URANIA — Postępy Astronomii  on–line
archiwum Uranii Urania - Archiwum on-line
Urania 10/1983
Rocznik 1983:
Linki sponsorowane:
Zawartość witryny:

Chromosfery gwiazdowe

Jerzy Sikorski — Gdańsk

Zapewne każdemu z czytelników znany jest podział atmosfery Słońca na fotosferę, chromosferę i koronę. Dwie ostatnie warstwy widać bezpośrednio w czasie całkowitego zaćmienia Słońca. W każdym niemal podręczniku astronomii znajdziemy efektowne zdjęcia korony słonecznej. Chromosfera jest wprawdzie mniej fotogeniczna, jednak w momencie zaćmienia widać ją wyraźnie jako wąską czerwoną obwódkę wokół zakrytej tarczy Słońca.

Rys. 1 Rys. 1. Przebieg temperatury z wysokością w fotosferze i chromosferze Słońca.

Na temat chromosfery słonecznej wiemy obecnie dość dużo. Analizując jej widmo udało się odtworzyć przebieg temperatury, gęstości, ciśnienia i koncentracji swobodnych elektronów z wysokością. Najbardziej charakterystyczną cechą (w porównaniu z całym wnętrzem oraz z fotosferą) jest tu odwrócenie gradientu temperatury. Ilustruje to rys. 1. Temperatura w fotosferze spada na zewnątrz, osiąga na pewnej wysokości minimum a następnie zaczyna się jej wzrost; początkowo dość szybki (ok. 5 K/km) a następnie znacznie wolniejszy (około 0,5 K/m). Miejsce, gdzie temperatura osiąga minimum (tzw. wysokość minimum temperaturowego) uznawane jest za dolną granicę chromosfery. Natomiast górna granica jest trudna do określenia. Chromosfera bowiem nie jest warstwą jednorodną i statyczną. Przypomina raczej płonącą trawę z mnóstwem ognistych bryzgów różnej wysokości, od kilku do kilkunastu tysięcy kilometrów.

Po tym krótkim przypomnieniu podstawowych faktów i terminów dotyczących chromosfery Słońca przejdźmy do zasadniczej części naszych rozważań, to znaczy do chromosfer gwiazdowych. Ponieważ Słońce to również gwiazda, możemy spodziewać się, że i w innych gwiazdach istnieją warstwy atmosfery charakteryzujące się odwrotnym (w stosunku do fotosfery) gradientem temperatury, a więc chromosfery i korony.

Podstawowy problem jednak polega na tym, jak wykryć chromosfery w gwiazdach. I tu z pomocą przychodzi nam analiza widmowa, to narzędzie astrofizyki, które dostarcza nam około 80% informacji o gwiazdach. Jednakże w przypadku gwiazd skazani jesteśmy na wykonywanie widma całej gwiazdy. Nie mamy możliwości, tak jak w przypadku Słońca, analizować poszczególnych fragmentów tarczy. Otrzymane za pomocą spektrografu widmo gwiazdy jest w zasadzie widmem fotosfery. Chromosfera jest, poza drobnymi wyjątkami, praktycznie przezroczysta dla promieniowania wysyłanego przez fotosferę. Te drobne wyjątki to niektóre bardzo silne linie widmowe takie, jak znany od czasów Fraunhofera dublet H i K zjonizowanego wapnia (o długości fali λ odpowiednio 396,35 nm i 393,38 nm) oraz analogiczny dublet h i k zjonizowanego magnezu (λ = 280,3 nm i λ = 279,5 nm) a także wodorowe linie Hα i Lyα.

Najwięcej informacji o chromosferach gwiazdowych pochodzi z analizy profilów linii H i K wapnia oraz h i k magnezu. W nich bowiem najbardziej bezpośrednio przejawia się samo istnienie chromosfery. Spróbujmy krótko przeanalizować, w jaki sposób to się dzieje. Należy w tym celu przypomnieć sobie, w jakich warunkach gaz daje widmo absorpcyjne, a w jakich emisyjne.

Otóż jeśli przed źródłem światła białego (światło, które po rozszczepieniu daje widmo ciągłe) umieścimy gaz o temperaturze niższej niż temperatura źródła światła to po rozszczepieniu otrzymamy na tle widma ciągłego linie absorpcyjne charakterystyczne dla tego gazu. Z kolei sam gorący i rozrzedzony gaz daje w efekcie linie emisyjne.

