Astronomowie obserwują cefeidy już przeszło 100 lat. Od czasu gdy Henrietta Leavitt w 1912 roku odkryła sławną dla tych gwiazd liniową zależność okres-jasność (Rys. 1), stały się one najdokładniejszym narzędziem do określania odległości do sąsiednich galaktyk.
Wyjątkowość cefeid tkwi w szczególnym charakterze ich pulsacji. To pulsacje radialne, co oznacza, że gwiazda cyklicznie zwiększa i zmniejsza swój promień oraz jasność, a zmiany te zachodzą w gwieździe symetrycznie – wzdłuż promienia, z jedną ściśle określoną częstością – częstością pulsacji. Cefeidy mogą wykazywać pulsacje w modzie fundamentalnym, oznaczanym literą F, i są to wówczas pulsacje o najniższej częstotliwości. Pulsacje o wyższych częstotliwościach oznaczane są jako 1O, 2O (od słowa „overtone”, czyli częstotliwość wyższa od podstawowej). Rzadkie cefeidy dwu- i trójmodalne, wykazujące bardziej skomplikowany wzór pulsacji, stanowią obiekt zainteresowań asterosejsmologów i pozwalają na badanie wnętrz gwiazdowych. Ale i te jednomodalne, klasyczne cefeidy o modzie podstawowym, realizujące najprostszy z możliwych model pulsacji, są niezmiennie zajmującymi obiektami ze względu na prostotę w modelowaniu ich wnętrz oraz symulowaniu ewolucji.
Cefeida to stadium ewolucji gwiazdy o masie powyżej 9 mas Słońca, która opuściwszy ciąg główny rozpoczyna podróż przez pas niestabilności – prostokątny obszar na diagramie H-R, rozpostarty między wartościami temperatury efektywnej Teff od 5000 K do 8000 K, a jasnością L od 102 do 106 jasności Słońca [1].
Mimo iż pulsacje stanowią jedynie krótki epizod w życiu gwiazdy, ilość informacji, które można z nich odczytać, jest ogromna. Jeśli gwiazda w czasie swojego życia uzyska jasność i temperaturę w wyżej wymienionych zakresach, w jej wnętrzu powstaną warunki sprzyjające rozwojowi pulsacji. Oznacza to, że tylko obiekty o ściśle określonych parametrach fizycznych zdolne są wygenerować i podtrzymać pulsacje. Implikacja ta działa także w drugą stronę: jeśli gwiazda pulsuje, z imponującą dokładnością można ustalić jej parametry fizyczne.
Symulacje przeprowadzone na podstawie kodu włoskiego astronoma Giuseppe Bono [2] pokazują, że tor przejścia cefeidy przez pas niestabilności, widoczny na Rys. 3, zależy ściśle od jej całkowitej masy, zawartości helu w jądrze, metaliczności oraz subtelniejszych efektów, takich jak rotacja gwiazdy i overshooting (zjawisko mieszania się materii na granicy strefy konwekcyjnej i promienistej gwiazdy). Spektakularnym efektem ewolucyjnym jest zmiana okresu pulsacji w trakcie przejścia cefeidy przez pas niestabilności. Okres pulsacji rośnie, gdy gwiazda porusza się ku chłodnemu, czerwonemu krańcowi pasa niestabilności („red edge”), a maleje, gdy zmienia zwrot, ku gorącemu, niebieskiemu krańcowi („blue edge”). Modele ewolucyjne cefeid o metaliczności Z=0.008 (dla porównania, metaliczność Słońca Z=0.02) charakterystycznej dla obiektów Wielkiego Obłoku Magellana (LMC) pokazują, że tempo zmiany okresu wynosi dP/dt = 10-7 – 10-4, co oznacza, że w ciągu jednego zaledwie roku gwiazda może zmienić swój okres pulsacji minimalnie o 3 sekundy, a maksymalnie – nawet o 1 godzinę.
