Gwiazdy pulsujące z katalogu ASAS

Tekst opracowany na podstawie odczytu wygłoszonego na XXXIV Zjeździe Polskiego Towarzystwa Astronomicznego, Kraków, 14–18 września 2009 r.

Gwiazdy pulsujące

Gwiazdy zmienne są znane od stuleci. Już w 1596 r. Fabricius odkrył zmienność Miry (ο Ceti), która regularnie pojawiała się na niebie i znikała, a cykl zmian jej jasności wynosił 11 miesięcy. Jednak dopiero pod koniec XVIII w., po skonstruowaniu przez Williama Herschela pierwszego teleskopu, zaczęto prowadzić systematyczne obserwacje gwiazd. W tym czasie odkryto wiele gwiazd zmiennych, w tym pulsujących, choć we wszystkich przypadkach zmiany jasności gwiazdy były tłumaczone zaćmieniami gwiazd w układach podwójnych lub rotacją pojedynczych gwiazd. Pomysł, że gwiazdy pulsują, po raz pierwszy pojawił się w 1879 r., jego autorem był August Ritter, ale dopiero w 1914 r. Harlow Shapley pokazał, że pulsacje są najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem zmienności gwiazdy δ Cephei. Od tego czasu gwiazdy pulsujące są cennym narzędziem służącym między innymi do wyznaczania odległości we Wszechświecie, testowania modeli ewolucyjnych gwiazd oraz badania wnętrz gwiazdowych.

Co astronomowie mają na myśli, mówiąc, że gwiazda pulsuje? Jako że gwiazdy to wielkie „kule gazowe” złożone głównie z wodoru i helu, ich pulsacje polegają na rozszerzaniu i kurczeniu się tworzącego je gazu, co powoduje zmiany rozmiarów lub kształtu gwiazdy, a co za tym idzie, również jej jasności. W pulsacjach udział biorą jedynie zewnętrzne warstwy gwiazdy, a jej centralne części zupełnie nie odczuwają ich wpływu. W zależności od tego, w jaki sposób odbywa się kurczenie i rozszerzanie, gwiazdy pulsujące dzielimy na kilka podtypów.

Rys. 1. Pulsacje radialne

Najprostszy rodzaj pulsacji to pulsacje radialne, polegające na sferycznie symetrycznym rozszerzaniu się i kurczeniu zewnętrznych warstw gwiazdy. Ponieważ zmiany odbywają się tylko wzdłuż promienia, można sobie wyobrazić, że cała gwiazda puchnie i maleje jak balonik, do którego na przemian wpuszczamy i wypuszczamy powietrze. Gdy wszystkie warstwy biorące udział w pulsacji rozszerzają się i kurczą razem, mówi się, że gwiazda pulsuje w modzie fundamentalnym lub podstawowym. Jeśli wewnątrz gwiazdy istnieje powierzchnia sferyczna materii, która się nie przemieszcza (tzw. węzeł), mówi się, że gwiazda pulsuje w pierwszym overtonie. Wtedy warstwa ponad tą nieruchomą powierzchnią kurczy się, gdy warstwa poniżej się rozszerza i odwrotnie. Gwiazda pulsująca w drugim overtonie posiada dwie takie nieruchome warstwy materii, w trzecim trzy, i tak dalej. Często ten typ pulsacji porównuje się do drgania struny i wtedy np. pierwszy overton odpowiada sytuacji, gdy na strunie jest jeden węzeł. Rysunek 1 przedstawia schematycznie takie porównanie.

Drugi typ pulsacji to oscylacje nieradialne — mamy wtedy do czynienia nie tylko ze zmianami promienia, ale też kształtu powierzchni gwiazdy. Ten typ pulsacji jest dużo bardziej skomplikowany, gdyż materia może przemieszczać się w trzech kierunkach zamiast jednego. W efekcie powierzchnia gwiazdy jest podzielona na pola, z których każde dwa sąsiadujące drgają w przeciwnych fazach. Można to sobie wyobrazić poprzez porównanie do fal na powierzchni np. oceanów.