W przypadku atmosfery gwiazdowej rolę źródła widma ciągłego pełnią głębokie warstwy fotosfery (o dość wysokiej temperaturze i względnie dużej gęstości). Widmo absorpcyjne pochodzi z bardziej zewnętrznych warstw fotosfery o niższej temperaturze i mniejszej gęstości gazu. Z kolei chromosfera jest warstwą gazu o jeszcze mniejszej gęstości, lecz o wysokiej temperaturze, porównywalnej z temperaturą głębokich warstw fotosfery. Dlatego daje widmo emisyjne.

Rys. 2 Rys. 2. a) Absorpcyjny profil linii K wraz z chromosferycznym „pikiem” emisyjnym,
b) Pik emisyjny w powiększeniu. Zaznaczona szerokość połówkowa.

W rezultacie otrzymamy następujący efekt obserwacyjny: wewnątrz profilu absorpcyjnego wytworzonego przez górne warstwy fotosfery może pojawić się profil emisyjny tej samej linii pochodzący z chromosfery. Ilustruje to rys. 2 na przykładzie linii K wapnia.

Otóż właśnie w liniach H i K wapnia oraz h i k magnezu najczęściej obserwuje się piki emisyjne świadczące o istnieniu chromosfery. Nie będziemy tu rozważać przyczyn, dla których akurat w tych, a nie w innych liniach obserwuje się emisje chromosferyczne. Wymagałoby to wprowadzenia w dość złożoną teorię przepływu promieniowania przez plazmę. Do dalszych rozważań wystarczy nam przyjęcie do wiadomości faktu obserwacyjnego mówiącego, że jeśli gwiazda ma chromosferę, to jej istnienie przejawi się w postaci pików emisyjnych wewnątrz linii absorpcyjnych H i K oraz h i k. Również linia Lyα ujawni wówczas silną emisję. Natomiast linia Hα wykazuje emisję jedynie w wyjątkowych przypadkach bardzo silnej aktywności chromosferycznej.

Rys. 3 Rys. 3. Schemat diagramu Hertzsprunga-Russela z zakreskowanym obszarem występowania chromosfer.

Tak więc wiemy już, jak wykrywa się chromosfery w gwiazdach. Można więc odpowiedzieć na proste pytanie: czy wszystkie gwiazdy posiadają chromosfery? Obserwacje dają tu odpowiedź negatywną. Chromosfery posiadają jedynie gwiazdy o temperaturach efektywnych niższych od około 7000 K (typy widmowe od F do M). Dotyczy to zarówno gwiazd ciągu głównego jak i olbrzymów i nadolbrzymów. Schematycznie przedstawia to rys. 3. Narzuca się oczywiście dalsze pytanie: dlaczego tak jest? Jest to pytanie ściśle związane z pytaniem o mechanizm powstawania chromosfer. Wrócimy do niego w końcowej części artykułu. Obecnie pozostańmy jeszcze przy faktach obserwacyjnych.

Zaprezentowany na rys. 2 pik emisyjny można poddać dokładniejszej analizie. Można w szczególności badać szerokość piku oraz jego natężenie (czyli — na wykresie — wysokość).

Już w latach dwudziestych zauważono, że emisje w linii K wapnia są zawsze szersze u olbrzymów niż u karłów. W miarę gromadzenia danych obserwacyjnych to jakościowe stwierdzenie ujęto w pewną zależność ilościową. Otóż pod koniec lat pięćdziesiątych Wilson i Bappu stwierdzili korelację pomiędzy jasnością absolutną gwiazdy, MV, a szerokością połówkową piku emisyjnego w linii K (chodzi tu o szerokość piku w połowie jego wysokości; na rys. 2 zaznaczono ją jako W0). Korelacja ta, znana dziś pod nazwą relacji Wilsona – Bappu, ma postać:

wzór 1 (1)

Szerokość W0 nie jest tu wyrażona w cm lub nm lecz w jednostkach prędkości — km/s pochodzących ze wzoru Dopplera

wzór 2 (2)
Rys. 4 Rys. 4. Relacja Wilsona–Bappu. Punkty oznaczają dane obserwacyjne. Linia prosta jest wykresem wzoru (1).

gdzie Δλ — szerokość połówkowa piku w nm, λ — długość fali linii K wapnia w nm, c — prędkość światła w km/s. Wówczas W0 również ma wymiar km/s. Relację Wilsona – Bappu ilustruje rys. 4.

W ostatnich kilku latach satelita Copernicus oraz IUE dostarczyły danych obserwacyjnych o emisjach chromosferycznych w liniach h i k zjonizowanego magnezu (są to linie leżące w zakresie ultrafioletu obserwowane więc jedynie ze sztucznych satelitów). W oparciu o te dane znaleziono relację analogiczną do relacji Wilsona-Bappu, mianowicie:

wzór 3 (3)

Wzory (1) oraz (3) wykorzystuje się obecnie do wyznaczania jasności absolutnych tych gwiazd, dla których ze względu na dużą odległość nie można dokładnie pomierzyć paralaksy trygonometrycznej.

