Amerykańscy i szwajcarscy astronomowie odkryli nową klasę gwiazd zmiennych - „szybko pulsujące żółte nadolbrzymy” FYPS (skrót z j. ang. fast yellow pulsating supergiants). Wydaje się, że to odkrycie pozwala na diagramie H-R odróżnić żółte nadolbrzymy ewoluujące w stronę czerwonych nadolbrzymów od tych, które stamtąd wracają. To odkrycie może również rozwiązać astrofizyczny „problem czerwonych nadolbrzymów”, który polega na braku obserwacji czerwonych nadolbrzymów o masach ~17-30 Mʘ jako progenitorów supernowych typu II-P.
Co dzieje się z większością gwiazd masywnych?
Gwiazdy nazywane przez astronomów gwiazdami masywnymi rozpoczynają życie na diagramie Hertzprunga-Russella (w skrócie diagram H-R, w którym pozycję gwiazdy określa jej jasność i temperatura efektywna) jako gwiazdy ciągu głównego o masach ~8-30 Mʘ (typy widmowe O-B). Po wypaleniu wodoru w jądrze odchodzą od ciągu głównego, następnie ewoluują przez krótką fazę żółtego nadolbrzyma („tylko” tysiące lat), zanim schłodzą się temperatury kilku tysięcy kelwinów i rozszerzą się do setek promieni słonecznych. Stają się wtedy czerwonymi nadolbrzymami i na tym etapie ewolucji pozostają aż wyczerpią paliwo jądrowe i zakończą żywot jako widowiskowe supernowe. Na głównej ilustracji tego materiału z diagramem H-R pokazano za pomocą linii ciągłych przykładowe trzy ścieżki ewolucyjne gwiazd masywnych o początkowych masach 15, 20 i 25 Mʘ. Betelgeza i Antares są jednymi z najjaśniejszych gwiazd na naszym niebie, które są czerwonymi nadolbrzymami.
Masę progenitora supernowej typu II-P szacuje się, mierząc jasność gwiazdy tuż przed kolapsem jej jądra. Mimo, że obserwuje się czerwone nadolbrzymy o masach w zakresie ~17-30 Mʘ, to jednak do tej pory nie znaleziono żadnego progenitora supernowej typu II-P w tym zakresie mas. Ta niezgodność z teorią ewolucji gwiazd jest znana jako problem czerwonych nadolbrzymów (ang. „red supergiant problem” - patrz publikacja S. J. Smartt i inni z 2009 r. - rozdział 8.2.1).
Z obserwacji wynika, że tylko mniej masywne czerwone nadolbrzymy wybuchają jako supernowe. Więc co się dzieje z tymi bardziej masywnymi (~17-30 Mʘ) ?
Jedną z prawdopodobnych ścieżek ewolucyjnych na diagramie H-R jest „powrót” w stronę żółtych lub niebieskich nadolbrzymów („powrót”, bo wcześniej te gwiazdy wędrowały na diagramie H-R w stronę czerwonych nadolbrzymów). Takie gwiazdy, które są po fazie czerwonego nadolbrzyma mogą zakończyć ścieżkę ewolucyjną jako inny obiekt niż czerwony nadolbrzym - tym samym rozwiązując astrofizyczny problem czerwonych nadolbrzymów.
Jak rozpoznać żółte nadolbrzymy, które już były czerwonymi nadolbrzymami?
Generalnie żółte nadolbrzymy są gwiazdami typów widmowych F-G (temperatury efektywne 4000-7000 K), klasy jasności Ia-Ib. Najjaśniejsze z nich są nawet ponad sto tysięcy razy jaśniejsze od Słońca. Żółte nadolbrzymy są mniejsze od czerwonych nadolbrzymów. Są to gwiazdy znacznie rzadziej spotykane niż czerwone nadolbrzymy (przykłady żółtych nadolbrzymów: Polaris, α Persei, μ Persei, δ Canis Majoris, α Aquarii).
T. Dorn-Wallenstein ze współpracownikami opublikował ostatnio artykuł w Astrophysical Journal, który podsumowuje wyniki poszukiwań „byłych” czerwonych nadolbrzymów. Autorzy uzasadniają naukowo, że gwiazdy zmienne zwane pulsującymi żółtymi nadolbrzymami są właśnie tymi „byłymi” czerwonymi nadolbrzymami. Jeżeli czerwony nadolbrzym straci wystarczająco dużo masy może „zawrócić” na ścieżce ewolucyjnej w stronę żółtej i niebieskiej części diagramu H-R przy tym mocno pulsując.
Jak rozróżnić żółte nadolbrzymy na diagramie H-R, które już były czerwonymi nadolbrzymami od tych, które po raz pierwszy ewoluują w stronę czerwonych nadolbrzymów ?
