Cefeidy są pulsującymi gwiazdami zmiennymi. Oznacza to, że okresowe zmiany jasności są związane ze zmianami ich wielkości. W miarę jak cefeidy pulsują, zmieniają się również długości fali, w których emitują promieniowanie. A co dzieje się z promieniowaniem rentgenowskim pochodzącym z cefeid?
Klasyczne cefeidy i współczesne obserwacje
Cefeidy, a szczególnie cefeidy klasyczne (dalej będą nazwane po prostu cefeidami), zajmują szczególne miejsce w astronomii. Wynika to głównie z zależności okres–jasność, która została odkryta przez Henriettę Swan Leavitt ponad sto lat temu.
Krótko mówiąc, okres zmian cefeid jest powiązany z ich jasnością w ściśle określonej relacji. Jeżeli zmierzymy okres zmian jasności konkretnej cefeidy, to można wykorzystać tę zależność, aby określić odległość cefeidy do nas. Ta właściwość cefeid sprawiła, że są one kluczowe przy wyznaczaniu odległości w kosmosie – co jest szczególnie cenne w astronomii. Dlatego jest to szczególnie ważne, by dobrze rozumieć właściwości cefeid.
Cefeidy najsilniej emitują promieniowanie elektromagnetyczne w krótszych długościach fali (np. promieniowanie ultrafioletowe, rentgenowskie – czyli „X”), gdy są najmniejsze. Jednak obserwacje z ostatnich kilku lat pokazały nieoczekiwany wzrost jasności cefeid w zakresie X, gdy są one największe.
To fale uderzeniowe w atmosferach cefeid mogą stać za tym niespodziewanym wzrostem jasności w zakresie X. Podczas pulsacji cefeid, ich warstwy zderzają się ze sobą i mogą generować fale uderzeniowe rozchodzące się na zewnątrz w stronę ich atmosfer. Tutaj mogą one rozgrzewać plazmę, powodując emisję promieniowania rentgenowskiego.
Aby zbadać możliwość powstania fal uderzeniowych generujących promieniowanie X w atmosferach cefeid, grupa naukowców pod kierunkiem Sofii-Paraskevi Moschou (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, USA) przeprowadziła symulacje numeryczne pulsacji cefeid i wyniki opublikowała w The Astrophysical Journal.
Zdjęcia w promieniach rentgenowskich cefeidy δ Cephei i pobliskiej gwiazdy nie wykazującej zmienności. Ewidentnie widać zmienność δ Cephei po porównaniu obu zdjęć. Źródło: NASA
Fale uderzeniowe w cefeidach
Cefeidy są bardzo złożonym środowiskiem. Oprócz pulsacji i fal uderzeniowych, doświadczają one również utraty masy poprzez wiatry gwiazdowe i pola magnetyczne. Wewnątrz cefeid zmienia się gęstość i temperatura – nie wspominając już o tym, jak promieniowanie przenika przez gwiazdę.
By uwzględnić całą złożoność problemu, Moschou ze współpracownikami wykorzystali oprogramowanie modelujące, które symuluje właściwości cefeid w najdrobniejszych szczegółach. Modelowany był pierwowzór wszystkich cefeid, czyli δ Cephei – gwiazda o masie 5 razy większej od masy Słońca.
Wynikiem tych symulacji δ Cephei są widma oraz krzywe blasku w zakresie rentgenowskim. Wersja internetowa rysunku 6 omawianej publikacji zawiera animację ze zmianami parametrów fizycznych δ Cephei w zależności od fazy pulsacji (krok animacji – co 0.05 fazy, czyli razem 20 rysunków obejmujących cały okres orbitalny).
W szczególności na tej animacji/rysunku w dolnym lewym panelu widać widmo rentgenowskie cefeidy w zależności od fazy pulsacji, a w dolnym prawym panelu – krzywą blasku cefeidy obejmującą cały cykl pulsacji. Statyczna wersja rysunku odpowiada fazie pulsacji = 0.15, gdy rentgenowska krzywa blasku osiąga maksimum. Maksymalną jasność w zakresie rentgenowskim cefeida osiąga, gdy fala uderzeniowa znajduje się w odległości około 2 promieni od gwiazdy.
Opisaną animację można pobrać pod następującym odnośnikiem na portalu AAS:
https://cdn.iopscience.com/images/0004-637X/900/2/157/Full/apjaba8faf6_video.mp4
Poniżej pokazano trzy symulacje krzywych blasku w zakresie rentgenowskim oraz krzywą blasku w zakresie optycznym. Ciekawe, że w innych fazach pulsacji przypadają maksima rentgenowskie i optyczne: ~0.15 (~0.55) vs. 0.
Górny panel: symulacje trzech krzywych blasku δ Cephei w zakresie rentgenowskim (run 4, 5, 6). Przerywane linie wskazują na poziom 1/4 maksymalnej jasności dla każdej symulacji. Źródło: AAS.
Dolny panel: krzywa blasku δ Cephei w zakresie optycznym (zmiana jasności gwiazdy vs. faza pulsacji). Źródło: Wikipedia
Fale uderzeniowe dla cefeid o krótszych okresach pulsacji
Okazuje się, że fale uderzeniowe w cefeidach mogą generować dające się zaobserwować promieniowanie rentgenowskie. Zmiany strumienia rentgenowskiego z fazą pulsacji cefeid sugerują, że emisja promieniowania X przy maksymalnym promieniu gwiazdy (faza 0.4-0.8) jest generowana przez fale uderzeniowe, zaś przy minimalnym promieniu – przez inny, spójniejszy proces.
δ Cephei jest przedstawicielem krótkookresowych cefeid. Więc ten mechanizm generowania promieniowania rentgenowskiego dla cefeid o dłuższych okresach pulsacji może napotkać na inne problemy. Jak to zwykle bywa w astronomii – przydałoby się więcej obserwacji!
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Więcej informacji:
Publikacja naukowa (wersja bezpłatna): Phase-modulated X-Ray Emission from Cepheids due to Pulsation-driven Shocks
Źródło: AAS
Na ilustracji: zdjęcie klasycznej cefeidy RS Puppis wykonane przez Teleskop Kosmiczny Hubble'a. Źródło: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-Hubble/Europe Collaboration, H. Bond
