Na stronie 23 pierwszego tomu popularnej książki z 1923 roku, zatytułowanej Hutchinson’s Splendor of the Heavens, pojawia się ciekawy rysunek. Widać na nim chłopca, który strzela ze strzelby i starszego mężczyznę, który patrzy w przeciwnym kierunku i za chwilę zostanie trafiony pociskiem po przebyciu przez niego całego obwodu Betelgezy. Podpis wewnątrz obrazu mówi, że gdyby 14-latek strzelał ze strzelby, musiałby czekać aż do 70 roku życia, aby wystrzelony przez niego pocisk zatoczył pełne koło wokół gwiazdy.
Oprócz dziwności sytuacji – bardzo cierpliwego oczekiwania 56 lat, aby zakończyć najbardziej długotrwałą próbę samobójczą, jaką kiedykolwiek podjęto – rysunek skłania do refleksji nad ogromem Betelgezy. W drugim tomie tego samego dzieła pojawia się szkic, w którym porównuje się kilka znanych czerwonych olbrzymów i supergigantów, wyobrażając je sobie jako koncentryczne okręgi. Zgodnie z ówczesną wiedzą, największą gwiazdą był Antares, a Betelgeza znalazła się na drugim miejscu.
Jednakże, naprawdę interesujące informacje znajdują się w podpisie rysunku:
Dzięki wspaniałej adaptacji zasady interferencji światła, astronomom z Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii udało się zmierzyć średnice kątowe niektórych gwiazd olbrzymów. Znając w przybliżeniu odległości, można obliczyć ich prawdziwe średnice.
Cytowany tekst odnosi się do słynnego eksperymentu przeprowadzonego przez Alberta A. Michelsona i Francisa G. Pease’a w 1920 roku, dokładnie sto lat temu, podczas którego po raz pierwszy użyto interferometru do pomiaru średnicy kątowej gwiazdy. Michelson i Pease wybrali Betelgezę do swojego eksperymentu i był to pierwszy krok w kierunku prawdziwie wiarygodnego określenia jej rozmiarów.
Eksperyment Michelsona i Pease’a i średnica kątowa Betelgezy
W zasadzie interferometr jest aparatem, który poprzez system luster wytwarza różne obrazy tego samego obiektu, a następnie nakłada je na siebie. W wyniku nakładania się obrazów powstają tzw. frędzle interferencyjne, wynikające z falowej natury światła. Obecność takich frędzli jest związana z długością fali światła i odległością, jaką przebyło. Na podstawie tych danych można dokładnie określić średnicę kątową obserwowanego obiektu. Gdy znamy już średnicę kątową, jeśli znamy również odległość gwiazdy (w naszym przypadku Betelgezy), możemy łatwo uzyskać jej średnicę liniową.
Naturalne pytanie nasuwa się, myśląc o tym eksperymencie: Po co Michelsonowi i Pease’owi potrzebny był interferometr? Czy typowe możliwości 2,5-metrowego teleskopu Hookera z Mount Wilson Observatory nie wystarczyły do bezpośredniego dostrzeżenia dysku Betelgezy i obliczenia jego średnicy kątowej? Niestety, nie, nie wystarczyły. Faktem jest, że gwiazdy – wszystkie gwiazdy poza Słońcem – znajdują się tak daleko od Ziemi, że, zwłaszcza w czasach Michelsona i Pease’a, nawet największy ziemski teleskop nie był w stanie pokazać ich inaczej niż jako jasne plamy, rozmyte przez przechodzenie światła przez turbulencje atmosfery. Tak więc interferometria, ze swoją zdolnością do zwielokrotniania informacji zawartej w świetle poprzez mądre wykorzystanie zjawiska interferencji, stała się niezbędnym narzędziem do osiągnięcia rozdzielczości potrzebnej do zmierzenia kąta, pod jakim odchyla się tarcza gwiazd innych niż Słońce. Betelgeza była tylko pierwszą z wielu.