Aby bliżej określić natężenia emisji chromosferycznych (a więc „wysokość” pików emisyjnych) Wilson wprowadził sześciostopniową skalę przypisując indeks IK = 0 gwiazdom o ledwie zauważalnych emisjach w linii K, zaś indeks IK = 5 gwiazdom o najsilniejszych emisjach w tej linii. Orientacyjnie skalę tę ilustruje rys. 5.

Rys. 5 Rys. 5. Ilustracja wilsonowskiej skali natężeń dla pików emisyjnych w linii K wapnia

Natężenia emisji chromosferycznych również wykazują pewne prawidłowości. Gwiazdy gorętsze (typu F i G) mają na ogół słabsze piki emisyjne (o indeksach IK od 0 do 3), zaś w gwiazdach typu K i M przeważają silniejsze emisje (IK od 3 do 5). Jest to oczywiście prawidłowość statystyczna, a więc słuszna w większości przypadków, a nie absolutnie zawsze. Jednak nasze Słońce podporządkowuje się tej prawidłowości. Emisje w linii K są w Słońcu słabiutkie (IK = 0, typ widmowy Słońca — G2), a więc Słońce przejawia słabą aktywność chromosferyczną. Są jednakże na Słońcu miejsca o wzmożonej aktywności (plamy, rozbłyski itp.). Widma otrzymane z tych miejsc ujawniają silne emisje chromosferyczne, a więc lokalnie nad obszarami aktywnymi, również chromosfera ujawnia się w sposób zdecydowany.

W przypadku innych gwiazd obserwujemy jednocześnie całą tarczę, dostajemy więc obraz uśredniony. I nie możemy bezpośrednio rozstrzygnąć, czy np. w gwiazdach o silnych emisjach w linii K mamy całą chromosferę aktywną czy też w ich atmosferach jest dużo lokalnych miejsc aktywnych typu plamy lub rozbłyski, pomiędzy którymi są z kolei obszary o słabej aktywności.

Próbuje się również znaleźć obserwacyjne ślady pewnej cykliczności w aktywności innych gwiazd (przez analogię do 11 letnich cyklów aktywności Słońca). W latach maksymalnej aktywności wzrasta ilość lokalnych obszarów aktywnych dających silne emisje w liniach H i K oraz h i k. Obserwując więc widmo uśrednione po całej tarczy gwiazdy powinniśmy w pewnych latach zaobserwować wzrost natężenia emisji chromosferycznych, a w innych ich osłabienie. Wszystko zależy od tego, jaki procent powierzchni gwiazdy pokryty jest obszarami aktywnymi. Obserwacje takie prowadzić trzeba jednak systematycznie przez wiele lat. Niemniej jednak dla kilku gwiazd zdołano zaobserwować pewne oznaki cykliczności o okresach od kilku do kilkunastu lat. Prawdopodobnie okaże się, że okresowość aktywności słonecznej jest czymś typowym również dla innych gwiazd.

Obserwuje się również zależność natężeń emisji chromosferycznyeh od etapu ewolucji gwiazdy. I tak w miarę odsuwania się gwiazdy od ciągu głównego ku podolbrzymom intensywność pików emisyjnych maleje. Mówimy więc, że aktywność chromosferyczna gwiazd maleje w miarę ewoluowania od ciągu głównego do podolbrzymów. Z kolei w olbrzymach i nadolbrzymach obserwuje się ponowny wzrost aktywności chromosferycznej. Piki emisyjne stają się wyraźnie silniejsze (oczywiście są to również prawidłowości statystyczne).

Pozostało nam jeszcze ostatnie lecz kluczowe zagadnienie: powstawanie chromosfer gwiazdowych. Rozwiązanie tego problemu byłoby jednocześnie wyjaśnieniem przytoczonych wyżej faktów obserwacyjnych.

Chromosfera jest to ta warstwa atmosfery gwiazdowej, w której zaczyna się wzrost temperatury z wysokością. W całym wnętrzu gwiazdy i w fotosferze temperatura maleje w miarę przesuwania się na zewnątrz. I jest to intuicyjnie dość oczywiste. Oddalamy się bowiem od źródła energii jakim są procesy termojądrowe w jądrze gwiazdy. Skąd więc odwrócenie tej tak oczywistej prawidłowości? Przecież pozostałe parametry fizyczne jak ciśnienie i gęstość zachowują się „normalnie” tzn. maleją w miarę przesuwania się na zewnątrz gwiazdy.

