Czas czytania: 9 minut
Istnieją gwiazdy, które podobnie jak niektórzy ludzie, nie godzą się z upływającym czasem. Nie chcą odejść na zasłużoną emeryturę. Stosują również zabiegi odmładzające. Niestety mogą one przyczynić się do upadku zarówno głównej bohaterki, jak również jej towarzyszki. Ta niepokorna gwiazda, której dotyczy wpis to T Coronae Borealis.
T Coronae Borealis to właściwie nie jest nazwa pojedynczej gwiazdy. To nazwa układu, na który składa się czerwony olbrzym i biały karzeł. Naszą gwiazdą jest właśnie biały karzeł. Na co dzień „w normalnych” okolicznościach za pomocą średniej klasy amatorskiego teleskopu, a nawet dobrej lornetki astronomicznej można dostrzec czerwonego olbrzyma. Nie jest on widoczny gołym okiem. Średnio raz na 80 lat dzieje się jednak coś dziwnego i układ staje się dość dobrze widoczny gołym okiem. Jego jasność wzrasta z 10 magnitudo do 2 magnitudo (w dobrych warunkach wprawione, zdrowe oko ludzkie jest w stanie dostrzec obiekty 6 magnitudo). To co jednak staje się widoczne gołym okiem to nie czerwony olbrzym, tylko jego na co dzień ukryta siostra. Biały karzeł, o którym mowa, należy do dość rzadkiej klasy gwiazd tzw. nowe rekurencyjne (nowa powrotna).
Układ znajduje się 2990 lat świetlnych od nas. Jest to układ podwójny, w którym większy składnik (nazwijmy go składnikiem A) to czerwony olbrzym (klasa M3III) o temperaturze powierzchni ok. 3 600 K (3326°C) – odpowiednio temperatura Słońca to 5772 K (5498°C). Składnik A to napompowany, wzdęty balon o promieniu 75 RAZY większym od Słońca, przy czym jego masa to zaledwie 1,12 masy Słońca! Gwiazda A jest mocno zniekształcona oddziaływaniem pływowym siostry, posiada dość duże wybrzuszenie. Badania wskazują, że metaliczność tej gwiazdy nie jest zbyt wysoka. Oznacza to, że nie utraciła ona jeszcze dużo wodoru względem innych pierwiastków przez aktywność siostry. Wykryto u niej nieco podwyższone poziomy litu (źródło: https://iopscience.iop.org/article/10.1086/587965 ). Można to jednak wytłumaczyć tym, że gwiazda ta po prostu przechwytuje niewielką ilość materii odrzucanej przez siostrę w fazie nowej.
Biały karzeł (nazwijmy go składnikiem B) jest dość masywny. Jego masa to ok. 1,37 masy Słońca. Oznacza to, że jest nieco bardziej masywny od towarzyszącego ogromnego czerwonego olbrzyma! Niestety nie udało mi się znaleźć informacji o typie widmowym tej gwiazdy. Byłaby to cenna informacja odnośnie możliwej przyszłości tej gwiazdy. Możliwe, że na chwilę obecną nie da się wiarygodnie ocenić jakim typem białego karła jest ta gwiazda. Wynika to z kilku powodów.
Po pierwsze, ten układ podwójny jest bardzo ciasny. Gwiazdy obiegają się (ciężko bowiem wskazać, kto tu krąży wokół kogo 😊) w odległości 0,54 AU, jest to odległość mniejsza od odległości jaka dzieli Słońce i Wenus. Pełne okrążenie zajmuje im ok. 228 dni.
Po drugie, co do zasady w świetle widzialnym, to jednak składnik A dominuje, a biały karzeł jest po prostu niewidoczny. Wyjątek stanowi faza aktywna, kiedy wchodzi w fazę nowej, odrzuca powłokę i przyćmiewa towarzysza. Aczkolwiek w ultrafiolecie, to biały karzeł jest lepiej widoczny. Dzięki temu wiemy, że tam jest. Odwrotnie biały karzeł jest niemal niewidoczny w podczerwieni, w przeciwieństwie do czerwonego olbrzyma. Daje nam to pewność, że jest to układ podwójny.
Po trzecie, składnik B jest otoczony gorącym dyskiem akrecyjnym. Powoduje to poważne trudności obserwacyjne.