Rys. 2. Diagram Hertzsprunga-Russella (HR) z zaznaczonymi grupami gwiazd pulsujących (Christensen-Dalsgaard 1998)

W grupie obiektów pulsujących radialnie znajdują się gwiazdy o dużych amplitudach zmiany blasku: Miry, RR Lyrae i δ Cephei. Pulsatory nieradialne charakteryzują się mniejszymi amplitudami i są to między innymi gwiazdy typu δ Scuti, β Cephei czy γ Doradus. Rysunek 2 przedstawia diagram Hertzsprunga-Russella (HR) z zaznaczonymi typami gwiazd zmiennych pulsujących. Na osi poziomej znajduje się temperatura efektywna (powierzchniowa) gwiazdy, a na pionowej jej jasność względem jasności Słońca; obie osie są w skali logarytmicznej. Rysunek został zaczerpnięty ze strony internetowej duńskiego profesora astrofizyki, specjalisty w dziedzinie pulsacji gwiazdowych, Jørgena Christensena-Dalsgaarda.1

Projekt ASAS

ASAS (All Sky Automated Survey) jest zautomatyzowanym projektem prowadzącym regularny przegląd nieba z południowej stacji obserwacyjnej Obserwatorium Astronomicznego UW, w Las Campanas Observatory (LCO) w Chile. Jego głównym celem jest ciągłe monitorowanie około 15 mln obiektów jaśniejszych niż V = 14 mag., w celu badania ich zmienności.

ASAS powstał w 1996 r. dzięki współpracy prof. Bohdana Paczyńskiego (Uniwersytet w Princeton), który był pomysłodawcą projektu, z dr. hab. Grzegorzem Pojmańskim (Uniwersytet Warszawski), który zbudował prototyp oraz napisał oprogramowanie sterujące instrumentami, obserwacjami oraz analizą danych. Ideą projektu był systematyczny przegląd wszystkich jasnych obiektów na niebie w celu stworzenia katalogu gwiazd zmiennych. Istniejące wówczas katalogi były bardzo niekompletne — obserwacje prowadzono wybiórczo, na fragmentach nieba, różnorodnymi instrumentami, więc o różnym zakresie jasności i charakterystykach próbek. Jednocześnie, dzięki wprowadzeniu kamer CCD i znacznemu postępowi w dziedzinie komputerów stała się możliwa fotometria masowa, czyli automatyczna analiza danych obserwacyjnych w czasie rzeczywistym.

Rys. 3. Zdjęcie teleskopów projektu ASAS w LCO w Chile. Wysoki budynek w tle to kopuła warszawskiego projektu OGLE („Urania–PA”, nr 1/2007). Co prawda ASAS jest projektem zautomatyzowanym, jednak w przypadku awarii niezbędna jest interwencja człowieka. W takich przypadkach nieoceniona jest pomoc członków zespołu OGLE

Na przełomie lat 1996/1997 zaczął działać prototyp ASAS-1, który po kilku latach został ostatecznie przekształcony w system ASAS-3, działający do dziś (patrz rys. 3). Obecny system składa się z dwóch teleskopów o szerokim polu widzenia (9°×9°) wyposażonych w filtry V i I. Obserwacje są rejestrowane przez kamery CCD i od razu wstępnie analizowane w LCO, a potem przesyłane do Warszawy, gdzie odbywają się dalsze etapy ich analizy oraz katalogowanie. Cały proces, od momentu zrobienia zdjęcia do momentu pojawienia się obserwacji na stronie internetowej projektu, jest zautomatyzowany, dzięki czemu zajmuje zaledwie kilka minut. Obecnie system ten obsługuje jedynie obserwacje w filtrze V, natomiast obserwacje w filtrze I są redukowane i analizowane okresowo, po przetransportowaniu surowych danych do Warszawy.

