Okultacja Porrimy i historia jej badań

Porrima to gwiazda podwójna, która nawet współcześnie wydaje się interesująca.  Robert Burnham Jr (1931-1993) w połowie lat sześćdziesiątych ubiegłego wieku opisał ją ,,jako jasnożółte reflektory samochodu nadjeżdżającego do nas z odległego kosmosu”.   Jako gwiazda podwójna jest dość wyjątkowa, gdyż oba składniki mają prawie równą jasność odpowiednio 3.65 i  3.56 magnitudo. Separacja składników jest zmienna w czasie, gdyż gwiazdy obiegają wspólny środek ciężkości w  okresie 169 lat. Gwiazdy były najbliżej siebie ostatnio pod koniec maja  2005 roku. Ich odległość kątowa wynosiła wtedy tylko 0,35” (prognoza z 1999 roku opracowana przez Staffana Söderhjelma z obserwatorium w Lund periastron przepowiadała na środek kwietnia 2005 r.). W większości amatorskich teleskopów  zlewały się w jeden obiekt. W miarę upływu czasu separacja składników się jednak zwiększa. Maksimum separacji będzie w 2088 i osiągnie wielkość sześciu sekund kątowych. Aktualnie wynosi 2,55” i jest wystarczająco duża, aby gwiazdy obserwować jako oddzielne w amatorskich teleskopach. Ponieważ Porrima leży blisko ekliptyki (2 stopnie kątowe na północ) dochodzi do zasłonięcia tej gwiazdy przez Księżyc.

Wyjątkowa okazja obserwacji tego układu podwójnego będzie w najbliższą sobotę 3 czerwca br.

We wczesnych godzinach nocnych ok. 21.30 nastąpi okultacja Porrimy przez Księżyc. Okultacje gwiazd przez Księżyc są doskonałą okazją do rozdzielnia okładów podwójnych. Tak będzie i tym razem.

Historia badań

Porrima znana z katalogu Bayera jako gamma Virginis była wykorzystywana w nawigacji już w czasach starożytnych. Pełniła też istotną rolę w wyznaczaniu czasu. W wyniku obserwacji  dokonanych jeszcze w drugiej połowie  XVII (Jean Richaud /1633-1693/)  i pierwszej połowie XVIII wieku  (James Bradley /1693-1762/) okazało się, że jest gwiazdą podwójną.  William Herschel (1738-1822) rozpoznał, że układ dwóch gwiazd jest związany grawitacyjnie, ale dopiero jego syn John obliczył wstępnie parametry orbity. Wtedy nie było jeszcze pewne, że prawo grawitacji da się zastosować do układu gwiazd. Dzisiaj oddalanie się i przybliżanie składników tego układu podwójnego nie budzi już emocji takich, jakie były udziałem astronomów w latach 30-tych XIX wieku. Wówczas niektórzy twierdzili, że gwiazdy zmierzają do zderzenia. Oczekiwano katastrofy, która jednak nie nastąpiła.  Zamiast katastrofy zaobserwowano cykliczne zmiany odległości kątowych tych gwiazd. W tamtych czasach w programie poszukiwania gwiezdnej paralaksy odkrywano wiele układów podwójnych, ale ten okazał się wyjątkowy. To w pierwszej połowie lat trzydziestych XIX wieku na tym układzie gwiazd sprawdzano prawo grawitacji Newtona, czy działa na tak dużej odległości?

W 1836 roku z niepokojem oczekiwano ponownej widoczności gwiazdy. Kiedy w styczniu ukazała się na porannym niebie po okresie niewidoczności (koniunkcja ze Słońcem) okazało się, że nie jest to układ podwójny, ale znowu pojedyncza gwiazda. William Henry Smyth (1788 – 1865) w swoim prywatnym obserwatorium w Bedford w południowej Anglii, przy pomocy refraktora o średnicy prawie sześciu cali nie był w stanie rozdzielić składników. Nawet John Herschel (1792-171) przy pomocy 18 calowego reflektora nie mógł tego dokonać. Porrima była znów pojedynczą gwiazdą! Dopiero Wilhelm Struve (1793 – 1864) w obserwatorium w Dorpacie, dysponujący doskonałym refraktorem o średnicy 9,6 cala, w ciągu trzech kolejnych nocy pod koniec maja 1836 roku zmierzył separacje składników i uzyskał wynik 0,25”. Gwiazda znowu była podwójna.

Więcej szczegółów można znaleźć w artykule Rogera W. Sinnotta, Porrima at Periastron ,,Sky & Telescope”  109 (2005), 74 i Paula Haley’a,  Porrima nearst periastron Journal of the British Astronomical Association, 99 nr 4 (1989), 179-182.