Z racji bliskiej odległości dwóch gwiazd, składnik B ściąga na siebie materię z olbrzymiego, ale względnie słabego grawitacyjnie towarzysza. Materia nie opada jednak na gwiazdę od razu, a wiruje wokół niej tworząc gorący tzw. dysk akrecyjny. Część jednak w końcu dociera do gwiazdy. Wodór gromadzi się na powierzchni białego karła i rozgrzewa. Silna grawitacja białego karła nie pozwala mu jednak spuchnąć. Stopniowo rośnie ciśnienie gazu. W końcu biały karzeł nie jest już w stanie utrzymać nawarstwionego rozgrzanego wodoru i musi odrzucić tę otoczkę i to właśnie powoduje zjawisko nowej. Odrzucenie zewnętrznej powłoki. Klasyczna nowa różni się od rekurencyjnej tym, że zachodzi raz. Rekurencyjna nowa to zjawisko regularne, dość rzadkie, ale nie jest jakieś ekstremalne. T Coronae Borealis jest właśnie taką powracającą nową, zdarzającą się mniej więcej raz na 80 lat.
Czemu o tym piszę… a no właśnie dlatego, że w tym roku we wrześniu najprawdopodobniej nasza główna bohaterka odrzuci, po raz kolejny, swoją powłokę nagromadzoną od siostry. Gwiazda ta ewidentnie nie może pogodzić się, że jej czas dobiegł końca. Ostatni raz odrzuciła swoją poprzednio nagromadzoną powłokę w 1946 r.
W zasadzie gwiazda ta nie różni się jakoś bardzo od innych powracających nowych. Jest nawet dość nudna, dość długo zajmuje jej gromadzenie materiału od siostry. Istnieją nowe powrotne, które odrzucają swoje powłoki częściej. Trzeba też przyznać, że jej towarzysz czerwony olbrzym, ułatwia jej nieco to zadanie. Badania wskazują, że niemal w całości wypełnia on swoją tzw. powierzchnię Roche’a (chociaż określenie płat Roche’a jakie funkcjonuje w j. angielskim wydaje się lepszym określeniem i nie myli się z innymi pojęciami powierzchniowymi m.in. wewnętrzną powierzchnią krytyczną, które również występuje w tym przypadku). Płat Roche’a (nie mylić z granicą Roche’a) to obszar, w którym materia gwiazdy stanowi zwartą grawitacyjnie przestrzeń. Innymi słowy składnik A w naszym układzie wypełnia cały swój płat Roche’a dosłownie przelewając się na składnik B, który jest dodatkowo bardziej masywny.
W całości ważny jest również kąt ułożenia gwiazd, ale aż tak nie będę się tu zagłębiał. Wspomnę tylko, że kąt okrążania się gwiazd w układzie T Coronae Borealis wynosi ok. 67°.
Obserwacje zmienności jasności w różnych zakresach wodoru i promieniowania rentgenowskiego w ciągu ostatnich 3 lat, wskazują z dużym prawdopodobieństwem, że składnik B „szykuje się” do odrzucenia swojej zewnętrznej powłoki. Wiele wskazuje na to, że wydarzy się to właśnie teraz we wrześniu. Jest jednak mała szansa, że może przeciągnąć się w czasie np. do stycznia 2025 lub jeszcze dalej. Jeszcze mniejsza szansa jest na to, że do odrzucenia powłoki w ogóle nie dojdzie. Byłaby to duża niespodzianka i świadczyłoby to o tym, że w tamtejszym układzie zaszły jakieś zmiany lub nowe procesy fizyczne wymagające wyjaśnienia.
Problem polega na tym, że jak już dojdzie do odrzucenia powłoki, zjawisko nowej będzie trwało jedynie ok. tygodnia. Po czym składnik B powróci do bycia w zasadzie niewidocznym i ustąpi miejsca swojemu dużo większemu towarzyszowi. Będzie wykrywalny najlepiej w ultrafiolecie. Pozytywnym aspektem jest to, że już niemal wszystkie najważniejsze obserwatoria potwierdziły swoją gotowość do zwrócenia swoich oczu na T Coronae Borealis podczas zjawiska nowej. Swoje zaangażowanie potwierdziły już m.in. Fermi (kosmiczny teleskop promieni gamma), Webb (jego myślę nie trzeba przedstawiać 😉), Swift (kosmiczny teleskop mający szeroki zakres gamma-światło widzialne), IXPE (kosmiczny teleskop rentgenowski – obserwacja ekstremalnych obiektów), NuStar (kolejne kosmiczne obserwatorium gamma-rentgen), NICER i INTEGRAL – należący do ESA. Wiele licznych naziemnych obserwatoriów optycznych i radioteleskopów również zgłosiło gotowość. Towarzystwo jest więc zacne. Wszystkie oczy będą zwrócone na tę gwiazdę.
To, że składnik B i jego możliwa aktywność przyciąga taką uwagę znamienitych obserwatoriów daje szansę na lepsze jego zrozumienie.