Ponieważ ideą projektu jest powszechny dostęp do wszystkich obserwacji, katalogi gwiazd ASAS są umieszczone na stronie internetowej:

http://www.astrouw.edu.pl/asas

gdzie każdy może obejrzeć i ściągnąć krzywą zmiany jasności (krzywą blasku) dowolnego obiektu obserwowanego przez teleskopy ASAS. Na stronie tej można także uzyskać więcej informacji o historii i aktualnym stanie projektu. O ASAS-ie można również przeczytać w miesięczniku „Delta”, nr 07/07.

Gwiazdy pulsujące z katalogu ASAS

Gwiazdy typu RR Lutni

Katalog gwiazd zmiennych projektu ASAS (zakładka „ACVS” na stronie internetowej wspomnianej wyżej) zawiera około 50 tys. gwiazd zmiennych, w tym ponad 5 tys. gwiazd pulsujących regularnie. Jest to między innymi 2200 gwiazd typu RR Lutni, 1200 gwiazd typu δ Cephei czy też 1300 gwiazd typu δ Scuti. Każdy typ jest interesującym przedmiotem badań dla astronomów zajmujących się gwiazdami pulsującymi, a dane projektu ASAS były w tym celu wielokrotnie wykorzystywane. Mimo to lista ciekawych (i często prostych do zrealizowania) tematów pozostaje wciąż niewyczerpana. Jednym z przykładów może być użycie gwiazd typu RR Lutni do badania historii tworzenia się naszej Galaktyki. Jest to projekt, który kilka miesięcy temu zrealizowaliśmy wspólnie z Grzegorzem Pojmańskim i Bogumiłem Pileckim, a wynikom poświęcę dalszą część tego artykułu.

Na początek kilka słów o samych gwiazdach typu RR Lutni, zwanych najczęściej gwiazdami typu RR Lyrae (w skrócie RR Lyr). Są to jedne z najwcześniej poznanych i najchętniej badanych gwiazd pulsujących. Ich okresy pulsacji zawierają się w przedziale 0,2–1,2 dnia, a amplitudy zmiany jasności wynoszą od 0,2 do 1,6 mag. w filtrze V. Tak szybkie i duże zmiany jasności sprawiają, że obiekty te są łatwe do zaobserwowania. Dodatkowym atutem są bardzo charakterystyczne krzywe blasku, dzięki którym trudno jest je pomylić z innym typem gwiazd zmiennych.

Rys. 4. Dwie przykładowe krzywe blasku gwiazd typu RR Lyr. Rysunek po lewej stronie przedstawia gwiazdę pulsującą w modzie fundamentalnym (RRab) — jej krzywa ma większą amplitudę i jest wyraźnie niesymetryczna. Po prawej stronie widzimy krzywą blasku gwiazdy pulsującej w pierwszym overtonie (RRc), o mniejszej amplitudzie i większej symetrii. Obie krzywe blasku pochodzą z katalogów ASAS

Gwiazdy typu RR Lyr pulsują radialnie, głównie w modzie fundamentalnym (nazywamy je wtedy RRab) lub w pierwszym overtonie (RRc), choć obserwuje się również obiekty pulsujące w obu modach jednocześnie. Dwie przykładowe krzywe blasku (RRab i RRc) zostały przedstawione na rys. 4.

Średnia jasność absolutna gwiazdy typu RR Lyr jest w pierwszym przybliżeniu stała i wynosi około V ≈ 0,6 mag. Dzięki temu są one wykorzystywane jako tzw. „świece standardowe” przy wyznaczaniu odległości do gromad kulistych, Centrum Galaktyki czy też do pobliskich systemów gwiazdowych.

