Przejdź do treści

Patrząc gołym okiem na rozgwieżdżone niebo, dostrzeżemy całkiem sporo przedstawicielek typu A: wśród 22 gwiazd pierwszej (lub niższej) wielkości gwiazdowej jest ich 5, łącznie z najjaśniejszym Syriuszem. Wega, Syriusz, Fomalhaut i Altair układają się niemal dokładnie wzdłuż ciągu głównego od podtypu A0 do A7 (rys. 1). Na uwagę zasługują doskonale znane gwiazdy Wielkiego Wozu — pięć z nich (od β do ζ) reprezentuje ciąg główny w podtypach od A0 do A3. Ich zbliżona jasność widoma sugeruje, że muszą leżeć prawie w tej samej odległości; rzeczywiście, nie licząc nieco dalszej e UMa, średni dystans dzielący nas od nich to 25 parseków.

Rys.1a Rys.1b
Rys.1  Diagram HR dla gwiazd typu A (wg J. Kaler).

Jedna z gwiazd typu A pierwszej wielkości — Deneb — to już nadolbrzym, odległy o około 500 parseków. Przy absolutnym blasku -7,3 magnitudo jest to jedna z najjaśniejszych gwiazd typu A w całej naszej Galaktyce. Rozmiarami 50-krotnie przewyższa Słońce, toteż umieszczona na jego miejscu w Układzie Słonecznym rozciągałaby się poza orbitę Merkurego. Nadolbrzymy typu A należą do rzadkości; kolejny — η Leo (tuż nad Regulusem) — jest gwiazdą trzeciej wielkości. Nieco liczniejsze są olbrzymy — należą do nich m.in. Rasalhague (α Opi, A5), γ Boo (A7) oraz położona u stóp Oriona (w sąsiedztwie gwiazdy Rigel) β Eri (A3).

Przypomnijmy (patrz „Urania – PA” 2/02), że typ widmowy A otwierał oryginalną klasyfikację widm stworzoną w roku 1891 w obserwatorium Harvarda. Kryterium wyróżniającym były silne, szerokie linie wodoru. Jeśli mielibyśmy wskazać cechę rozpoznawalną od razu nawet na widmach o niskiej dyspersji, zapewne byłby to rzucający się w oczy regularny wzór serii Balmera w zakresie widzialnym. Ponadto widoczne są jeszcze linie K i H zjonizowanego wapnia (393,4 oraz 396,8 nm — ta druga zblendowana z linią wodoru), w miarę wzrostu temperatury bardzo szybko słabną linie Ca I 422,6 nm oraz Mg II 448,1 nm. Ogólnie rzecz biorąc, wygląd widma gwiazd typu A, zwłaszcza natężenie linii metali, może być w istotny sposób zmieniony przez osobliwości składu chemicznego atmosfery.

Zaskakujące jest, że znaczna liczba gwiazd typu A (około jedna czwarta) wykazuje osobliwość polegającą na osłabieniu linii wapnia, magnezu i skandu przy jednoczesnym wzmocnieniu linii pierwiastków grupy żelaza (Fe, Ti, V, Cr, Mn) i jeszcze cięższych (Co, Ni, Cu, Zn, Sr). Gwiazdy te określa się mianem metalicznych i oznacza symbolem Am. Dwie inne cechy odróżniające gwiazdy Am od innych gwiazd A to prędkość rotacji (zwykle mniejsza od 40 km/s przy typowej rzędu 150 km/s) oraz ich podwójność (być może nawet wszystkie wchodzą w skład układów). Okresy obiegu są najczęściej krótsze od ok. 100 dni. Przeważnie sugeruje się, że powolna rotacja jest wynikiem synchronizacji obrotu z obiegiem orbitalnym. Uderzającą własnością gwiazd metalicznych jest brak pola magnetycznego (a jego wykrycie powinno być łatwe wobec niewielkiego poszerzenia rotacyjnego linii), tym bardziej że inna grupa gwiazd typu A o osobliwych widmach wykazuje istnienie bardzo silnych pól magnetycznych.

Rys.2
Rys.2  Zmiany: a) szerokości równoważnych (Wλ/Wλ max), prędkości radialnych (Vr), (b) jasności (V) i podłużnej składowej pola magnetycznego (H) w gwieździe magnetycznej α2 CVn. Różnymi symbolami oznaczone są wielkości uzyskane na podstawie linii różnych pierwiastków.

