Jak gwiazdy zaćmieniowe pomagają kosmologom... - "Urania-Postępy Astronomii" 6/2003

„U–PA” nr 6/2003

-Spis
artykułów

Jak gwiazdy zaćmieniowe pomagają kosmologom,
czyli o odległości do Wielkiego Obłoku Magellana

Dariusz Graczyk

Skala odległości we Wszechświecie align=

Mierzenie odległości we Wszechświecie jest jednym z fundamentalnych zadań współczesnej astronomii i — powiedzmy szczerze — należącym do najtrudniejszych. Ustalenie rozmiarów i wieku obserwowanego Wszechświata poprzez wyznaczenie stałej Hubblea H₀ z obserwacji cefeid leżących w pobliskich galaktykach było jednym z trzech priorytetowych projektów na Teleskopie Kosmicznym. Za projektem tym kryje się zespół o wielce wymownej nazwie Hubble Space Telescope Key Project Team, kierowany przez amerykańskich astronomów: Wendy Freedman, Roberta Kennicutta i Jeremiego Moulda. Zespół ten ogłosił w 2001 r., że zakończył 10-letnią pracę nad wyznaczeniem stałej Hubblea i podał, że wynosi ona H₀ = 72 ± 8 km/s/Mpc. Chociaż formalnie błąd wynosi przewidywane w projekcie 10%, to kryje się tutaj pewien kruczek. Otóż metody użyte do wyznaczenia tej wielkości opierające się na supernowych typu Ia i II czy relacji Tully-Fishera zostały wyskalowane, z pomocą HST, w zakresie odległości 60-400 Mpc, korzystając z obserwacji cefeid w galaktykach spiralnych wszystkich typów. Cefeidy, czyli radialnie pulsujące nadolbrzymy I populacji, są na tyle jasne, że można je dostrzec za pomocą Teleskopu Kosmicznego w odległościach rzędu ≤20 Mpc. Odległości wyznaczone za pomocą cefeid tradycyjnie są skalowane odległością do Wielkiego Obłoku Magellana (LMC), który traktuje się jako swoisty punkt odniesienia w kosmicznej skali odległości. Tego satelitę naszej Drogi Mlecznej wybrano w tym celu nieprzypadkowo, gdyż jest położony relatywnie blisko, a ponadto zawiera pokaźną liczbę wszelkiego rodzaju gwiazd pulsujących pozwalających na wyskalowanie punktu zerowego zależności okres-jasność-kolor. Okazuje się jednak, że odległość do samego LMC wciąż stanowi przedmiot debaty wśród astronomów. Różne metody, a co dziwniejsze te same metody, lecz użyte przez różnych uczonych, dają znacząco rozbieżne wyniki. Można by tu powiedzieć, że są dwa obozy. Jeden, do którego należy zespół wyznaczający stałą Hubblea na HST, opowiada się za tzw. daleką skalą odległości, która odpowiada odległości do LMC równej 50 kpc. Przekłada się to na moduł dystansu równy m - M = 18,50. Większość tego obozu tworzą uczeni wyznaczający odległość za pomocą gwiazd pulsujących, to jest: cefeid oraz Mir, a także z pomiarów najjaśniejszych przedstawicieli gałęzi olbrzymów (TRGB) i modelowych dopasowań do ciągu gorących podkarłów. Drugi obóz przekonuje do tzw. bliskiej skali odległości, która odpowiada odległości 45 kpc (m - M = 18,25). Za mniejszą odległością do LMC opowiadają się generalnie uczeni wykorzystujący gwiazdy pulsujące RR Lyr oraz metodę red clump (na marginesie, jak to ładnie określić po polsku?!). Jest tutaj polski akcent, gdyż w tym obozie znajduje się silna grupa astronomów z zespołu OGLE prowadzona przez A. Udalskiego. Jeśli uznać bliską skalę odległości, to stała Hubblea musiałaby być większa i równa około 81 km/s/Mpc. To odpowiadałoby większemu tempu ekspansji (czyli wzrostu czynnika skalującego) przy odpowiednio mniejszym wieku obserwowanego Wszechświata. Ogólnie rozbieżności w ocenach odległości do LMC sięgają ponad 30% i obecnie trudno jest twierdzić, że odległość tę znamy z dokładnością 5%, jak to założył zespół wyznaczający stałą Hubblea. Jest dużo bardziej prawdopodobne, że tę odległość znamy nie lepiej niż z błędem 10% (patrz rys. 1). W związku z tym błąd wyznaczenia stałej Hubblea jest chyba na pewno większy niż ten, który anonsowano i wynosić może 15%.