Jeśli chodzi o własności fizyczne, gwiazdy z grupy RR Lutni to obiekty mało masywne (około 0,7 M_⨀) i dość chłodne, o temperaturach efektywnych w granicach 6000–7500 kelwinów. Promień takiej gwiazdy wynosi około 4–6 R_⨀, przy czym większa część masy gwiazdy jest skupiona w niewielkim jądrze o promieniu w przybliżeniu równym promieniowi Ziemi (R_Z ≈ 0,009 × R_⨀). Są to obiekty bardzo stare — ich wiek jest rzędu 10–12 miliardów lat — więc ich skład chemiczny odpowiada składowi wczesnego Wszechświata, a właściwości dynamiczne dostarczają informacji o rozkładzie i kinematyce starych populacji gwiazdowych. Można powiedzieć, że gwiazdy te pamiętają początki Wszechświata oraz powstawanie naszej Galaktyki.

Gwiazdy typu RR Lyr są obiektami populacji drugiej, czyli tworzą podsystem sferyczny Drogi Mlecznej (w przeciwieństwie do młodych gwiazd populacji pierwszej, które znajdują się głównie w dysku Galaktycznym, np. typu δ Cephei) i po raz pierwszy zaobserwowano tego typu gwiazdy właśnie w gromadach kulistych Galaktyki.

Podsumowując: łatwość zaobserwowania, prawie stała jasność absolutna (czyli dość dobrze określona odległość) oraz zaawansowany wiek pozwalający poznać wczesne stadium formowania galaktyk sprawiają, że gwiazdy typu RR Lutni są chętnie badaną grupą gwiazd pulsujących.

Bogatym źródłem informacji o gwiazdach typu RR Lyr, wraz z odnośnikami do odpowiednich prac, jest książka pt. RR Lyrae Stars (Horace A. Smith, 1995).

Gwiazdy typu RR Lutni a dychotomia Oosterhoffa

Początki badań nad gwiazdami typu RR Lyr są związane z odkryciem gwiazd zmiennych w gromadach kulistych (początek XX w.). Zauważono wtedy, że gromady kuliste naszej Galaktyki dzielą się na dwie wyraźnie różne grupy, a przynależność gromady do jednej z grup jest określana na podstawie właściwości gwiazd typu RR Lutni w tej gromadzie. Właściwości te to średni okres pulsacji oraz stosunek liczby gwiazd pulsujących w pierwszym overtonie (RRc) do pulsujących w modzie fundamentalnym (RRab), czyli N = N_RRc/N_RRab. Te dwie grupy zostały nazwane grupami Oosterhoffa I i II od nazwiska odkrywcy, Pietera Oosterhoffa i dla wygody będą dalej nazywane „Oo I” i „Oo II”. I tak w gromadach kulistych typu Oo I średni okres pulsacji gwiazd RRab wynosi ⟨P_RRab⟩ = 0,55 dnia, a w gromadach kulistych typu Oo II ⟨P_RRab⟩ = 0,64 dnia. Natomiast stosunek liczby gwiazd RRc do RRab jest mniejszy dla gromad typu Oo I i wynosi N = 0,17, a dla Oo II N = 0,44. W trakcie dalszych badań nad gromadami kulistymi zauważono, że gwiazdy RR Lyr w różnych grupach Oosterhoffa mają inne metaliczności (miarą metaliczności gwiazdy jest najczęściej stosunek ilości żelaza do ilości wodoru w gwieździe — [Fe/H], względem [Fe/H] słonecznego, wyrażony w logarytmie). Mianowicie, gromady typu Oo I okazały się być bogatsze w metale niż Oo II.