Mowa oczywiście o słynnych gwiazdach magnetycznych Ap („p” pochodzi od słowa peculiar — osobliwy). Cechą spektroskopową od początku wyróżniającą je wśród innych gwiazd A jest obecność w widmach wzmocnionych linii absorpcyjnych krzemu, chromu, strontu i europu (a niekiedy innych pierwiastków z grupy ziem rzadkich). U wszystkich gwiazd Ap, począwszy od 1947 r., zaobserwowano rozszczepienie zeemanowskie linii; odpowiadające natężenia pól magnetycznych mieszczą się w przedziale od 1000 do 34000 gausów. Obecnie uważa się raczej, że to pole magnetyczne, a nie samo wzmocnienie niektórych linii absorpcyjnych, jest istotnym wyróżnikiem gwiazd Ap.

Rys.3
Rys.3  Wyjaśnienie obserwowanych zmian podłużnej składowej pola magnetycznego na gruncie modelu skośnego rotatora. W przypadku a) obserwator w ciągu jednego cyklu widzi oba bieguny o przeciwnej polaryzacji, w przypadku b) widoczny jest tylko jeden biegun.

Obok osobliwości widma cechą charakterystyczną gwiazd Ap jest ich szczególny rodzaj zmienności: z takim samym okresem ulegają zmianie jasność, prędkość radialna, szerokości równoważne linii oraz natężenie pola magnetycznego (rys. 2a i 2b). Okresy zmienności na ogół zawierają się w przedziale od kilku do kilkudziesięciu dni (choć najdłuższe to… 22 i 72 lata!). Obserwowane zmiany tłumaczy model skośnego rotatora (rys. 3). Zakłada on m.in., że pierwiastki, których linie wykazują zmiany, nie są rozłożone na powierzchni gwiazdy w sposób równomierny, lecz tworzą jasne plamy. W fazie 0, w której jasność oraz szerokości równoważne linii osiągają maksimum, a prędkość radialna przechodzi przez zero, jasna plama pierwiastków ziem rzadkich przechodzi przez południk obserwatora. Ponieważ natężenie składowej podłużnej pola magnetycznego osiąga maksimum w fazie 0,5, plama musi być usytuowana po przeciwnej stronie gwiazdy niż biegun magnetyczny.

Na koniec naszej prezentacji gwiazd typu A powróćmy na chwilę do Syriusza. Już w 1717 r. Edmund Halley zauważył, że jego wyznaczenia pozycji tej gwiazdy nie są zgodne z wcześniejszymi. Potwierdził to Friedrich Bessel w 1844 r., określając ruch własny gwiazdy na 1'', 3 na rok. Zauważył ponadto, że droga Syriusza na tle odległych gwiazd jest linią falistą i wyciągnął stąd wniosek o posiadaniu przez Syriusza niewidocznego towarzysza. Wniosek potwierdzono w roku 1862, dostrzegając znacznie słabszego Syriusza B (11,5 magnitudo). W roku 1914 uzyskano widmo tej gwiazdki, a jego analiza wprawiła ówczesnych astronomów w niemałe zakłopotanie. Jak wspomina Artur Eddington w książce „Stars and Atoms” — Komunikat z Syriusza B po rozszyfrowaniu brzmiał: „Składam się z materii o gęstości 3000 razy przewyższającej wartości, które znacie. Tona mojej materii jest małą bryłką, którą z łatwością można zamknąć w pudełku od zapałek.” Jaką odpowiedź można było dać na taki komunikat? Odpowiedź, jaką większość z nas dała w roku 1914, brzmiała: „Przestań bredzić!”.

Jak wiemy, niezwykłe własności Syriusza B okazały się jednak faktem, a on sam stał się prototypem białych karłów — zdegenerowanych pozostałości gwiazd dorównujących masą Słońcu, ale zamkniętych w obszarze o promieniu rzędu 1500 km. Choć tak niepozorne, odegrały przecież znaczącą rolę w rozwoju astrofizyki w ubiegłym stuleciu. I będą nam jeszcze towarzyszyć w opowieściach o gwiazdach najgorętszych.

Krzysztof Rochowicz
(Źródło: „Urania — PA” nr 1/2003)