Skąd te rozbieżności? Przede wszystkim okazuje się, że własności gwiazd w LMC różnią się od tych z bliskiego otoczenia Słońca czy w ogóle Drogi Mlecznej. Wynika to z różnej metaliczności gwiazd w obu galaktykach. Gwiazdy w LMC zawierają znacznie mniej pierwiastków cięższych od wodoru i helu niż gwiazdy typu słonecznego i przypominają ekstremalnie stare gwiazdy II populacji w naszej Galaktyce. I tu jest przyczyna problemów, gdyż relacja jasność absolutnaokres dla gwiazd pulsujących zależy od metaliczności, w szczególności istotnie zmienia się punkt zerowy skali. Zależność ta dla cefeid, które dotąd były preferowane jako wskaźniki odległości, nie jest do końca znana.

Bezpośrednie wyznaczanie odległości

Rys.1 Rozkład krzywej prawdopodobieństwa na prawdziwą wartość modułu odległości do Wielkiego Obłoku Magellana. Otrzymany został ze złożenia kilkudziesięciu (sic!) pomiarów odległości do LMC wykonanych przez różnych autorów z wykorzystaniem wielu niezależnych metod (linie kropkowane). Maksimum prawdopodobieństwa leży w pobliżu wartości m - M = 18,4 (ok. 47 kpc). Zwraca uwagę wielki rozrzut odległości mierzonych do LMC oraz fakt, że krzywa nie daje się przedstawić za pomocą pojedynczego rozkładu gaussa

Aby wykalibrować zależność jasności absolutnej cefeid od metaliczności, należałoby w niezależny sposób wyznaczyć odległość do przynajmniej jednego z Obłoków Magellana. Przez pewien czas pojawiła się nadzieja, gdy odkryto echo świetlne wokół supernowej 1987A w LMC. Okazało się jednak, że odległość wyznaczona z analizy ekspansji echa zależy istotnie od przyjętych założeń co do geometrii otoczki i daje rozbieżne rezultaty. Najprościej byłoby zmierzyć odległość bezpośrednio, wykorzystując metodę paralaksy trygonometrycznej. Orbita Ziemi jest widziana z LMC pod kątem zaledwie 20 μs łuku. Niemniej jednak nawet tak mała paralaksa będzie możliwa do zmierzenia z dokładnością około 5% dzięki niezwykle precyzyjnej astrometrii wszystkich gwiazd nieba do jasności około V = 20 mag., jaka ma być wykonana przez satelitę o nazwie Space Interferometry Mission (SIM). Na wyniki tej misji trzeba będzie jednak jeszcze poczekać co najmniej 10 lat — jej początek planowany jest na rok 2009 (patrz „Urania-PA” 4/2001, s. 159). Czy pozostaje więc tylko oczekiwanie na rezultaty przyszłych astrometrycznych misji kosmicznych, takich jak SIM, GAIA czy FAME?

Istnieje inna metoda pomiaru odległości, również geometryczna i do tego prawie bezpośrednia. Użyłem słowa „prawie” rozmyślnie, gdyż wymaga ona w odróżnieniu od paralaks trygonometrycznych pewnego dodatkowego kroku, jakim jest wyznaczenie jasności powierzchniowej badanej gwiazdy. Ta metoda wykorzystuje spektroskopowo podwójne rozdzielone gwiazdy zmienne zaćmieniowe. Przez słowo „rozdzielone” rozumie się, że składniki są wciąż dość głęboko wewnątrz swoich powierzchni krytycznych Rochea i nie nastąpiły dotąd epizody wymiany masy pomiędzy nimi. W widmie takiej zmiennej obserwujemy linie pochodzące od obydwu składników, więc możemy wyznaczyć ich orbity spektroskopowe (rozwiązać krzywe prędkości radialnych), a stąd znaleźć stosunek ich mas oraz rzeczywistą separację pomiędzy nimi z dokładnością do sinusa kąta nachylenia orbity układu. Obserwując zmiany jasności takiego układu i kompletując je w formie krzywej blasku, możemy poprzez jej analizę otrzymać informację o względnych rozmiarach składników i kącie nachylenia orbity. Łącząc to z informacjami spektroskopowymi, otrzymujemy rzeczywiste, fizyczne rozmiary obu gwiazd. Do tego miejsca jest to metoda czysto geometryczna. I teraz dopiero zaczynają się różne jej warianty.

