Kiedy patrzysz w nocne niebo i znajdujesz drogę do Gwiazdy Północnej, patrzysz na Gwiazdę Polarną. Jest to nie tylko najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Małej Niedźwiedzicy, ale jej położenie względem północnego bieguna nieba (mniej niż 1°) czyni ją użyteczną do orientacji i nawigacji. Od czasów współczesnej astronomii naukowcy rozumieli, że gwiazda jest układem podwójnym składającym się z żółtego nadolbrzyma typu widmowego F (Polaris Aa) i mniejszego żółtego karła ciągu głównego (Polaris B). Dalsze obserwacje ujawniły, że Polaris Aa jest klasyczną cefeidą, klasą gwiazd, która pulsuje regularnie.
Przez większość 20 wieku zapisy wskazują, że okres pulsacji wzrastał, podczas gdy amplituda pulsacji spadała. Ale ostatnio to się zmieniło, ponieważ okres pulsacji zaczął się skracać, podczas gdy amplituda zmian prędkości przestała wzrastać. Według nowych badań Guillermo Torresa, astronoma z Harvard & Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), zachowania te można przypisać długoterminowym zmianom związanym z podwójną naturą układu, w którym dwie gwiazdy zbliżają się do siebie, a wtórne zaburzają atmosferę pierwotną.
Cefeidy to gwiazdy, które pulsują radialnie, powodując ich zmianę średnicy i temperatury. Pulsacje te są bezpośrednio związane ze zmianami ich jasności, co czyni je użytecznym narzędziem do pomiaru odległości galaktycznych i pozagalaktycznych. Zmienna natura gwiazdy polarnej została potwierdzona w 1911 roku przez duńskiego astronoma Ejnara HertzsDaprunga, od którego częściowo nazwano diagram Hertzsprunga-Russella. Obserwacje prowadzone w 20 wieku wykazały, że Gwiazda Polarna ma stały okres tętna wynoszący około czterech dni, który stale rośnie z każdym rokiem.
Jak wyjaśnił dr Torres Universe Today za pośrednictwem poczty elektronicznej, ostatnio zaczęło się to zmieniać, prowadząc wielu astronomów do pytania, co napędza pulsacje Gwiazdy Polarnej.
Aby dowiedzieć się więcej o okresie pulsacji Gwiazdy Polarnej, Torres skonsultował się z pomiarami prędkości radialnej (RV) sięgającymi 1888 roku. Technika ta polega na pomiarze widm z odległej gwiazdy i poszukiwaniu przesunięcia ku czerwieni i przesunięcia ku błękitowi, które wskazują, że gwiazda porusza się tam i z powrotem (technika ta daje również dokładne oszacowanie jej prędkości). Próbka Torresa obejmowała ponad 3 600 pomiarów RV, w tym prawie 1 200 obserwacji spektroskopowych przeprowadzonych przez Obserwatorium Licka w ciągu ponad 60 lat.
Pozwoliło to Torresowi prześledzić ewolucję właściwości pulsacyjnych Gwiazdy Polarnej, która pokazała, jak często występują impulsy, a także ich amplitudę. Torres powiedział:
Krótko mówiąc, zmiany w okresie pulsacji Gwiazdy Polarnej mogą wynikać z tego, że jej towarzysz przeszkadza jej za każdym razem, gdy przechodzą najbliżej siebie. Po uwzględnieniu tego Torres był w stanie uzyskać ulepszoną orbitę spektroskopową dla układu podwójnego, coś, co astronomowie próbowali rozwiązać od pokoleń. Może to również prowadzić do dokładniejszych szacunków dynamicznych mas każdego gwiezdnego towarzysza, które również były obarczone niepewnością. Jak podsumował Torres:
______________________
Spodobał Ci się wpis ? To postaw kawę
