Wielka pomyłka astronomów. Źle ważyliśmy kosmos
Myśleliście, że wiemy o kosmosie wszystko? Nic z tych rzeczy. Astronomowie właśnie przyznali się do gigantycznej pomyłki.
Okazuje się, że przez lata masę wielu młodych gwiazd bardziej szacowaliśmy, niż naprawdę mierzyliśmy. Nie dlatego, że ktoś chciał kogokolwiek oszukać, tylko dlatego, że te obiekty rodzą się w gęstych chmurach gazu i pyłu, które skutecznie zasłaniają je w świetle widzialnym, a często także w podczerwieni.
Dzięki obserwacjom radiowym układu VLBA astronomowie śledzili ruch młodych gwiazd podwójnych w Orionie i wyliczali ich masy bez oparcia wyłącznie na modelach ewolucji gwiazd. Część modeli działa dobrze, lecz przynajmniej w jednym przypadku widać wyraźny rozdźwięk między teorią a rzeczywistą masą.
To nie kosmos był źle zważony, tylko jego najtrudniejszy fragment
Masa gwiazdy to dla astrofizyka parametr absolutnie podstawowy. To ona decyduje, jak długo gwiazda będzie żyła, jak jasno będzie świecić, jakie pierwiastki wyprodukuje i czy skończy jako spokojny biały karzeł, czy raczej eksploduje jako supernowa.
Problem polega na tym, że młode gwiazdy są wyjątkowo niewdzięczne do ważenia. Są schowane w pyle, bywają niestabilne, często mają towarzyszy, a ich jasność i temperatura nie zawsze pozwalają łatwo odtworzyć masę z klasycznych modeli. Właśnie dlatego przez lata astronomowie musieli polegać głównie na pośrednich metodach: porównywaniu obserwacji z teoretycznymi ścieżkami ewolucji młodych gwiazd.
Jeśli nie możesz dobrze zobaczyć obiektu, to jego masę wyciągasz z modelu. Jeśli jednak uda ci się złapać orbitalny ruch dwóch gwiazd wokół wspólnego środka masy, dostajesz coś dużo cenniejszego: pomiar dynamiczny, czyli taki, który jest znacznie bliżej prawdziwego ważenia niż zgadywania z wykresu. Badania w Orionie są tak ważne, bo one nie dorzucają kolejnej hipotezy. One próbują sprawdzić, czy dotychczasowe hipotezy w ogóle trafiają w rzeczywistość.
Orion to istna fabryka gwiazd
Kompleks Oriona jest jednym z najważniejszych pobliskich obszarów formowania gwiazd. To ogromne środowisko złożone z kilku podregionów, rozciągniętych na różnych odległościach. Zespół pracujący z VLBA wyznaczył dla jego części odległości rzędu 380-440 parseków, czyli mniej więcej 1240-1430 lat świetlnych. Dla przykładu, Orion Nebula wyszedł na około 388,5 parseka, a L1641 na około 438 parseków. Dla astronomii młodych gwiazd dokładna odległość jest kluczowa, bo od niej zależy, jak interpretujemy jasność, wielkość i w efekcie masę obiektu.
Badacze wykryli w tej kampanii 216 zwartych źródeł radiowych, z czego 58 dało się opisać wiarygodnymi, wieloepokowymi rozwiązaniami astrometrycznymi. To już samo w sobie jest dużym osiągnięciem, bo pokazuje, że Orion nie jest jedną z wielu mgławic, lecz trójwymiarową strukturą o głębi i dużej złożoności. Nawet zanim zaczniemy ważyć same gwiazdy, musimy najpierw dobrze wiedzieć, gdzie one dokładnie są.
Jak właściwie waży się gwiazdę, której nie widać?
Tu wchodzi cała siła Very Long Baseline Array (VLBA), czyli sieci 10 radioteleskopów rozrzuconych od Hawajów po Wyspy Dziewicze. Dzięki temu, że anteny pracują razem jak jedno gigantyczne oko o bazie ponad 8600 km, VLBA potrafi mierzyć pozycje źródeł z ekstremalną precyzją. Można ją opisać jako jedną z najpotężniejszych radiowych kamer świata, zdolną do wyznaczania pozycji i odległości obiektów z dokładnością niedostępną dla pojedynczych teleskopów.
W przypadku Oriona obserwacje prowadzono przy 5 GHz, czyli na długości fali, przy której pył staje się dużo mniej problematyczny niż w świetle widzialnym. To pozwala zajrzeć do środka obłoków, gdzie wciąż rodzą się gwiazdy. Jeśli dwie młode gwiazdy krążą wokół wspólnego środka masy, astronomowie mogą śledzić ich pozycję miesiąc po miesiącu, rok po roku i z tego ruchu wyliczyć masę.
Teoria dostała po głowie
Okazuje się, że tam, gdzie dało się porównać zmierzone masy z klasycznymi modelami ewolucji młodych gwiazd, wyniki były mieszane. Część obiektów została odtworzona poprawnie, ale przynajmniej jeden pokazał wyraźne niedopasowanie. To oznacza, że teoria całkowicie się nie wali, ale też nie może już udawać, że wszystko ma perfekcyjnie policzone.
Pamiętajmy, że modele młodych gwiazd są używane szeroko: do określania wieku gromad, do opisu narodzin układów planetarnych, do badania tego, jak formują się gwiezdne populacje. Jeśli masa niektórych obiektów wychodzi inaczej niż zakładały tabele i wykresy, to problem nie kończy się na jednej gwieździe. On rozlewa się na cały sposób interpretowania bardzo młodego Wszechświata lokalnego, tego najbliższego nam, z którego kiedyś wyłonił się też Układ Słoneczny.
Orion zaczął też zdradzać swoje ukryte układy podwójne
Ta kampania nie dała tylko lepszych liczb. Ona zaczęła też odsłaniać obiekty, które wcześniej były po prostu słabo rozpoznane. W danych pojawiły się oznaki nowych, bardzo ciasnych układów wielokrotnych, a jeden z obiektów (V V1399 Ori*) wykazał periodyczne reszty astrometryczne sugerujące, że wcale nie jest samotną gwiazdą, tylko układem z ruchem orbitalnym.
Im więcej takich układów wyjdzie na jaw, tym lepiej zrozumiemy, jak naprawdę powstają gwiazdy: samotnie, parami, czy może znacznie częściej w układach wielokrotnych, które później się reorganizują. Samo badanie wykryło też sygnały, że silna aktywność magnetyczna może utrzymywać się nawet u stosunkowo masywnych młodych gwiazd.
Przeczytaj także:
To wszystko jest tak naprawdę niezwykle ciekawe, bo emisje radiowe tego typu najłatwiej kojarzyć z bardzo aktywnymi, młodymi i zwykle mniej masywnymi obiektami. Jeśli jednak podobne zjawiska trzymają się także przy wyższych masach, trzeba będzie ostrożniej myśleć o tym, które młode gwiazdy są dobrymi latarniami radiowymi do takich pomiarów i jak szeroko da się stosować tę metodę.