Statystyczna metoda paralaks gwiazd zaćmieniowych

Podstawy teoretyczne metody wyznaczania odległości w oparciu o gwiazdy zaćmieniowe zostały zaproponowane przez J. Stebbinsa już w 1910 r. Co prawda w praktyce zastosował on jej „odwrotny” wariant. Zakładając, że odległość do danego układu zaćmieniowego jest znana, wyznaczał jasności powierzchniowe składników takiego układu wyrażone w jednostkach jasności powierzchniowej Słońca.

Rys.2 Zależność masa-jasność dla składników rozdzielonych układów podwójnych z naszej Galaktyki (gwiazdki) oraz z układów z Wielkiego Obłoku Magellana (kwadraty). Masy i jasności wyrażone są w masach i jasnościach Słońca

Dotyczyło to Algola i β Aur, których paralaksy były już w tym czasie dość dobrze znane. Przez dłuższy czas używano układów zaćmieniowych właśnie w tym celu. W zasadzie pierwszą praktyczną próbą użycia gwiazd zaćmieniowych do wyznaczania odległości były prace Siergieja Gaposchkina z końca lat 30. Lecz dopiero na przełomie lat 60. i 70. Gaposchkin i, niezależnie, Tadeusz Dworak dość spektakularnie użyli statystycznego wariantu tej metody do określenia odległości do obu Obłoków Magellana oraz M31. Pomimo tego, że ich analiza obfitowała w wiele upraszczających założeń, otrzymane przez nich rezultaty są zaskakująco zbieżne z najbardziej dokładnymi obecnymi wyznaczeniami odległości do tych trzech obiektów. Najbardziej zdumiewające w tym wariancie metody jest jednak to, że aby określić rzeczywiste (lub inaczej mówiąc: absolutne) rozmiary układu zaćmieniowego, nie są wcale potrzebne prędkości radialne obu składników! Aby obliczyć półoś wielką układu, wystarczy znać okres orbitalny układu, który może być wyznaczony bardzo dokładnie z obserwacji fotometrycznych. Obie te dynamiczne wielkości są związane poprzez trzecie prawo Keplera z całkowitą masą układu. Jeśli teraz w naszej analizie przyjmiemy pewną statystyczną zależność łączącą masę gwiazdy i jej dzielność promieniowania (np. relacja Eddingtona dla karłów ciągu głównego — patrz rys. 2), to możemy „wyznaczyć” cały zestaw parametrów „fizycznych” obu składników układu pod warunkiem, że w jakiś sposób oszacujemy jasność powierzchniową składników, np. przez określenie temperatury efektywnej. Porównując następnie jasność absolutną z jasnością obserwowaną, możemy określić odległość do układu. Obecnie takie podejście ma jedynie wartość historyczną, choć należy nadmienić, że wariant tej metody może być użyty do szybkiego i dość dokładnego określenia fizycznych parametrów składników wielu układów zaćmieniowych jednocześnie, pod warunkiem, że odległość do nich jest znana — leżą na przykład w jednej gromadzie gwiazd lub galaktyce — oraz posiadają jednorodną i dobrej jakości fotometrię.