T. Dorn-Wallenstein ze współpracownikami wykazali, że jednym ze sposobów są obserwacje pulsacji gwiazd. Tylko żółte nadolbrzymy, które już były czerwonymi nadolbrzymami powinny prezentować niezwykłe pulsacje. Do znalezienia tych rzadkich gwiazd astronomowie wykorzystali ogólnodostępne obserwacje satelity TESS (skrót z j.ang. Transiting Exoplanet Survey Satellite - satelita fotometryczny dedykowany do poszukiwań planet pozasłonecznych), który obserwuje najjaśniejsze gwiazdy z 85% powierzchni nieba. TESS w cyklu miesięcznym fotografuje w sposób ciągły co 2 minuty fragment nieba (tzw. sektory 1-26) o polu widzenia 24°x96° i następnie przeprowadza fotometrię wszystkich gwiazd na zdjęciu. Następnie te dane fotometryczne z poszczególnych sektorów (1-26) są udostępniane np. na portalu MAST. Astronomowie przeanalizowali krzywe blasku uzyskane dzięki satelicie TESS próbki 76 nadolbrzymów w celu znalezienia gwiazd żółtych nadolbrzymów, które już były czerwonymi nadolbrzymami.
FYPS - nowa klasa nadolbrzymów
Wyniki poszukiwań tych byłych czerwonych nadolbrzymów, które teraz są żółtymi nadolbrzymami przedstawia w zielonym okręgu diagram H-R. Astronomowie znaleźli pięć żółtych nadolbrzymów, które prezentują szybkie zmiany jasności o wielu okresach krótszych od doby. Te gwiazdy są również jaśniejsze i gorętsze niż typowe cefeidy, słabsze od żółtych hiperolbrzymów i chłodniejsze od najchłodniejszych gwiazd zmiennych typu alfa Cygni (inny rodzaj nadolbrzymów). Wspomniane pięć żółtych nadolbrzymów (patrz tabela 1.) jest skupione na diagramie H-R w obszarze, który jeszcze nie został powiązany z gwiazdami pulsującymi. Dlatego T. Dorn-Wallenstein ze współpracownikami uważa, że te gwiazdy należą do nowej, jeszcze nieznanej klasy nadolbrzymów które nazwali szybko pulsującymi żółtymi nadolbrzymami FYPS (fast yellow pulsating supergiants).
Poniżej podano listę tych gwiazd zmiennych z nazwą według katalogu HD, oznaczenie TIC (TESS Index Catalogue), jasność w barwie V i wskaźnik barwy B-V, współrzędne na epokę 2000, logarytm temperatury efektywnej wyrażonej w kelwinach i logarytm stosunku jasności gwiazdy do jasności Słońca. Pod tabelką pokazano również 5-dniowe fragmenty krzywych blasku tych gwiazd. Nie są to charakterystyczne krzywe blasku, po których możemy na pierwszy rzut oka rozpoznać gwiazdy zmienne typu FYPS.
Tabela 1. Aktualna lista szybko pulsujących żółtych nadolbrzymów FYPS.
Nazwa nr TIC V (B-V) R.A. DEC log Teff log L/Lʘ
HD 269953 404850274 9.95 0.88 85.050696 -69.668015 3.692 5.437
HD 269110 40404470 10.82 0.94 77.294202 -69.603390 3.750 5.251
HD 268687 29984014 10.73 0.39 72.732736 -69.431251 3.784 5.169
HD 269840 277108449 10.33 0.41 84.042007 -68.928129 3.791 5.335
HD 269902 277300045 10.23 0.36 84.539929 -69.105921 3.793 5.352
Przykładowe 5-dniowe fragmenty krzywych blasku z satelity TESS wszystkich znanych gwiazd FYPS, czyli szybko pulsujących żółtych nadolbrzymów. Określenie „szybkie” dotyczy tego, że istotne okresy pulsacji tych nadolbrzymów są poniżej doby - co jak na gwiazdy o wielkości przynajmniej kilkudziesięciu promieni Słońca jest rzeczywiście szybkie. Są to bardzo subtelne pulsacje o amplitudzie zmian jasności nie większej niż 0.005 mag (patrz: zielona kreska po lewej na każdym wykresie) i okresie mniejszym od doby. Krzywe blasku nadolbrzymów FYPS są złożeniem pulsacji o wielu okresach. Nie jesteśmy w stanie rozpoznać gwiazd zmiennych typu FYPS tylko po kształcie krzywych blasku.
FYPS na diagramie H-R
Proponowaną przez autorów nową klasę żółtych nadolbrzymów FYPS na tle innych typów gwiazd zmiennych przedstawia poniższy rysunek - ogólny diagramie H-R. Pozycja nadolbrzymów FYPS jest wskazana za pomocą zielonego koła.
Diagram Hertzprunga-Russella z zaznaczoną pozycją (zielone koło) szybko pulsujących żółtych nadolbrzymów FYPS na tle innych typów gwiazd zmiennych. Źródło: diagram H-R z Wikipedii.