Ale do jakich wniosków doszli obaj naukowcy po obserwacji czerwonego supergiganta za pomocą interferometru? Możemy je przeczytać na końcu artykułu, który opublikowali w 1921 roku:
Zakładając, że efektywna długość fali dla Orionisa wynosi λ 5750, jego średnica kątowa ze wzoru α = 1,22 λ/b okazuje się wynosić 0″,047; a przy paralaksie 0″,018 jego średnica liniowa okazuje się wynosić 240×10⁶ mil, czyli nieco mniej niż orbita Marsa. Wartość ta odpowiada równomiernie oświetlonemu dyskowi, podczas gdy dla dysku zaciemnionego na obrzeżach wynik ten (…) byłby powiększony o około 17 procent. Niepewność pomiaru średnicy kątowej wynosi ok. 10 procent.
Obserwowany interferometrem przez Michelsona i Pease’a dysk Alfy Orionis, czyli, Betelgeuse, odchylił się o kąt 47 mas (tysięcznych części sekundy łukowej), któremu – biorąc pod uwagę kąt paralaksy 18 mas – odpowiadała średnica liniowa 240 milionów mil, czyli 386 milionów kilometrów, z niepewnością wynoszącą 10 procent. Uwzględniając pociemnienie brzegowe, a więc zwiększając znalezioną wartość o 17 procent, średnica wzrosła do 452 milionów kilometrów, czyli prawie 325 razy więcej niż średnica Słońca.
Z perspektywy czasu możemy powiedzieć, że Michelson i Pease znacznie zaniżyli rzeczywiste rozmiary Betelgezy, ponieważ przyjęty przez nich kąt paralaksy, 18 mas, był znacznie większy niż ten, który dziś uważamy za dokładniejszy. Z tego kąta otrzymujemy odległość 55 parseków, czyli zaledwie 181 lat świetlnych. Jest to odległość czterokrotnie mniejsza niż ta, którą dziś uważamy za bardziej wiarygodną, czyli 724 lata świetlne (odległość uzyskana przy użyciu znacznie bardziej zaawansowanych technologii niż te, które były dostępne w czasach Michelsona i Pease’a). Jeśli powtórzymy obliczenia w oparciu o tę nową odległość, to dla średnicy kątowej 47 mas otrzymamy średnicę liniową 1,56 mld km. A jeśli dodamy kolejne 17%, aby uwzględnić pociemnienie brzegowe, otrzymamy 1,83 mld km – naprawdę kolosalną średnicę, równą ponad 1300 średnicom Słońca!
Jeśli tak wyglądała średnica Betelgezy sto lat temu, warto porównać ją ze średnicą uzyskaną w najnowszych badaniach interferometrycznych. Choć wiek to praktycznie nic w życiu gwiazdy, Betelgeza jest gwiazdą osobliwą, podlegającą cyklom pulsacji, które sprawiają, że jej rozmiary zmieniają się bardzo szybko.
Kurczący się supergigant
Imponujących dowodów na tę zmienność rozmiarów dostarcza wieloletnie badanie przeprowadzone przez zespół badaczy z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley, który użył teleskopu ISI (Infrared Spatial Interferometer), zainstalowanego na szczycie Mount Wilson w południowej Kalifornii, do monitorowania zmienności rozmiarów Betelgezy. Zespołem badawczym, który rozpoczął kampanię obserwacyjną w 1993 roku i prowadził ją przez piętnaście lat, kierował Charles H. Townes, laureat Nagrody Nobla w dziedzinie fizyki w 1964 roku za fundamentalne badania nad elektroniką kwantową, które doprowadziły do opracowania lasera i masera.
To, co odkryli ci badacze, jest dość zaskakujące, co można zrozumieć, czytając następujące wyjaśnienie, dostarczone przez Townesa na poparcie opublikowanego w 2009 roku opracowania, w którym przedstawiono naukowe wyniki ich obserwacji:
Obserwujemy w okolicach 11 mikronów, czyli w środkowej podczerwieni, gdzie tak długa fala przenika przez pył, a wąskie pasmo pozwala uniknąć wszelkich linii widmowych, dzięki czemu widzimy gwiazdę stosunkowo bez zniekształceń. Mieliśmy również szczęście posiadać instrument, który działał w bardzo podobny sposób przez około 15 lat, dostarczając długich i spójnych serii pomiarów, których nikt inny nie posiada. Pierwsze pomiary pokazały rozmiar dość zbliżony do wyniku Michelsona, ale w ciągu 15 lat zmniejszył się on o około 15%, zmieniając się płynnie, ale szybciej w miarę upływu lat.
