Przejdź do treści

Proxima Centauri ma cykl podobny do słonecznego

Obserwacje potwierdziły podejrzenia naukowców, że najbliższa nam gwiazda po Słońcu także posiada regularny cykl zmienności magnetycznej, podobny do słonecznego cyklu jedenastoletniego.

Po niedawnych doniesieniach na temat odkrycia potencjalnie nadającej się do zasiedlenia planety okrążającej pobliską Proxima Centauri astronomowie zaczęli badać tę gwiazdę ze zdwojonym wysiłkiem. Część tych badań odnosi się do jej zmienności, gwiazda zaliczana jest bowiem do karłów typu M, znanych z gwałtownych wybuchów i wyrzutów plazmy. A takie gwiezdne kataklizmy mogą zagrażać hipotetycznemu życiu rozwijającemu się na krążących wokół nich planetach.

Warto dodać, że tylko młode gwiazdy tego typu są naprawdę silnie wybuchowe. Proxima Centauri ma już około 5 miliardów lat, powinna być już więc – przynajmniej teoretycznie – nieco spokojniejsza. Do niedawna naukowcy sądzili też, że te gwiazdy nie wykazują globalnego cyklu magnetycznego, takiego jak obserwuje się w przypadku naszego Słońca. Mowa tu o słynnym cyklu jedenastoletnim, związanym z pojawianiem się nadwyżki plam słonecznych i flar, podczas którego globalne pole magnetyczne Słońca zmienia swoją orientację biegunową. Takiemu cyklowi Proxima Centauri zdaniem astronomów w ogóle nie powinna podlegać. Tymczasem najnowsze obserwacje i symulacje komputerowe pokazują, że jest wręcz przeciwnie – ona sama i inne gwiazdy tego rodzaju także mają regularne cykle aktywności.

Cykl słoneczny

Słońce charakteryzuje się biegunowym polem magnetycznym. Możemy je sobie wyobrażać jako obecność wielkiego, podłużnego magnesu, wstawionego w oś jego rotacji. Mniej więcej co jedenaście lat biegun północny tego magnesu zaczyna zamieniać się miejscami z południowym. Zjawisko to zachodzi dość regularnie i towarzyszy mu większa, nietrudna do zaobserwowania ilość powierzchniowych plam słonecznych – są one po prostu miejscami, w których gorąca plazma styka się i przeplata z liniami „skręcanego” pola magnetycznego.

Naukowcy sądzą, że gwiazdowe pole tego rodzaju tworzy się pomiędzy dwiema strefami gwiazdy: wewnętrzną, promienistą, leżącą tuż ponad jądrem słonecznym (w której energia jest przenoszona w górę głównie na drodze promieniowania, i która obraca się wokół swej osi jak ciało sztywne) i bardziej zewnętrzną strefą konwektywną (w której energia jest przenoszona przez ciepło - ruch „gotującej się” plazmy). Strefa konwektywna rotuje różnicowo – materia znajdująca się w okolicach równika słonecznego porusza się w tym ruchu znacznie szybciej niż ta zgromadzona na biegunach. Na skutek tych różnic w ruchu obrotowym warstwa konwektywna przemieszcza się ponad strefą promienistą z różnymi prędkościami, wzburzając plazmę. Ta zaś z kolei jest pełna zjonizowanego gazu, gdy więc jej cząstki poruszają się, muszą wytwarzać pole magnetyczne – w tym przypadku odpowiadające wielkoskalowej strukturze gwiazdy, w jakiej zachodzi rotacja różnicowa.

Jednak gwiazdy o masach mniejszych niż około 35% masy Słońca – w tym sama Proxima Centauri -  są zgodnie ze współczesną wiedzą w całości konwektywne – inaczej mówiąc, są jedną wielką strefą konwektywną. Nie powinny więc mieć globalnego pola magnetycznego o określonej biegunowości. Tymczasem okazuje się, że są jednak karły typu M z cyklami aktywności. Jak to możliwe?