Natomiast na głównym rysunku tego materiału pokazano powiększony fragment diagram H-R w pozycji określonej punktem każdej gwiazdy (temperatura efektywna vs jasność absolutna w magnitudo) jest umieszczony wykres widma mocy / gęstości widmowej mocy (ang. power spectrum / power spectral density) ograniczony do zakresu częstotliwości od 1 do 5 drgań na dzień, czyli częstotliwości w zakresie 1/dzień - 5/dzień.
Nie jest to standardowa jednostka częstotliwości w układzie SI (1 Hertz = 1 drganie/sekunda), ale „naturalna” do zastosowań przy pulsacjach gwiazd. Częstotliwość w zakresie 1 - 5 /dzień odpowiada fizycznemu zakresowi częstotliwości 11 - 2.3 μHz, gdzie 1 μHz oznacza 1/1 000 000 część hertza.
Wykres widma mocy służy do przedstawiania sygnału (np. jasność gwiazdy) w dziedzinie częstotliwości - zamiast w dziedzinie czas. Gdy mamy zarejestrowane zmiany jakiejś wielkości fizycznej w czasie (np. zmiany jasności gwiazdy), to możemy je również przedstawić w funkcji (... dziedzinie) częstotliwości przy pomocy transformacji Fouriera. Z wykresu widma mocy można odczytać np. składowe harmoniczne wchodzące w skład sygnału, czy zawiera składowe wolno zmienne (o małych częstotliwościach) lub szybkozmienne (o wielkich częstotliwościach).
Tutaj ze względu na normalizację, nie można porównywać wykresów widma mocy pomiędzy różnymi gwiazdami. Sensowne jest tylko porównywanie względnych wysokości dla tej samej gwiazdy.
FYPS - co to znaczy dla „problemu czerwonych nadolbrzymów”?
Na razie - niewiele. Astronomowie zaproponowali, że żółte nadolbrzymy FYPS w przeszłości były czerwonymi nadolbrzymami, które zamiast wybuchnąć jako supernowe, utraciły tyle masy, że wzrosła ich temperatura. To może wyjaśnić brak czerwonych nadolbrzymów o dużych masach (~17-30 Mʘ) jako progenitorów supernowych, ponieważ w rzeczywistości są one gorętszymi „żółtymi” gwiazdami. Jednak weryfikacja tej hipotezy na tak małej próbce gwiazd jest trudna. Mimo, że autorzy bardzo dokładnie zbadali częstotliwości pulsacji, to jednak modele gwiazd w tym obszarze diagramu H-R niezbyt pasują do częstotliwości koniecznych do zrozumienia asterosejsmologi tych gwiazd.
Jak wspomnieli autorzy publikacji, kolejnym krokiem będzie znalezienie większej liczby nadolbrzymów typu FYPS. Na większej próbce statystycznej łatwiej będzie można rozeznać, czy faza żółtych nadolbrzymów FYPS następuje przed, czy po fazie czerwonego nadolbrzyma. W analizowanej próbce 28 żółtych nadolbrzymów 19% to były nadolbrzymy FYPS. Ekstrapolując ten wynik na wszystkie znane żółte nadolbrzymy obserwowane przez satelitę TESS można oszacować, że nawet aż do 58 gwiazd typy FYPS powinniśmy jeszcze odkryć w krzywych blasku TESS. Znalezienie większej próbki żółtych nadolbrzymów FYPS stanowi klucz do zrozumienia tych masywnych oscylatorów.
Jest potrzebne jeszcze wiele analiz teoretycznych i obserwacji, by definitywnie rozstrzygnąć, czy szybko pulsujące żółte nadolbrzymy FYPS w przeszłości były czerwonymi nadolbrzymami i stanowią rozwiązanie problemu czerwonych nadolbrzymów.
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Więcej informacji:
Publikacja naukowa: Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants
New class of supergiant stars could explain missing supernova progenitors
Discovering a new class of supermassive oscillating star with TESS
Na ilustracji: Diagram Hertzprunga-Russella z wykresami widma mocy dla 76 żółtych i czerwonych nadolbrzymów z publikacji arXiv 2008.11723. Wima mocy są wypośrodkowane na odpowiednich pozycjach gwiazd na diagramie H-R. Na zielono oznaczono grupę szybko pulsujących żółtych nadolbrzymów FYPS. Złotym kolorem zaznaczono obszar „żółtej pustki” (ang. „yellow void”), gdzie występują bardzo silne niestabilności dynamiczne w gwiazdach. Pas niestabilności cefeid oznaczono jako kreskowany obszar w kolorze żółtym. Trzy ciągłe linie przedstawiają ścieżki ewolucyjne gwiazd masywnych o początkowych masach 15, 20 i 25 Mʘ. Źródło: dzięki uprzejmości Trevor'a Z. Dorn-Wallenstein'a.