Po pierwsze należy stwierdzić, czy jego masa po zrzuceniu otoczki nieznacznie się zwiększa. Jest to niezwykle istotne z uwagi na przyszłość tej gwiazdy. Jeżeli akrecja zwiększa jej masę to nie wróży dla niej dobrze, o czym za chwilę.
Po drugie należy określić dokładnie jaką klasę białego karła stanowi, co również będzie miało przełożenie na jej przyszłość.
Otóż, jeżeli gwiazda B nie odrzuca otoczki w całości, i za każdym razem stosuje swoisty „botoks” zwiększając swoją masę, to nie jest dla niej dobra wiadomość. Jeżeli tak jest (wcześniejsze obserwacje, wskazują że istnieje taka możliwość) i gwiazda zwiększa swoją masę, to zbliża ją do osiągnięcia tzw. Granicy Chandrasekhara, maksymalnej masy jaką może utrzymać biały karzeł obecnie określanej na poziomie 1,4 – 1,44 masy Słońca. Masa ta wynika z ciśnienia degeneracji elektronów. Wystarczy wspomnieć, że ciśnienie to przeciwstawia się grawitacji. W grę zaczyna wchodzić mechanika kwantowa, szczególna teoria względności i takie tam inne atrakcje 😉. No i tak składnik B – T Coronae Borealis i tak jest już dość masywny. Jeśli więc zwiększa swoją masę, może niebezpiecznie zbliżyć się do granicy (istnieją ekstremalne przykłady, że biały karzeł może zebrać masę większą niż wskazuje granica, ale są to przykłady bardzo rzadkie i muszą zajść specyficzne warunki).
Los gwiazdy, która osiągnie lub przekroczy Granicę Chandrasekhara zależy również od tego jakim jest typem białego karła.
Biały karzeł węglowo-tlenowy, który osiągnie granicę lub ją przekroczy, skończy bardzo źle jako tzw. supernowa typu Ia – spowodowana niekontrolowanym, ponownym zapłonem syntezy jądrowej. Supernowe Ia są potężne. Stanowią jedno z najpotężniejszych zjawisk we Wszechświecie. Gdyby składnik B eksplodował jako supernowa Ia, co do zasady nic by z niego nie zostało. Eksplozje te są tak silne, że rozrywają białego karła. Nie ma żadnej czarnej dziury, ani nic podobnego. Gwiazda przestaje istnieć. Supernowe Ia mają wiele podtypów ale ujednolicając, zdecydowana większość z nich kończy istnienie nieszczęsnej, zachłannej gwiazdy (istnieje jeden jedyny wyjątek tzw. supernowa Iax, ale niemal na pewno nie będzie miał zastosowania w tym przypadku).
Jeżeli składnik B jest białym karłem magnezowo-neonowo-tlenowym teoretycznie ma szansę się uratować. Taki biały karzeł po osiągnięciu lub przekroczeniu Granicy Chandrasekhara nie eksploduje jako supernowa Ia, tylko zapadnie się dalej do gwiazdy neutronowej.
Zdecydowana większość scenariuszy, przewiduje jednak całkowitą zagładę takiej gwiazdy, jeśli faktycznie zwiększa swoją masę przez akrecję.
Odległość tej gwiazdy jest duża, dlatego ani cykliczne zjawisko nowej, ani ewentualna eksplozja supernowej, nie będą miały wpływu na Ziemię.
Warto mieć na uwadze, że już w tym miesiącu istnieje szansa, że T Corona Borealis stanie się nową. Rzadkie zjawisko będzie można zaobserwować gołym okiem. Pamiętajmy, że jak już do niego dojdzie, będziemy mieli ok. tygodnia, żeby się na nie załapać. Mimo dość dużej odległości i tak jest ona atrakcyjna na tle innych powracających nowych, które są jeszcze dalej.
Ale przy okazji, chciałbym niezmiernie gorąco poinformować, że w tym miesiącu będziemy mieli okazję przeżyć naprawdę nieprawdopodobną pełnię Księżyca. Będzie to tzw. superksiężyc i tym razem nie będzie to żaden medialny click bait. Pełnia w tym miesiącu wypada naprawdę w momencie, kiedy Księżyc jest najbliżej Ziemi. Zgranie pełni i perygeum Księżyca względem Ziemi to naprawdę wyjątkowa sprawa. Księżyc będzie naprawdę duży i okazały. ALE to nie wszystko. Nie dość, że Księżyc będzie naprawdę duży i będzie fizycznie najbliżej Ziemi, to jeszcze zgrywa się to w czasie z częściowym zaćmieniem! Zjawisko niestety będzie miało miejsce przed świtem 18 września. Miejmy tylko nadzieję, że nie będzie chmur, no i dodatkowo, że Księżyc będzie nisko nad horyzontem – wtedy będzie NAPRAWDĘ duży.