Aktywność magnetyczna Proximy Centauri

Bradford Wargelin z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics wraz ze swym zespołem naukowym gromadził obserwacje gwiazdy w zakresie optycznym, ultrafioletowym i rentgenowskim przez dwadzieścia dwa lata. Wiemy, że fotony promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego w przypadku gwiazd pochodzą głównie z rozbłysków (flar), więc okresowa zmienność w tych dziedzinach powinna być znacznie wyraźniejsza niż w zakresie optycznym. Okazało się, że Proxima Centauri faktycznie ma siedmioletni cykl aktywności, podczas którego obserwuje się wzrost promieniowania właśnie w tych wysokoenergetycznych zakresach. Te obserwacje są ponadto zgodne z wcześniejszymi badaniami, które oceniały czas trwania cyklu tej gwiazdy na siedem do ośmiu ziemskich lat. Zespół znalazł również dowody na istnienie rotacji różnicowej Proximy.

Aby jednak potwierdzić i lepiej rozumieć wagę tych odkryć, naukowcy potrzebowali jeszcze symulacji komputerowych. Ich ogólny wynik jest następujący: powoli rotujące karły typu M, z cyklem obrotu wynoszącym nie więcej niż 83 ziemskich dni, powinny posiadać cykle magnetyczne i rotować różnicowo. Natomiast te same karły, które jednak obracają się wokół osi szybciej – nie powinny. Wszystko sprowadza się do tego, jak efektywnie dane pole magnetyczne "trzyma w ryzach" gwiazdę. Szybko rotujące gwiazdy są zwykle młode i mają bardzo silne pola, które utrzymują ich plazmę w określonym obszarze, skutecznie zapobiegając występowaniu rotacji różnicowej. A wówczas pole biegunowe nie odwraca się i nie ma cykli. Pola magnetyczne są wprawdzie potężne, ale jak gdyby zamrożone w miejscu, nie przemieszczające się. Jedynie przypadkowe prądy konwektywne występujące w pobliżu powierzchni gwiazd powodują aktywność w niewielkiej skali, która odpowiada za obserwowane rozbłyski. Gdy natomiast taka gwiazda zwalnia z czasem swą rotację, osłabia się także jej pole magnetyczne. Nie może już ono dłużej "zamrażać" w miejscu plazmy, więc plazma na równiku w pewnej chwili zaczyna obracać się szybciej niż na biegunach. Rotacja różnicowa ma więc miejsce – nawet w gwieździe z samą tylko strefą konwektywną.

Posumowanie

Jeśli symulacje faktycznie odzwierciedlają to, co dzieje się w tego typu gwiazdach, nie powinniśmy obserwować cykli magnetycznych dla młodych, szybko obracających się karłów typu M, ale jednocześnie będą one dość powszechne w przypadku tych starszych i wolniejszych. Aby faktycznie to potwierdzić, potrzeba jednak jeszcze wielu lat obserwacji.

Czytaj więcej:

Cały artykuł w języku angielskim

Proxima Centauri i jej planeta

B. J. Wargelin et al. “Optical, UV, and X-ray Evidence for a 7-Year Stellar Cycle in Proxima Centauri. (MNRAS)

R. K. Yadav et al. “Magnetic Cycles in a Dynamo Simulation of Fully Convective M-Star Proxima Centauri.” arXiv.org


Źródło: astronomy.com

Grafika: Wewnętrzna część Słońca dzieli się na trzy obszary, przy czym większość energii jest generowana w jego najbardziej wewnętrznym, gorącym jądrze. Energia ta rozchodzi się ku bardziej zewnętrznym warstwom gwiazdy przez promieniowanie (głównie w zakresie gamma i rentgenowskim) w obszarze tak zwanej strefy promienistej, a następnie – poprzez ruch rozgrzanych mas - w leżącej powyżej niej strefie konwektywnej. Pomiędzy strefą promienistą i konwektywną znajduje się jeszcze cienka warstwa o nazwie tachoklina. To właśnie tu, zdaniem naukowców, tworzy się słoneczne pole magnetyczne.
Źródło: NASA / ESA Images