Powyżej: Mapa nieba wiosennego z książki Star Watch, Phila Harringtona Kliknij na mapę by otworzyć wersję PDF do druku.
W tym miesiącu udowodnimy, że to nieprawda. Że Wszechświat przez lornetkę jest w rzeczywistości barwny. Wytropimy kilka szkarłatnych gwiazd węglowych. Większość gwiazd węglowych to czerwone olbrzymy, wychodzące z ciągu głównego ku górnej prawej części Diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R). Więcej informacji o Diagramie H-R znajdziesz w moim
Wszechświecie przez Lornetkę ze stycznia 2016.
Czerwone olbrzymy kontynuują pozyskiwanie energii z syntezy jądrowej. Robią to jednakże nie w procesie syntezy wodoru w hel, co definiuje gwiazdy Ciągu Głównego, jak nasze Słońce. One już tam były i to zrobiły. Czerwone olbrzymy wyczerpały swoje zasoby topliwego wodoru w swych rdzeniach. Zamiast tego, następuje synteza helu w węgiel. Określa się ją potrójnym procesem alfa, w którym trzy jądra helu-4 (znane również jako cząstki alfa) przekształcają się w węgiel. Poniższy schemat pokazuje ten dwuetapowy proces.
W niektórych przypadkach silne prądy konwekcyjne przenoszą część tego węglowego produktu ubocznego wyżej, w stronę powierzchni gwiazdy, gdzie tworzy on obłok sadzy. Sadza rozprasza światło gwiazdy na niebieskim końcu widma, ale przepuszcza barwę pomarańczową i czerwień. Rezultatem końcowym jest jaskrawa "gwiazda węglowa". (Nawiasem mówiąc, tu na Ziemi jesteśmy świadkami takiego efektu rozpraszania podczas głęboko czerwonych zachodów i wschodów słońca po dużych erupcjach wulkanicznych wyrzucających bogaty w węgiel popiół wulkaniczny do atmosfery naszej planety).
Nic dziwnego, że wszystkie gwiazdy węglowe wykazują zmiany jasności, ponieważ stopień ich zakopcenia zmienia się z czasem. W rezultacie, większość z nich nosi oznaczenia gwiazd zmiennych. Tradycyjnie, gwiazdy zmienne grupowane są według swoich gwiazdozbiorów "domowych" wielkimi literami alfabetu łacińskiego, rozpoczynając od "R", w kolejności odpowiadającej odkryciu. Na przykład, R Coronae Borealis była pierwszą zmienną odkrytą w Koronie Północnej, a S Scuti była drugą odkrytą w Tarczy, i tak dalej. Kiedy skatalogowana została dziewiąta zmienna w danym gwiazdozbiorze (oznaczona jako "Z"), następna była oznaczana jako "RR", kolejne jako "RS" do "RZ", następne "SS" do "SZ" i dalej w ten deseń, aż do odkrycia "ZZ". Po tym, przyznawano "AA" do "AZ", następnie "BB" do "BZ", itd. System idzie dalej, z wyjątkiem "JJ" do "JZ", aż wykorzysta się "QZ", co pozwala zidentyfikować i oznaczyć 334 gwiazdy zmienne w każdym gwiazdozbiorze. Chociaż mogłoby się to wydawać wystarczające do pokrycia wszystkich zmiennych w danej konstelacji, wiele z nich, szczególnie tych wzdłuż głównego strumienia Drogi Mlecznej, zawiera ich więcej niż pozwala na to ten system. W takich przypadkach, 335. zmienna zidentyfikowana w danym gwiazdozbiorze oznaczona jest jako "V335" (V od variable, zmienna), a każde następne odkrycie otrzymuje numer kolejny.
Na wieczornym niebie w tym miesiącu jest kilka gwiazd węglowych, będących w zasięgu większości typowych lornetek. Po wycelowaniu w ich stronę, łatwo będzie stwierdzić, która jest węglowa dzięki ich charakterystycznej czerwonej barwie.
Oczywiście, jedna wizyta w sklepie z farbami i szybko zdasz sobie sprawę, że jest o wiele więcej kolorów czerwonych niż, cóż, czerwony. Sam Benjamin Moore wymienia
502 odmiany "czerwonego" i
kolejne 435 "pomarańczowego"! To samo można powiedzieć o gwiazdach węglowych. Nie wszystkie czerwone gwiazdy są po prostu czerwone. Niektóre są czerwone, a niektóre są
CZERWONE! Czy kiedykolwiek widziałeś gwiazdę Vermilliona? Czy powiedziałbyś, że ta gwiazda jest bardziej jak lilia Tawny Day?
Ponieważ opisy mogą być bardzo subiektywne, do obiektywnej oceny barw gwiazd astronomowie wykorzystują fotometrię. Aby to zrobić, fotometry są używane do mierzenia jasności (magnitudo) gwiazd. Tak jest, jasności: niebieskiej (lub fotograficznej) oraz wizualnej. Wartość niebieska jest następnie odejmowana od wartości wizualnej by określić indeks barwy B-V gwiazdy. Dla gwiazd niebieskich, wartość B-V będzie ujemna, a dla gwiazd czerwonych dodatnia. Im większa wartość dodatnia, tym czerwieńsza gwiazda. Betelgeza, o której wiemy, że jest czerwonym nadolbrzymem, ma wartość B-V +1,9, natomiast wartość indeksu B-V pomarańczowego Arktura to +1,23.