Rys. 5. Diagram okres-amplituda (diagram Baileya) dla gwiazd RRab z katalogu ASAS. Przerywane linie to przybliżone zależności okres – amplituda dla gwiazd RR Lutni typu Oo I oraz Oo II, obserwowane w Drodze Mlecznej

Opisane wyżej zjawisko nazywane „dychotomią Oosterhoffa”, jest ono najlepiej widoczne i najczęściej prezentowane na tzw. „diagramie Baileya”, który przedstawia amplitudę pulsacji versus logarytm okresu pulsacji. Gwiazdy RR Lutni w gromadach, pulsujące w modzie fundamentalnym (czyli RRab), umieszczone na diagramie Baileya, układają się wzdłuż dwóch rozdzielonych, w przybliżeniu równoległych linii tak, że gwiazdy o dłuższych okresach mają mniejsze amplitudy i dla zadanej wartości amplitudy gwiazdy RRab typu Oo II mają dłuższe okresy pulsacji (patrz rys. 5).

Już wielokrotnie podejmowano próby wyjaśnienia tego zjawiska i nadal nie ma w tej kwestii pełnej zgody. Obecnie uczeni uważają, że główną przyczyną charakterystycznego rozdzielenia grup jest różnica jasności gwiazd spowodowana różnym zaawansowaniem ewolucyjnym (wiekiem) poszczególnych gwiazd RR Lutni. Ściślej, obiekty, które układają się wzdłuż relacji typowej dla grupy Oo II, są bardziej zaawansowane w swojej ewolucji niż te, które należą do grupy Oo I. Dodatkowo, na podstawie niezależnych informacji wykazano, że gromady typu Oo I i Oo II różnią się wiekiem — Oo I są około 2–3 mld lat młodsze niż gromady Oo II, co jest zgodne z powyższym.

Tak wygląda sytuacja w gromadach kulistych naszej Galaktyki. Natomiast w przypadku gwiazd pola galaktycznego (niezwiązanych w gromadach) jest ona bardziej skomplikowana, gdyż nie ma zgody co do tego, czy dychotomia Oosterhoffa jest obecna wśród gwiazd pola czy też nie. Pierwsza wzmianka o jej istnieniu pojawiła się już 30 lat temu, choć praca była oparta o małą próbkę gwiazd — zaledwie 170 obiektów z niektórych fragmentów nieba. Jednak w ostatnich latach dzięki systematycznym przeglądom nieba liczba znanych gwiazd RR Lutni w polu galaktycznym znacznie wzrosła. I tak przy pomocy danych projektu QUEST (około 400 gwiazd RRab w odległościach od 4 do 60 kiloparseków od Słońca) astronomowie wykazali, że dychotomii Oosterhoffa w halo galaktycznym nie ma (ściślej, nie istnieje ona wśród gwiazd pola; wszyscy są zgodni, że istnieje w gromadach kulistych).

Kilka lat później (w 2006 r.) ukazała się praca na podstawie danych projektu NSVS („Northern Sky Variability Survey”) zawierających około 600 pobliskich gwiazd RRab, w zasięgu do 4,5 kiloparseka, w której również nie potwierdzono istnienia grup Oosterhoffa wśród gwiazd pola galaktycznego.

Z kolei dwa lata później taki sam diagram skonstruowano dla około 800 gwiazd RRab z halo Galaktyki (z wyłączeniem gromad kulistych), znajdujących się na odległościach od 4 do 20 kiloparseków, na podstawie danych zebranych przez projekt „Lowell Observatory Near Earth Objects Survey Phase I” (LONEOS-I). W tym przypadku wynik jest zupełnie różny — większość gwiazd RR Lutni grupuje się w obszarach odpowiadających typom Oosterhoffa I i II obserwowanym dla gromad kulistych, szczególnie w rejonie okupowanym przez gwiazdy typu Oo I. Wynik ten jest bardziej wiarygodny niż wynik projektu QUEST, gdyż bazuje na większej liczbie gwiazd i bardziej jednorodnym ich rozkładzie na niebie. Podsumowując, według obecnego stanu wiedzy dychotomia Oosterhoffa, typowa dla gromad kulistych, jest obecna wśród gwiazd pola w halo galaktycznym, choć nie obserwujemy jej w bliskiej okolicy Słońca (do ~4 kpc).