Poddano analizie 65 cefeidy, wyznaczając dla nich parametr dP/dt oraz obliczając metodą Monte Carlo niepewność wyznaczenia parametru dP/dt, czyli Δ( dP/dt ). Tylko dla 7 obiektów stosunek tych dwóch liczb był większy od 3 (czyli stosunek sygnału do szumu S/N ≥ 3), co czyni dany rachunek użytecznym, a wartości dP/dt – wiarygodnymi. Aby jednak nie odrzucać tak znacznej próbki danych, zastosowano bardziej liberalne kryterium, S/N ≥ 1, co wystarczyło, by określić jednoznacznie, czy okres pulsacji tych obiektów rośnie czy maleje. Zastosowanie tego warunku zredukowało liczbę cefeid do 25, w których, z całą pewnością okres zmieniał się. Wyniki zostały porównane na Rys. 5 z czterema modelami, najlepiej symulującymi warunki fizyczne panujące w gwieździe, zaproponowanymi przez astronomów: Giuseppe Bono1, Daniela Schaerera4 Franco Fagotto3. Dane i modele wykazują ten sam trend (wzrost wartości bezwzględnej |dP/dt| wraz ze wzrostem okresu pulsacji), lecz wartości danych obserwacyjnych są większe, niż wyliczone z modeli. Ponadto różne modele, ze względu na nieznacznie różne wartości parametrów zastosowanych w kodach ewolucyjnych, produkują różniące się między sobą wyniki końcowe, nawet dla tych samych parametrów początkowych.
Warto zwrócić uwagę na to, że wśród odrzuconych cefeid o wartości S/N < 1, a także wśród zaakceptowanych do analizy, duże błędy wyznaczenia zmian okresu mogą wynikać z obecności chaotycznych, nieewolucyjnych zmian okresu w pulsacjach gwiazd, które nie są możliwe do odseparowania od zmian ewolucyjnych. Dotychczas nie odkryto przyczyn owych chaotycznych zmian, choć istnieje podejrzenie, że może to być swoista forma efektu Błażki* dla cefeid.
Badania nad cefeidami pozwoliły zaktualizować i uzupełnić listę cefeid w LMC z katalogu ASAS, potwierdziły także poprawność wyznaczenia zależności okres-jasność. Potwierdzono zmiany okresu pulsacji u 25 obiektów, a u 7 z nich wyznaczono tempo zmiany okresu pulsacji dP/dt ze znakomitą precyzją (S/N ≥ 3). Kwestia dużych niepewności wyznaczenia zmian okresu pozostałych obiektów pozostaje otwarta i stanowić będzie przedmiot przyszłych analiz, gdy baza czasowa obserwacji, obecnie wynosząca 10 lat, zostanie zwiększona.
* EFEKT BŁAŻKI
Zjawisko zmiany amplitudy pulsacji, widoczne w krzywej zmian blasku gwiazd typu RR-Lyrae. Na przestrzeni kilkudziesięciu cykli pulsacji jasność gwiazdy w maksimum jej krzywej zmian blasku widocznie maleje (maksimum jasności na krzywej zmian blasku opada), po czym wzrasta na nowo. Minima w krzywej zmian blasku pozostają tymczasem niemal niezmienione. Zjawisko to wykryto tylko w gwiazdach typu RR-Lyrae i nadal nie podane zostało satysfakcjonujące wytłumaczenie. Więcej na temat efektu Błażki pod adresem http://www.univie.ac.at/tops/blazhko/Generalities.html (strona po angielsku).
