Obserwacje wykonane w ciągu ostatnich pięciu lat Teleskopem Kosmicznym Hubble’a pozwoliły na zidentyfikowanie gwiazd o małej masie w gromadzie kulistej M4 – informuje najnowszy numer “Astrophysical Journal Lettres”.

Podstawowym źródłem energii większości gwiazd jest przemiana termojądrowa wodoru w hel. Aby mogła ona zachodzić, temperatura we wnętrzu gwiazdy musi wynosić kilkunaście milionów stopni. Rachunki teoretyczne pokazują, że temperaturę taką są w stanie wytworzyć tylko i wyłącznie obiekty o masie wynoszącej co najmniej 0,08 masy Słońca. Powyżej tej granicy mamy do czynienia z gwiazdami ciągu głównego, poniżej zaś – z brązowymi karłami.

Badania tych obiektów najlepiej przeprowadzać w gromadach kulistych. Są to bowiem bardzo stare skupiska gwiazd o takim samym składzie chemicznym i wieku oraz leżące w takiej samej odległości od Ziemi. Jedyna rzecz, jaką różnią się pomiędzy sobą, jest masa. Dokładna analiza diagramów barwa-jasność i funkcji jasności gromad kulistych jest więc bardzo ważnym narzędziem współczesnej astrofizyki.

Obserwacje gromad kulistych obarczone są jednak kilkoma problemami – przede wszystkim gwiazdy leżą tak blisko siebie, że z Ziemi nie sposób ich rozróżnić. Do obserwacji trzeba więc wykorzystywać Teleskop Kosmiczny Hubble’a (HST), który wolny jest od zakłóceń spowodowanych przez atmosferę. Drugi problem dotyczy gwiazd tła. Analizując bardzo słabe gwiazdy z gromady, astronomowie mają problem z oddzieleniem ich od innych bardzo słabych gwiazd, nie należących do gromady, lecz umiejscowionych zupełnie przypadkowo w tym fragmencie nieba.

Grupa włoskich i amerykańskich astronomów pod kierunkiem Luigi R. Bedina z Univerita di Padova we Włoszech znalazła jednak wyjście z sytuacji. Do obserwacji wybrano najbliższą z gromad kulistych – M4. Obserwacje wykonano przy pomocy HST dwukrotnie w latach 1995 i 2000.

Pięcioletni okres pomiędzy różnymi obrazami został wybrany dlatego, że w takcie tego czasu gwiazdy z M4 powinny przesunąć się na niebie o 85 milisekund łuku. Bliższe gwiazdy tła powinny przesunąć się bardziej, a dalsze mniej. Porównując więc zdjęcia wykonane w roku 1995 i w 2000 astronomowie byli w stanie wybrać tylko i wyłącznie gwiazdy należące do M4.

Uzyskany dzięki temu diagram barwa-jasność jest jednym z najlepszych w historii współczesnej astronomii. Oprócz bardzo wyraźnego ciągu głównego widać na nim także ciąg białych karłów. Szacunkowe obliczenia wykonane przez grupę Bedina pokazały, że ich najsłabsze gwiazdy mają masy poniżej 0,13 masy Słońca, a więc bardzo blisko teoretycznej granicy 0,08 masy Słońca.

Porównanie obserwacji z modelami teoretycznymi opisującymi ewolucję gwiazd małomasywnych pokazało jak dużo musimy się jeszcze nauczyć. Dotychczas jasności i kolory najsłabszych gwiazd były mierzone z mniejszą dokładnością i dodatkowo nakładał się na nie szum gwiazd pola. Dopasowanie modeli teoretycznych wydawało się być więc w zgodzie z obserwacjami.

Duża dokładniejsze dane grupy Bedina pokazują, że tak jednak nie jest. Najsłabsze gwiazdy w gromadzie M4 są bowiem nieznacznie, ale bardzo wyraźnie jaśniejsze niż wykazują to modele teoretyczne.

Nie wiadomo jednak, co w teorii funkcjonuje nieprawidłowo. Bedin wraz ze współpracownikami sugerują, że wina może leżeć w złych modelach atmosfer gwiazdowych lub w słabej znajomości zależności pomiędzy ciśnieniem, temperaturą i gęstością we wnętrzu gwiazdy.

Autor

Marcin Marszałek