Rys. 6 Rys. 6. Schemat przekształcania się sinusoidalnej fali akustycznej w falę uderzeniową.

Obecnie dość powszechnie akceptowany jest pogląd, iż „odpowiedzialną” za powstawanie chromosfer jest warstwa konwekcyjna. Jak wiemy, chociażby z przykładu Słońca, jest to warstwa znajdująca się pod fotosferą. Zachodzi w niej tzw. konwekcja, czyli ruch gazu gorącego ku górze a ochłodzonego ku dołowi (trochę przypomina to cyrkulację wrzącej wody w garnku na ogniu). Wyobraźmy sobie taki „bąbel” gorącego gazu unoszący się ku górze. Ponieważ przedziera się on przez ośrodek gazu nieco chłodniejszego niż on sam, będzie więc pchał przed sobą (a właściwie nad sobą) pewne zgęszczenie gazu. Stopniowo będzie następowało wyrównywanie temperatur pomiędzy unoszącym się „bąblem” a otoczeniem aż wreszcie przestanie on różnić się od otoczenia i unosić się. Jednak wytworzone podczas ruchu ku górze zgęszczenie będzie przesuwać się nadal jako fala akustyczna. Tak więc ruchy konwekcyjne mogą generować fale akustyczne, które następnie przechodzą do fotosfery. Są to fale o częstościach od 0,1 do 0,001 Hz. Ponieważ w fotosferze spada systematycznie temperatura i gęstość, a więc na każdej wysokości jest inna prędkość dźwięku. W tej sytuacji fale akustyczne zaczną stopniowo deformować się w fale uderzeniowe (rys. 6). Te ostatnie z kolei potrafią bardzo wydajnie ogrzewać ośrodek, w którym się rozchodzą. Energia takiej fali zostaje zużyta na wzrost energii kinetycznej atomów gazu, w którym fala rozchodzi się (tzw. dyssypacja energii fali), a to oznacza wzrost jego temperatury. Według tego modelu dolna granica chromosfery to miejsce, gdzie fala akustyczna przekształciła się już w falę uderzeniową i zaczął się proces grzania ośrodka.

Wzrost temperatury gazu sprzyja jednocześnie procesom wypromieniowania kwantów. Jest to mechanizm powodujący chłodzenie gazu. Przy pewnej temperaturze ustali się jednak równowaga pomiędzy grzaniem przez falę uderzeniową a chłodzeniem przez wypromieniowanie. Im większa jest energia fal tym wyższa będzie to temperatura. Im wyższa zaś temperatura w chromosferze tym silniejsze piki emisyjne w liniach H i K oraz h i k. Tak więc aktywność chromosferyczna związana jest z ilością energii mechanicznej generowanej przez ruchy konwekcyjne. Można więc stwierdzić, że badanie chromosfer gwiazdowych pozwala pośrednio analizować niedostępne obserwacjom warstwy konwekcyjne. Z kolei z teorii budowy wnętrz gwiazdowych wiadomo, że podfotosferyczne warstwy konwekcyjne posiadają jedynie gwiazdy o temperaturach efektywnych niższych niż 10000 K. Jest to zgodne z tym faktem obserwacyjnym, że chromosfery obserwujemy tylko w gwiazdach późnych typów widmowych.

Brak natomiast zadowalającego wyjaśnienia dla zależności aktywności chromosferycznej od etapu ewolucji. Zagadnienie to jest obecnie intensywnie badane. Wiadomo jednakże, że aktywności chromosferycznej sprzyja obecność pól magnetycznych w atmosferze gwiazdy oraz rotacja, zwłaszcza rotacja różnicowa (tzn. inna prędkość rotacji na równiku gwiazdy a inna wokół biegunów; efekt taki obserwuje się również dla Słońca).

Wiele jest jeszcze otwartych problemów w teorii budowy chromosfer gwiazdowych. Są to zagadnienia dość trudne, a w wielu przypadkach brak jest zadowalającej teorii fizycznej, którą można by tu zaadoptować. Dotyczy to zwłaszcza teorii generowania, rozchodzenia się i dyssypacji fal magnetohydrodynamicznych w plazmie. Jednakże przez taki etap przechodzi każda teoria, zanim jako ustalona i sprawdzona wejdzie do podręczników, encyklopedii i literatury popularnonaukowej.

(Źródło: „Urania” nr 10/1983)
Urania – Postępy Astronomii   ISSN 1689-6009
Międzynarodowy Rok Astronomii 2009
Powered by FreeFind

Urania-PAwww
Urania - Postępy Astronomii Copyright © „Urania — Postępy Astronomii”
webmaster: Marek Gołębiewski
Validated by HTML Validator (based on Tidy)