Kalibracja temperatury efektywnej

Opisana wyżej metoda statystyczna nie ma żadnej wartości, jeśli chcemy znać dokładną odległość do pojedynczego układu zaćmieniowego. Używane dzisiaj warianty polegają na wyznaczaniu indywidualnych odległości do konkretnych układów, co przy ich dużej liczbie może pozwolić zbudować swego rodzaju trójwymiarową mapę rozkładu materii w obiekcie, w którym leżą badane układy. We wszystkich tych wariantach istotne jest określenie jasności powierzchniowej obu składników układu. Klasyczne podejście stosowane przez niektórych badaczy polega na użyciu kalibracji pomiędzy temperaturą efektywną gwiazdy a jej typem spektralnym lub indeksem barwy. Szczególnie popularny, choć niestety nie ze względu na swoje zalety, lecz powszechność, jest kolor (B-V). Jeżeli znamy poczerwienienie międzygwiazdowe w kierunku danej gwiazdy zaćmieniowej, możemy łatwo policzyć jasność powierzchniową obu gwiazd. Mnożąc to przez ich powierzchnię, otrzymujemy całkowitą jasność układu w wybranej długości fali. Porównując następnie z jasnością obserwowaną, prosto znajdujemy odległość.

Ten sposób wyznaczenia jasności powierzchniowej jest jednak mało dokładny, zależy od znajomości nadwyżki barwy E(B-V) oraz od kalibracji temperatury efektywnej. Takich kalibracji jest kilkanaście i znacząco różnią się one między sobą dla gorących i bardzo chłodnych gwiazd. Tę metodę zastosowano jak dotąd do obu Obłoków Magellana, jednak ze znacznym rozrzutem wyników. Metoda ta może mieć pewne znaczenie, jeżeli odległość wyznaczymy z istotnej statystycznie próbki gwiazd zaćmieniowych — będzie to rodzaj paralaksy statystycznej. W ten sposób ostatnio, z dość dużą precyzją 5%, wyznaczono odległość do Małego Obłoku Magellana. Średnia z 10 użytych gwiazd zaćmieniowych dała moduł dystansu do tej galaktyki równy m - M = 18,92 ± 0,10 (60,8 ± 2,9 kpc), a więc bardzo bliski wartości, która najczęściej jest przyjmowana obecnie. Jednak jak w przypadku wszystkich statystycznych metod pomiaru odległości (metoda oparta na cefeidach jest równie ż tego przykładem), poziom błędu systematycznego jest trudny do oszacowania, co znacząco komplikuje interpretację takiego wyniku.

Teoretyczne modele atmosfer gwiazdowych

Inny, mniej banalny, lecz znacznie bardziej skomplikowany sposób zaproponował zespół astronomów z Uniwersytetu Villanowa w USA prowadzony przez Edwarda Guinana. Ten wariant metody wykorzystuje absolutną, pozaatmosferyczną spektrofotometrię danego układu zaćmieniowego w zakresie ultrafioletowym i optycznym, czyli mówiąc inaczej, obserwowany rozkład energii w widmie (SED). Korzystając z zaawansowanego pakietu modeli atmosfer o nazwie ATLAS 9, uzyskuje się najlepsze dopasowanie modelowe do rozkładu energii, biorąc jako parametry wejściowe m.in. tzw. czynnik osłabienia blasku (ang. attenuation factor), temperaturę efektywną jednej z gwiazd oraz poczerwienienie w tym kierunku. Temperatura efektywna drugiej gwiazdy jest znana z rozwiązania krzywej blasku poprzez skalowanie temperaturą pierwszej (na ogół gorętszej) gwiazdy. Znając czynnik osłabienia blasku, równy (R/D)², możemy już bezpośrednio policzyć odległość D, znając promień gwiazdy R. Tutaj jasność powierzchniowa pojawia się jedynie pośrednio w czasie analizy wykorzystującej teoretyczne strumienie energii z jednostki powierzchni gwiazdy, obliczone na podstawie modelu atmosfery. Korzystając z tej metody, wyznaczono z bardzo dużą dokładnością sięgającą aż 3% indywidualne odległości do trzech gwiazd zaćmieniowych w Wielkim Obłoku Magellana, to jest w kolejności chronologicznej: HV 2274, HV 982 oraz EROS 1044. Wszystkie te układy zawierają masywne karły ciągu głównego typu B1-2, a ich jasność wypada w zakresie V = 14-15 mag. Pierwszy wynik uzyskany dla HV 2274 początkowo przemawiał za bliską skalą odległości do LMC (D = 46 kpc). Ale rezultaty otrzymane dla dwóch dalszych układów skomplikowały sprawę, zamiast ją uprościć. Okazało się, że pomimo głoszonej przez zespół z Villanowa wielkiej indywidualnej dokładności pomiaru, istnieje znaczący rozrzut pomiędzy wynikami. Średnia z tych trzech wynosi 47,8 kpc, co jest wartością leżącą mniej więcej w środku pomiędzy bliską i daleką skalą odległości. Czyżby salomonowy wyrok w kwestii problemu odległości do LMC?