Po niebie rozrzuconych jest wiele gwiazd węglowych, ale sześć z nich powinno ładnie wyróżniać się w Twojej lornetce tego wieczoru, o ile będzie on pogodny. Poniższa tabela zawiera ich dane: nazwę, wartość indeksu B-V, zakres jasności, aktualną jasność (na koniec kwietnia 2016), oraz okres zmienności.
| Gwiazda |
Indeks B-V
|
Zakres jasności [mag]
|
Przybliżona jasność aktualna [mag]
|
Okres [dni] |
| UU Aurigae |
+2,6 |
5,1 - 6,6 |
6 |
234 |
| X Cancri |
+3,0 |
5,6 - 7,5 |
7 |
195 |
| T Cancri |
+5,3 |
7,6 - 10,5 |
8,5 |
482 |
| U Hydrae |
+2,7 |
4,5 - 6,2 |
5 |
450 |
| V Hydrae |
+4,5 |
6,0 - 12,3 |
8,5 |
531 |
| Y Canum Venaticorum |
+2,9 |
4,9 - 5,9 |
5,5 |
268 |
Powyżej: Mapy przeglądowe Wszechświata przez Lornetkę w tym miesiącu
Kliknij na każdą z map by otworzyć wersję PDF do druku.
Mam nadzieję, że powyższe mapy, każda skalowana do szerokości 15°, pomogą Ci zlokalizować każdą z tych piękności. Wszystkie powinny być oczywiste ze względu na swój kolor, chociaż należy pamiętać, że jeśli są blisko minimum jasności, mogą być w tej chwili zbyt wielkim wyzwaniem. I nie zapomnij podzielić się swoimi obserwacjami tych, oraz innych gwiazd węglowych, z którymi skrzyżują się Twoje drogi, na tegomiesięcznym forum.
Choć nie jest tak kolorowa jak powyższe gwiazdy, mamy w tym miesiącu jeszcze jedną gwiazdę zmienną, którą się zainteresujemy.
R Boötis jest gwiazdą zmienną długookresową leżącą nieco na zachód od Izara (epsilon Boötis), jednej z głównych gwiazd w znajomym kształcie latawca tej konstelacji. Tak jak większość zmiennych długookresowych, R Boo jest pulsującym czerwonym olbrzymem. Często określane jako mirydy, po gwieździe Mira w Wielorybie (Mira Ceti), pierwszej odkrytej zmiennej długookresowej, te gwiezdne dziwadełka w rzeczywistości przeżywają fizyczną ekspansję i kurczenie, a my obserwujemy jak ich jasność naprzemiennie spada i rośnie. Nasze wyczucie czasu jest wspaniałe, ponieważ przewidywany moment maksimum jasności R około 6,5-7 magnitudo wypada pod koniec kwietnia. Oznacza to, że w tym miesiącu i latem będzie ona wystarczająco jasna by być widoczną przez nasze lornetki. Wykorzystaj poniższą mapę by monitorować zachowanie R Boo w ciągu najbliższych kilku tygodni, gdy rozpocznie ona swój spadek ku jasności minimalnej 13 magnitudo.
Powyżej: Mapa okolic gwiazdy R Boötis
Mapa przygotowana na podstawie Touring the Universe through Binoculars Atlas (TUBA) przez
Phila Harringtona na podstawie danych o jasnościach z American Association of Variable Star Observers
Kliknij na mapę by otworzyć wersję PDF do druku.
Mam nadzieję, że podobał Ci się ten szybki rzut oka na barwne niebo wiosenne. Jeśli jesteś zainteresowany dalszymi informacjami o gwiazdach węglowych, jak również listą 100 widocznych przez lornetki i małe teleskopy, odwiedź stronę
programu obserwacyjnego gwiazd węglowych Astronomical League. Program AL zawiera
100 gwiazd węglowych, którymi możemy cieszyć nasze oczy.
Tymczasem, dołącz do mnie za miesiąc, gdy będziemy kontynuować naszą podróż przez lornetkowy Wszechświat. Do tego czasu, pamiętaj, że dwoje oczu jest lepsze od jednego.
O Autorze:Phil Harrington jest redaktorem magazynu
Astronomy oraz autorem 9 książek o astronomii, w tym również
Touring the Universe Through Binoculars. Po więcej informacji odwiedź jego stronę internetową:
www.philharrington.net.
Wszechświat przez Lornetkę Phila Harringtona jest chroniony prawem autorskim 2016 przez Philipa S. Harringtona. Wszelkie prawa zastrzeżone. Zakaz kopiowania, całości lub części, poza pojedynczymi kopiami do użytku osobistego, bez pisemnej zgody posiadacza prawa autorskiego.
