelno najlakše uočili boju zvezde potrebno je malo defokusirati sliku. A za tako nešto je potreban što veći teleskop, budući da čim defokusiramo manja zvezda naprosto ispari iz vidnog polja.

Međutim, ovaj par zapravo nije dvojni par. Odnosno one su samo optički dvojne, tj slučajan raspored nebeskih tela u prostoru. Od Herschell-a do danas nije primećena nikakva promena u njihovom međusobnom položaju koja bi ukazivala na međusobnu rotaciju. Ali je zato pre nešto više od sto godina Vesto Slipher uočio promene u spektru glavne zvezde. Tačnije, u periodu od sto dana spektar se ciklično menjao u smislu promene radijalne brzine. Promene su veoma male ali kad se spektroskop montira na veliki teleskop (recimo onaj od 2.5m na Mt. Wilson-u) onda se dobije veoma velika rezolucija. To je i ključ merenja radijalne brzine spektroskopski: dobiti veću rezoluciju. Inače znamo da su svi teleskopi generalno limitirani što se tiče rezolucije u vizuelnom spektru; u momentu kad je atmosfera turbulentna ja mogu da računam da je prečnik vidljivih detalja oko 1.5 arcsec (u astronomiji ovo je veoma loše) a samo ponekad padne ispod jedne sekunde. Najbolji seeing mogući sa Zemlje je oko 0.4arcsec, nevezano za veličinu teleskopa. I dok je teorijska rezolucija jednog instrumenta, npr već pomenutog Hooker teleskopa 0.05 arcsec, praktična rezolucija je deset puta veća - i to u idealnom slučaju kakav se tamo desi možda jednom godišnje.

S druge strane, spektroskop je trik koji na velikom teleskopu omogućava neuporedivo veću rezoluciju; na neki način se "preskače" turbulencija atmosfere. Slipher je to znao, ceo život je posvetio spektroskopskim merenjima. Retko ko zna da je on zapravo prvi otkrio crveni pomak kod galaksija a ne Edwin Hubble. Hubble je samo kombinovao tadašnja merenja distanci galaksija sa merenjima crvenog pomaka i otkrio grubo ali konstantno povećanje pomaka sa povećanjem distanci - ostalo je samo imati petlju i napisati rad koji kompletnu dotadašnju nauku okreće naopako.
Ali to je za ovaj zvezdani sistem manje bitno. Bitno je da je Vesto Slipher 1904. uočio da se spektralne linije razdvajaju i dupliraju, zatim neke od njih blago skreću ulevo, a onda udesno, i na kraju se vraćaju u početni položaj i sve to u periodu od sto dana. Tri godine kasnije su prvi proračuni orbite pratioca bili objavljeni a mnogo kasnije (1988) je, takođe na Mt. Wilson-u, pratioc interferometrijski razdvojen od glavne zvezde.

Još 1906. godine je spektar ove zvezde okarakterisan kao čudan. Bilo je tu nekih novih linija, vrlo brzo se ispostavilo da neke predstavljaju mangan (Mn) a neke živu (Hg). Danas se ove spektroskopske osobine čak tako i obeležavaju, pa je ova klasa dobila oznaku na kraju - B8IVpMnHg.
U hemijski "čudne" zvezde (peculiar) se ubrajaju još mnoge druge zvezde koje imaju zajedničku osobinu da je sadržaj metala u njihovim spektrima neuobičajeno visok.U našem slučaju radi se o živi i manganu, a postoje i druge čudne osobine: jako magnetno polje na primer. Ili izuzetno spora rotacija oko sopstvene ose.
Sve ove nabrojane osobine dovode do levitacije težih elemenata u spoljnim slojevima, odnosno u zvezdanoj atmosferi. Pod normalnim okolnostima konvektivno mešanje onemogućava postojanje ovakvih slojeva, a osim toga i očekivano je da teži elementi tonu u dublje slojeve prema jezgru.

Dakle, glavna zvezda je B8IV, odnosno plavi hladni podgigant i ima masu od oko 3.6 Sunčeve. Pratilac je A3V što bi značilo beloplavu vrelu zvezdu glavnog niza, odnosno drugim rečima - patuljka. Pošto su obe zvezde plave po boji, jasno je da će na snimku boja ovog nerazlučenog para biti jasno plava, za razliku od svetložutog (G5) optičkog pratioca koji je na snimku smešten na 11:30h.

Коментари