Sprawa jest jednak nadal otwarta. Problemem tej metody jest zależność od przyjętego modelu atmosfer, a także, (co bardziej istotne) silna korelacja pomiędzy wyznaczoną temperaturą a poczerwienieniem międzygwiazdowym. Tę korelację autorzy metody starają się maksymalnie zmniejszyć, używając rozkładu energetycznego widma w możliwie jak najszerszym zakresie długości fal. Jednak przykład HV 2274 pokazuje, jak wynik może zależeć od przyjętego poczerwienienia lub strategii modelowania. Otóż dla tej jednej tylko gwiazdy, opierając się na tej samej fotometrii i spektroskopii, jej moduł odległości ogłaszano kolejno jako równy (w nawiasie rok): 18,54 (1997); 18,42; 18,30; 18,22 (1998); 18,40 (2000); 18,42 (2001) i wreszcie 18,36 (2002). Wydaje się więc uzasadnione, by sądzić, że mimo pozornie bardzo dużej dokładności metoda ta posiada pewien znaczący, lecz trudny do ustalenia poziom błędu systematycznego. Rozbieżności pomiędzy dotychczasowymi wynikami mogą być jeszcze inaczej interpretowane. Być może Wielki Obłok Magellana ma znaczącą grubość optyczną, większą niż to do tej pory zakładano. Przyjmuje się obecnie, że Wielki Obłok pomimo większych rozmiarów liniowych ma znacznie mniejszą grubość w kierunku linii widzenia niż Mały Obłok. Ten drugi w wyniku silnego oddziaływania pływowego naszej Galaktyki, kiedy przechodził w jej pobliżu jakieś 100 mln lat temu, jest znacząco zdeformowany, a dodatkowo powstał most materii łączący bezpośrednio obie galaktyki. Jest to główny powód preferowania Wielkiego Obłoku jako punktu odniesienia w skali odległości, gdyż uważa się, że jest on znacznie bardziej zwarty niż jego „mały” brat. Możliwe jednak, że nasze rachuby dotyczące Wielkiego Obłoku są mylne i jest on również znacznie zdeformowany. Byłby to spory kłopot, chociaż przynajmniej w części tłumaczyłoby to obserwowane rozbieżności wyznaczanych odległości do tej galaktyki. Zespół z Uniwersytetu Villanowa planuje określenie precyzyjnych odległości do jeszcze około 20 innych układów zaćmieniowych w ciągu najbliższych 57 lat w obu Obłokach Magellana. Powinno to pozwolić lepiej określić błędy systematyczne, jakie wnosi ta metoda oraz odpowiedzieć na pytanie, jaki jest rzeczywisty kształt i orientacja przestrzenna (czy też rozkład materii świecącej) tych satelitarnych galaktyk.

Bezpośrednia kalibracja jasności powierzchniowej

Rozważania na temat wyznaczania odległości za pomocą gwiazd zaćmieniowych chciałbym zakończyć opisem jeszcze innego wariantu metody, który jest najprostszy, najbardziej bezpośredni, z którym można wiązać duże nadzieje i którego gorącym orędownikiem jest Bohdan Paczyński z Uniwersytetu Princeton. Otóż można wykorzystać bezpośrednią kalibrację jasności powierzchniowej gwiazdy w zakresie V w funkcji normalnego indeksu barwy, otrzymaną z analizy gwiazd, których promienie kątowe zostały zmierzone bezpośrednio interferometrami pracującymi w zakresie optycznym lub bliskiej podczerwieni. Pod koniec lat 60. trwały próby z kolorem (B-V), a w latach 70. zaproponowano kolor (V-R). Opierając się na takiej kalibracji jasności, Claud Lacy w serii prac z lat 70. obliczył odległości do około 60 gwiazd zaćmieniowych w naszej Galaktyce. Ostatnio (1998) zaproponowano jeszcze inną kalibrację opartą na indeksie barwy (V-K). Taka kalibracja istnieje dla karłów i olbrzymów typów widmowych A, F, G i K. Jest ona bardzo słabo zależna zarówno od poczerwienienia, jak i metaliczności. To

