Ljudje so Severnico opazovali stoletja. Svetla zvezda, znana tudi kot Polaris, je skoraj neposredno nad Zemljinim severnim polom in služi kot orientacijska točka na nebu za popotnike brez kompasa. To je tudi najbližji Cepheid Zemlji, vrsta zvezde, ki redno pulzira po premeru in svetlosti. Toda severnica je del binarnega sistema; ima manj vidno sestro, znano kot Polaris B.
Kar naprej kvari modele astronomov, kako naj bi delovale zvezde
»Več kot o njej izvemo, bolj nam je jasno, da je ne razumemo,« so o Polarisu zapisali avtorji novega prispevka o slavni zvezdi. Težava Polarisa je, da se nihče ne strinja, kako velika je ali koliko oddaljena.
Astrofiziki imajo nekaj načinov, kako izračunati maso, starost in razdaljo zvezde, kot je Polaris. Ena izmed metod je model zvezdne evolucije, je dejal soavtor študije Hilding R. Neilson, astrofizik z univerze v Torontu. Raziskovalci lahko preučijo svetlost, barvo in hitrost pulsacije zvezde ter uporabijo te podatke, da ugotovijo, kako velika in svetla je in v kateri življenjski fazi se nahaja. Ko imamo te podrobnosti razdelane, ni težko ugotoviti, kako daleč je zvezda. Dokaj preprosta matematika, ko veš, kako svetla je v resnici zvezda in kako izgleda z Zemlje.
Ti modeli so še posebej natančni za cefeide, saj je njihova hitrost pulziranja neposredno povezana z njihovo svetilnostjo ali svetlostjo. Tako je enostavno izračunati razdaljo do katerekoli od teh zvezd. Astronomi z gotovostjo trdijo, da so cefeidi postali kritično orodje za merjenje razdalj po vesolju.
Vendar obstajajo še drugi načini za preučevanje Polarisa in te metode se ne strinjajo z modeli evolucije zvezd
»Polaris je tisto, čemur pravimo astrometrična binarna različica,« je dejal Neilson, »kar pomeni, da lahko dejansko vidite njegovo spremljevalko, ki se giblje okoli njega. Kot bi risali krog okoli Polarisa. In to traja približno 26 let.«
Raziskovalci še niso opravili podrobnih opazovanj polnega kroga Polarisa B. Toda imajo dovolj informacij drugih binarnih sistemov, da si lahko ustvarijo sliko. Z Newtonovim gravitacijskim zakonom lahko potem izračunajo maso teh zvezd. Če te podatke kombinirajo z meritvami vesoljskega teleskopa Hubble – še en način izračunavanja razdalje do zvezde – vodijo do zelo natančnih meritev mase in razdalje Polarisa. Te meritve pravijo, da je približno 3,45-krat večja od sončne mase, z 0,75 odstopanja.
To je precej manjša masa, kot bi jo dobili pri modelih evolucije zvezd, ki nakazujejo približno sedemkratno maso sonca.
Ta sistem zvezd je unikaten tudi drugače. Izračuni starosti Polarisa B kažejo, da je zvezda veliko starejša od svoje večje sestre, kar je nenavadno za binarni sistem. Običajno sta zvezdi približno iste starosti.
Neilson je skupaj s Haley Blinn, študentko in raziskovalko na univerzi v Torontu, ustvaril ogromen nabor Polarisovih modelov, da bi preučili, če se ti modeli poravnajo s podatki o sistemu. Niso se.
Ena od možnosti je, da je vsaj ena izmed meritev napačna, sta zapisala. Polaris je še posebej težka zvezda za študij. Nahaja se nad Zemljinim severnim polom in je zunaj polja teleskopov. Teleskopi, ki imajo potrebno opremo za natančno merjenje lastnosti zvezde, pa so navadno zasnovani za proučevanje veliko bolj šibkih, bolj oddaljenih zvezd. Polaris je preveč svetla za te instrumente; v resnici je zanje zaslepljujoča.
Toda raziskovalci menijo, da so podatki realni
S temi ugotovitvami so prišli do druge, nenavadnejše razlage: morda je bila glavna zvezda sistema Polaris nekoč iz dveh zvezd, ki sta se združili pred milijoni let. Takšen binarni trk lahko pomladi zvezde, povleče dodatni material in zvezde izpadejo, kot da so šle skozi fontano mladosti.
Zvezde, ki so posledica binarnih trkov, ne ustrezajo modelom zvezdnih evolucij in takšen dogodek bi lahko razložil neskladje, ugotovljeno pri Polarisu. To je malo verjeten scenarij, ni pa nemogoč.
Novinar