Jakie to ma znaczenie i dlaczego jest interesujące? Otóż fakt ten ma znaczący wpływ na teorie tworzenia się i ewolucji naszej Galaktyki. Według ostatnich obliczeń, różnice wieku między typowymi gromadami Oo I i Oo II wynoszą 2–3 mld lat (Oo I są młodsze), co oznacza, że gromady te powstały w innym czasie. Dodatkowo, różnice zawartości metali między gromadami typu Oo I i Oo II sugerują, że mogły one powstać także w innych miejscach we Wszechświecie, a dopiero potem zostać włączone do halo naszej Galaktyki. Jedna z wiodących hipotez dotyczących powstawania halo Drogi Mlecznej zakłada właśnie, że halo naszej Galaktyki powstało poprzez akrecję fragmentów pobliskich galaktyk karłowatych. Jednak okazuje się, że wszystkie pobliskie galaktyki nie tylko nie wykazują dychotomii Oosterhoffa, ale też mają inną zawartość metali niż zmierzona dla grup Oo I i Oo II w Drodze Mlecznej. Wydawałoby się więc, że hipotezę o akrecji można by odrzucić, gdyby nie brak dychotomii Oosterhoffa w bliskiej okolicy Słońca (do około 4 kiloparseków), wykazany na podstawie danych projektu NSVS.

Okazuje się jednak, że wynik uzyskany przez zespół NSVS może być zweryfikowany na podstawie danych projektu ASAS, ponieważ oba projekty mają podobny zasięg, jeśli chodzi o obserwacje gwiazd typu RR Lutni (do około 4 kiloparseków), z tym że katalog ASAS zawiera ponad dwa razy więcej gwiazd RRab niż NSVS (1400 vs 600). W celu weryfikacji rezultatów skonstruowaliśmy diagram Baileya dla gwiazd RR Lutni z katalogu ASAS pulsujących w modzie fundamentalnym (rys. 5). Widzimy, że gwiazdy przyjmują różnorakie wartości okresów i amplitud, choć wyraźnie grupują się w obszarach typowych dla grup Oosterhoffa, przy czym większość znajduje się w rejonie grupy Oo I. Jest to wynik istotnie różny od rezultatów projektu NSVS, gdyż wykazuje istnienie dychotomii Oosterhoffa również w bliskiej okolicy Słońca.

Ciekawe, że mimo podobieństwa próbek ASAS i NSVS, otrzymaliśmy różne rezultaty. Wyniki szczegółowych badań wykazały, że rozbieżność ta wynika z błędnie wyznaczonych amplitud pulsacji gwiazd RR Lutni w katalogu NSVS. Powodem błędnych wartości amplitud jest najprawdopodobniej to, że obserwacje NSVS były prowadzone bez użycia filtrów, dopiero potem przeliczane do wartości, jakie obserwowalibyśmy, używając filtru V.

Podsumowując, dane projektu ASAS pozwoliły ostatecznie ustalić, że dychotomia Oosterhoffa obserwowana jest nie tylko w dalekim halo Drogi Mlecznej, ale i w okolicy Słońca, czyli w całej naszej Galaktyce. Jest to ważny wynik, gdyż na jego podstawie można odrzucić teorię powstawania halo Drogi Mlecznej poprzez akrecję fragmentów pobliskich galaktyk karłowatych, ponieważ w naszej Galaktyce nie obserwuje się gwiazd (typu RR Lutni) o takiej zawartości metali, jaką mają gwiazdy w owych galaktykach. Z drugiej strony, istnienie dwóch populacji gwiazd RR Lutni o wyraźnie różnych zawartościach metali utwierdza nas w przekonaniu, że w historii powstawania Drogi Mlecznej musiały pojawić się ciekawe epizody (na przykład zderzenie z inną galaktyką czy też wręcz jej wchłonięcie), które wzbogaciły naszą Galaktykę o dodatkową populację gwiazd.