Tajemniczy zakątek kosmosu
Układ HR 6819, zlokalizowany dokładnie 1120 lat świetlnych z dala od Ziemi, od dawna stanowi dla astronomów niemałą zagadkę. Początkowo uważano, że zawiera on pojedynczą gwiazdę typu widmowego Be (rodzaj gwiazdy typu B) – gorącą, biało-niebieską gwiazdę ciągu głównego, której widmo zawiera wyraźną linię emisyjną wodoru. Ta wyraźna linia interpretowana jest jako dowód na to, iż gwiazda posiada otaczający ją dysk gazu wyrzucanego przez nią samą za sprawą wysokiej prędkości obrotu wokół własnej osi, wynoszącej nawet 200 kilometrów na sekundę.
Gwiazda typu widmowego Be. Wizja artysty. | Źródło: Wikimedia Commons/Fred the Oyster [CC BY-SA 4.0]
W latach 80. XX wieku astronomowie zauważyli, iż widmo HR 6819 wydaje się wskazywać na obecność w jego obrębie innego rodzaju gwiazdy typu B – gwiazdy typu B3 III. W 2003 roku zdeterminowano, że oznacza to, iż HR 6819 zawiera nie jedną, ale dwie gwiazdy, chociaż nie można było wykryć żadnej z nich oddzielnie.
Błąd w obliczeniach?
Dalsze analizy wykazały, że gwiazda B3 III, około 6 razy masywniejsza niż Słońce, pokonuje swoją orbitę w ciągu 40 ziemskich dni, zaś gwiazda typu Be – o podobnej masie, zdawała się w ogóle nie przemieszczać. Jeśli obiekty te faktycznie miałyby podobną masę, okrążałyby wspólny środek ciężkości. Tymczasem na podstawie obserwacji zdawało się, iż jedna gwiazda krąży wokół drugiej.
Po przeprowadzeniu dokładnych obliczeń pewien zespół astronomów doszedł do wniosku, że gwiazda B3 III może krążyć wokół innego, trzeciego obiektu, którego nie można zobaczyć – czarnej dziury. Niemniej, jak argumentują inni badacze, nie jest to jedyna możliwość.
„Obecność gwiazdy Be w widmie HR 6819 sugeruje inną interpretację układu.”, w swojej najnowszej pracy napisali Douglas Gies i Luqian Wang z Uniwersytetu Stanowego Georgii. „Możliwe, że gwiezdna składowa, jaką jest gwiazda typu B3 III, to w rzeczywistości gwiazda o małej masie, obdarta z materii, która wciąż jest stosunkowo młoda i jasna. W takim wypadku gwiazda typu Be byłaby towarzyszką gwiazdy o 40-dniowej orbicie, a nie czarnej dziury.”
Nowe wyjaśnienie
Innymi słowy, w rzeczywistości gwiazda typu B3 III powinna być obiektem o masie mniejszej niż gwiazda typu Be i krążyć wokół niej. Jeśli rzeczywiście tak jest, ten ruch orbitalny powinien być zauważalny za sprawą wodoru otaczającego gwiazdę Be – gaz ten poruszałby się prawie niezauważalnie, ciągnięty przez mniejszą gwiazdę. Właśnie tego próbowali dopatrzeć się Gies i Wang.
Gies i Wang dokładnie zbadali linię emisji wodoru w widmie HR 6819 i odkryli, że dysk wodorowy gwiazdy typu Be rzeczywiście wykazuje 40-dniową cykliczność odpowiadającą przewidywanej charakterystyce układu. Zgodnie z ich obliczeniami gwiazda typu Be w istocie jest około 6 razy masywniejsza niż Słońce, ale masa gwiazdy typu B3 III wynosi już od 0,4 do 0,8 masy Słońca.
Co ciekawe, Gies i Wang nie byli jedynymi naukowcami, którzy doszli do powyższych wniosków. Jednocześnie wyciągnęły je też odrębne zespoły badaczy z Belgii oraz Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley.
Jak widać, w kosmosie nie wszystko jest tym, na co na pierwszy rzut oka wygląda. Przykład układu HR 6819 jest kolejnym, który pokazuje, jak ważnym jest powtarzanie wszelkich badań i naukowych obserwacji, także tych astronomicznych. W ten sposób można wykryć wiele, często krytycznych, błędów.
Źródło: Astrophysical Journal Letters, fot. tyt. Unsplash/John Paul Summers