Przez lata średnica supergiganta stopniowo się zmniejszała, aż w końcu straciła w sumie około 15% rozmiaru zmierzonego w 1920 roku przez Michelsona i Pease’a. Innym ciekawym faktem jest to, że w tych samych latach, w których zmniejszała się średnica, jasność Betelgezy pozostawała prawie niezmienna. Jeśli gwiazda się skurczyła, to proporcjonalnie musiała zmniejszyć się jej powierzchnia promieniowania. Jak więc jasność mogła pozostać taka sama?
Jedną z możliwości jest to, że spadek średnicy Betelgezy zarejestrowany przez zespół Townesa nie był równomierny, lecz asymetryczny, będący prawdopodobnie konsekwencją gigantycznych ruchów konwekcyjnych oddziałujących na warstwy powierzchniowe gwiazdy. W związku z tym, ten sam Townes wraz z innymi autorami opublikował w 2007 roku pracę opisującą obecność zdecydowanej asymetrii w konturze Betelgezy, uzyskanej właśnie na podstawie obserwacji wykonanych interferometrem ISI.
Edward Wishnow, jeden z naukowców, którzy wraz z Townesem uczestniczyli w kampanii obserwacyjnej, nie mógł powstrzymać się od uwagi, jak wiele rzeczy o fizyce gwiazdowej wciąż ignorujemy:
Ale nie wiemy, dlaczego gwiazda się kurczy. Biorąc pod uwagę wszystko, co wiemy o galaktykach i odległym Wszechświecie, wciąż jest wiele rzeczy, których nie wiemy o gwiazdach, w tym co się dzieje, gdy czerwone olbrzymy zbliżają się do końca swojego życia.
Należy zauważyć, że średnica kątowa gwiazdy zmienia się nie tylko jako funkcja tego, jak bardzo faktycznie się rozszerza lub kurczy, ale także w zależności od długości fali, na której skupiają się obserwacje interferometryczne. To, co możemy zaobserwować w świetle widzialnym różni się od tego, co możemy zaobserwować w ultrafiolecie lub w bliskiej i średniej podczerwieni. Każdy zakres długości fali bada inną warstwę materii gwiazdowej, od fotosfery do najbardziej zewnętrznych części atmosfery. W efekcie końcowym zmienia to średnicę, którą otrzymujemy.
Nie dotyczy to jednak obserwacji wykonanych w latach 1993-2008 przez zespół Townesa. Jak wspomniano w cytowanym powyżej fragmencie, Betelgeuse była obserwowana przez wszystkie piętnaście lat tym samym instrumentem i przy tej samej długości fali. Dlatego zmierzone kurczenie się należy uznać za rzeczywiste. Zakładając, że było to zjawisko jednorodne, które w ten sam sposób oddziaływało na całą powierzchnię gwiazdy, fizyczna średnica Betelgezy w ciągu tych piętnastu lat zmniejszyła się z 1,86 do 1,59 mld km.
Betelgeuza oczywiście nadal pozostaje pod ścisłą obserwacją. Obserwacje różnymi interferometrami w ciągu ostatnich dwóch dekad wskazują, że średnica kątowa próbkowana w warstwie fotosfery gwiazdy utrzymuje się w okolicach wartości 43 tysięcznych części sekundy łukowej. Oto lista średnic kątowych zmierzonych przez główne opracowania poświęcone obserwacjom Betelgezy od 2000 roku:
- 43.76 ± 0.12 mas (Perrin i in., 2004);
- 44.31 ± 0.12 mas (Haubois et al., 2009);
- 43.6 mas (Chivassa et al., 2009)
- 43.56 ± 0.06 (Ohnaka et al., 2009);
- 42.49 ± 0.06 (Ohnaka et al., 2011);
- 42,28 ± 0,03 (Montargès et al. 2014);
- 43,15 ± 0,50 (Montargès et al., 2016).
Jeśli przyjmiemy odległość 724 lat świetlnych zaproponowaną przez Harpera i współpracowników, obecna średnica kątowa Betelgezy odpowiada średnicy liniowej 1,44 mld km, równej 1,038 razy średnicy Słońca. Gdyby Betelgeuse znajdowała się na miejscu Słońca, jej fotosfera prawie dotykałaby Jowisza!