Rys.3 Próbka możliwości interferometru na VLT: kształt gwiazdy Achernar (α Eri). Punkty przedstawiają indywidualne pomiary wraz z błędami, które są poniżej 0,1 mas! (Na obu osiach rozmiary kątowe wyrażone są w mas, czyli 0,001 sekundy łuku)

stanowi bardzo szczęśliwą okoliczność. Są jednak pewne kłopoty. Po pierwsze metoda wciąż zależy od wyznaczenia E(B-V) oraz stosunku ekstynkcji całkowitej do selektywnej oznaczanej zwyczajowo R. Otóż R typowo w naszej Galaktyce wynosi 3,1, może się jednak zmieniać dość znacznie w zależności od kierunku. Przyjmowanie typowej wartości R może prowadzić do pewnych (niewielkich na szczęście) błędów systematycznych. Po drugie, i ważniejsze, karły typów A, F są z odległości LMC widziane jako słabe gwiazdy, w najlepszym razie mające jasność V = 20 mag. Dla tak słabych gwiazd trudno jest uzyskać wysokiej jakości krzywe blasku i prędkości radialnych, które zapewnić by mogły dokładność wyznaczenia odległości z błędem nie przekraczającym 5%. Gdyby istniała dobra kalibracja tego rodzaju dla gwiazd gorętszych typu B, sprawa byłaby prosta. Pomiary interferometryczne średnic kątowych jasnych gwiazd B były wykonane już z górą 30 lat temu przez Hunbury Brown za pomocą interferometru o bazie 187 m i pracującego w zakresie niebieskim widma. Jednak wykonano je dla niewielu najjaśniejszych gwiazd (limit V = 2,5 mag.) i do tego gwiazd często silnie poczerwienionych. Problem, jaki się tu pojawia, to bardzo małe średnice kątowe tych gwiazd. Dopiero obecnie ruszają takie interferometry naziemne jak VLTI, o docelowej bazie co najmniej 200 m, czy CHARA o przewidywanej bazie aż 300 m, które będą w stanie je mierzyć z większą dokładnością niż ta, jaką osiągnięto 30 lat temu. Pierwsze jaskółki możliwości VLTI zostały już zaprezentowane, a najbardziej spektakularny z ogłoszonych do tej pory wyników dotyczy pomiaru kształtu Achernara — szybko rotującej gwiazdy szelowej typu B5V. Okazało się, że spłaszczenie tej gwiazdy jest zadziwiająco duże i wynosi aż 1/1,85, a to dzięki pomiarom rozmiarów kątowych wykonanym z dokładnością względną 2% (rys. 3). Jednak oba interferometry będą pracować głównie (jak na razie) w zakresie bliskiej podczerwieni, co ograniczy możliwości wykonania przez nie dokładnych pomiarów do średnic kątowych powyżej 0,5 mas. Gwiazd na niebie o typie widmowym B, które miałyby średnice kątowe większe od tego limitu, jest tylko kilkanaście. Zdecydowana większość z nich ma już pomierzone średnice kątowe, czy to stosując interferometrię długobazową czy też z obserwacji ich zakryć przez Księżyc, jednak ze stosunkowo dużymi błędami. Ponadto część z nich to nadolbrzymy, które są silnie poczerwienione, a ponadto posiadają pewne osobliwości jak silne, gęste wiatry czy jasne plamy na powierzchni. Dlatego dopóki oba interferometry nie ruszą na 100% swoich możliwości, dopóty dość trudno będzie budować dokładną (i statystycznie istotną) kalibrację na tak ograniczonym materiale obserwacyjnym