Czytaj więcej:
Wykorzystane artykuły
- Bono G., Caputo F., Cassisi S., Incerpi R., Marconi M., Metal-rich RR Lyrae variables. II. The pulsational scenario, The Astrophysical Journal, 483, 811-825 (1997)
- Bono G., Caputo F., Cassisi S., Marconi M., Piersanti L., Tornambe A., Intermediate-mass star models with different helium and metal contents, The Astrophysical Journal, 543, 955-971 (2000)
- Fagotto F., Bressan A., Bertelli G., Chiosi C., Evolutionary sequences of stellar models with new radiative opacities. IV. Z=0.004 and Z=0.008, Astronomy and Astrophysics Suppl., 105, 29-38 (1994)
- Schaerer D., Meynet G., Maeder A., Schaller G., Grids of stellar models. II – From 0.8 to 120 solar masses at Z=0.008, Astronomy and Astrophysics, 98, 523 (1993)
Źródło: Paulina Karczmarek. Artykuł zaprezentowany przez Autorkę w ramach ubiegłorocznej OSSA.
Na ilustracji: Diagram Hertzsprunga-Russella (H-R) stanowi podwaliny klasyfikacji widmowej gwiazd. Analizując widma gwiazdowe i linie absorpcyjne w nich obecne, można określić temperaturę powierzchniową gwiazdy, a co za tym idzie zakwalifikować ją do jednego z 7 głównych typów widmowych. Odkładając na jednej osi wykresu temperaturę (lub typ widmowy), a na drugiej jasność absolutną, powstaje właśnie diagram H-R. Gwiazdy podobne do Słońca zajmują na diagramie H-R centralne miejsce, na ciągu głównym. Olbrzymy i nadolbrzymy znajdują się w prawym górnym rogu diagramu (posiadając niską temperaturę, lecz dużą jasność), w opozycji do białych karłów o dużych temperaturach, małych rozmiarach i jasnościach.
Przykładowa, pojedyncza gwiazda o masie początkowej ok. 9 mas Słońca, rozpoczyna swoje życie na ciągu głównym, mając temperaturę ok. 25 000 K i jasność powierzchniową ok. 3000 razy jaśniejszą niż Słońce. Zajmuje więc na diagramie H-R miejsce na ciągu głównym, w jego górnej części. Jak długo w jej wnętrzu następuje synteza termojądrowa wodoru w hel, pozostaje ona na ciągu głównym. Gdy wodorowe paliwo się wyczerpie, gwiazda „porusza się” na diagramie H-R w kierunku niższych temperatur. W tym momencie przecina pas niestabilności i przejawia pulsacje. Ten etap to właśnie faza cefeidy. Następnie gwiazda opuszcza pas niestabilności (przestaje pulsować i traci miano cefeidy), aby przejść przez niego ponownie, tym razem zataczając swoistą pętlę, najpierw w stronę wyższych temperatur, później z powrotem w kierunku niższych. Następuje wówczas drugie i trzecie przejście przez pas niestabilności, podczas których gwiazda znów pulsuje jako cefeida.
Położenie cefeid z Wielkiego Obłoku Magellana na płaszczyźnie okres-jasność (log P vs V magnitude). Dane pochodzą z dwóch źródeł: projektu OGLE (The Optical Gravitational Lensing Experiment) oraz ASAS (All Sky Automated Survey). Dodatkowo, w ramach danych OGLE, wyszczególniono cefeidy pulsujące w modzie fundamentalnym (F) oraz wyższych częstotliwościach (1O, 2O) – szczegóły w tekście. Wszystkie grupy punktów realizują liniową zależność między logarytmem okresu pulsacji a jasnością. Im większą jasność absolutną osiąga gwiazda pulsująca w maksimum swojej jasności, tym dłużej trwa okres pulsacji. Znając okres pulsacji, można wyznaczyć (z pomocą tej właśnie liniowej zależności) jasność absolutną gwiazdy, a monitorując jej obserwowaną jasność, można określić, jak daleko się znajduje. Źródło: Soszyński et al. 2008, 58, 163 (link: http://adsabs.harvard.edu/abs/2008AcA....58..293S)
(Tekst ukazał się pierwotnie w serwisie Orion, którego zasoby zostały włączone do portalu Urania)