Można by sprawę kalibracji potraktować jeszcze inaczej — wykorzystać zaćmieniowe układy podwójne, w których oba składniki są typu B lub wczesnego A. Te układy, które mają separacje większe niż około 0,5 mas, mogłyby być rozdzielone przez interferometry naziemne. Co dalej? Otóż znając z rozwiązania krzywej blasku promienie względne obu składników (wyrażone w jednostkach ich separacji) i mierząc ich separację kątową na niebie, można by bezpośrednio otrzymać średnice kątowe tych gwiazd — zazwyczaj będą one wyraźnie mniejsze od nominalnej zdolności rozdzielczej interferometru. Tu pojawia się jednak kolejny problem, gdyż układów zaćmieniowych, które by spełniały wyżej podane kryteria, jest niezmiernie mało, dosłownie kilka na całym niebie. Pewna nadzieja pojawia się wraz z automatycznymi fotometrycznymi przeglądami całego nieba. Kilka takich projektów jest w toku (a kilka następnych jest planowane) m.in. All Sky Automatic Survey (ASAS) prowadzony przez Grzegorza Pojmańskiego z Uniwersytetu Warszawskiego, który w zamierzeniu ma prowadzić stały monitoring południowego nieba wszystkich obiektów jaśniejszych niż około 14 mag. (patrz „Urania-PA” 4/2001, s. 185). Jest nadzieja, że ten oraz inne podobne mu projekty pozwolą znaleźć kolejne jasne układy podwójne zaćmieniowe zawierające gorące składniki typu B. Na razie jednak żadnego takiego nowego układu nie wykryto. Pojawia się znowu pytanie, czy czekać na wyniki pomiarów interferometrycznych i przyszłą kalibrację jasności powierzchniowej dla najgorętszych gwiazd?

Rozwiązaniem może być użycie układów zaćmieniowych zawierających składniki typu F, G lub K, z których przynajmniej jeden byłby olbrzymem i na tyle dużej separacji pomiędzy nimi, że pozwalałoby to użyć istniejącą już kalibrację dla tych gwiazd. Układy takie są znacznie rzadsze niż układy zawierające karły ciągu głównego, ale są na tyle jasne, że z odległości 50 kpc świecą jako obiekty o V ∼ 17-18 mag. A to jest już wystarczające. Na 1460 gwiazd zaćmieniowych zidentyfikowanych przez zespół OGLE w Małym Obłoku Magellana w 1998 r. jedynie cztery układy spełniają tego typu kryteria, a na 2580 gwiazd zaćmieniowych wykrytych w Wielkich Obłoku Magellana (2003) tylko pięć. Ich okresy zawierają się w przedziale od około 75 do 400 dni. Jak do tej pory istnieje tylko jeden przykład wykorzystania trochę podobnego układu zawierającego dość zaawansowany ewolucyjnie składnik i znajdującego się w gromadzie kulistej ω Cen. Układ ten — OGLEGC 17 — posłużył ponadto do określenia górnego i dolnego limitu na wiek tej największej i jednej z najstarszych w naszej galaktyce gromady kulistej. Dla Obłoków Magellana nikt jak dotąd nie wykorzystał tej możliwości. Oczywiście, poza znalezieniem odpowiednich kandydatów należy jeszcze wykonać ich obserwacje w bliskiej podczerwieni w filtrze K oraz wysokiej jakości spektroskopię, która pozwoliła by zmierzyć z dokładnością względną około 2% amplitudy połówkowe prędkości radialnych. W przypadku tych czterech układów w Małym Obłoku oznaczałoby to dokładność docelową około 600 m/s. Na szczęście obecnie półkula południowa (a właściwie jedno miejsce — Chile) posiada kilka teleskopów klasy 6-8 m, które są w stanie bez większych problemów osiągnąć taką dokładność nawet dla gwiazdy V ∼ 18 mag. w czerwonym zakresie widma. Po teście tej metody dla Małego Obłoku można by zastosować ją również do Wielkiego Obłoku, a potem dla paru innych członków Lokalnej Grupy galaktyk. Mam tu na myśli przede wszystkim M31 i M33. Do tego dochodzą tysiące innych układów znalezionych w ramach projektów MACHO i EROS. Jest więc z czego wybierać kolejnych kandydatów i miejmy nadzieję, że znalezione układy pozwolą rozwiązać debatę wokół odległości do Wielkiego Obłoku Magellana, co pozwoli uściślić wyznaczenie stałej Hubblea i poszerzyć naszą wiedzę o wieku i rozmiarach naszego Wszechświata.

Dariusz Graczyk doktoryzował się w Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu z dziedziny gwiazd podwójnych zaćmieniowych. Obecnie pracuje jako nauczyciel fizyki w IV LO w Toruniu.