100950768

22 Gwiazdy karłowate

Gwiazdy o mniejszej masie niż Słońce wykazują swoje niezwykłe i czasami zaskakujące właściwości, w tym niezwykle gwałtowną aktywność. Przy najniższych masach te czerwone karły stają się brązowymi karłami, tzw. nieudanymi gwiazdami, których istnienie zostało potwierdzone dopiero od lat 90. XX wieku.

Technicznie rzecz biorąc, prawie wszystkie gwiazdy są karłami, łącznie z naszym Słońcem oraz znacznie bardziej masywnymi i świetlistymi gwiazdami, takimi jak Syriusz (patrz ramka na następnej stronie). Jednak powszechnie termin „karzeł” jest używany bardziej szczegółowo do określenia małych gwiazd, znacznie słabiej świecących niż Słońce. Nawet to może być mylące, ponieważ białe karły, które są wypalonymi szczątkami gwiazd (patrz s. 153), są wyraźnie innymi obiektami niż czerwone karły, które są zwykłymi gwiazdami ciągu głównego o bardzo małej masie. Oba rodzaje różnią się z kolei od brązowych karłów, które nie spełniają nawet zwykłej definicji gwiazdy.

Jasności gwiazd różnią się znacznie bardziej niż ich masy i tak jak bardzo masywne gwiazdy mogą być sto tysięcy razy jaśniejsze niż Słońce, tak najmniej masywne gwiazdy mogą być sto tysięcy razy słabsze. Gwiazda o połowie masy Słońca (zwykle uważana za górną granicę czerwonego karła) świeci zaledwie 1/16 jego światła, ale gwiazda o masie 0,2 masy Słońca ma około 1/200 jego jasności. Oznacza to, że zdecydowana większość czerwonych karłów jest bardzo blada. Przez długi czas jedynymi znanymi przykładami były te znajdujące się na naszym kosmicznym progu, takie jak Gwiazda Barnarda (patrz s. 118–120) i Proxima Centauri, gwiazda najbliższa Słońca. Mimo że znajduje się zaledwie 4,25 roku świetlnego stąd, ten karzeł o masie 0,12 Słońca jest 100 razy słabszy od najsłabszej gwiazdy widocznej gołym okiem i został odkryty dopiero w 1915 roku.

DEFINIOWANIE KARŁÓW

Zgodnie z pierwotną definicją Ejnara Hertzsprunga, karzeł to po prostu gwiazda, która podporządkowuje się powszechnej zależności między temperaturą gwiazd a jasnością, a zatem leży w ciągu głównym diagramu Hertzsprunga–Russella. Termin „karzeł” był pierwotnie używany do odróżnienia takich gwiazd od olbrzymów – gwiazd o wysokim natężeniu światła we wszystkich kolorach, które znajdują się na szczycie diagramu H–R, ale terminologia ta z czasem się stała się myląca. Co więcej, w lewym górnym rogu diagramu, silnie świecące niebieskie karły i olbrzymy są praktycznie nie do odróżnienia na podstawie samego koloru i jasności – można je rozdzielić tylko wtedy, gdy dodatkowe informacje potwierdzą, czy w jądrze danej gwiazdy nadal następuje fuzja wodoru. Używanie terminu „biały karzeł” w odniesieniu do wypalonych resztek gwiazdy, które nie znajdują się w pobliżu ciągu głównego (patrz s. 153), tylko pogłębia zamieszanie.

Obfitość czerwonych karłów w naszej galaktyce stała się jasna dopiero po uruchomieniu pierwszych kosmicznych teleskopów na podczerwień w l atach 80. XX wieku. Sygnatury cieplne tych ciemnych gwiazd są znacznie bardziej znaczące niż ich moc światła widzialnego, a mapy nieba w podczerwieni pokazały, że czerwone karły znacznie przewyższają liczbę innych gwiazd, stanowiąc być może trzy czwarte wszystkich gwiazd w Drodze Mlecznej.

Struktura karła Istotną różnicą pomiędzy czerwonymi karłami a ma sywniejszymi gwiazdami, która określa górną granicę masy tych gwiazd, jest fakt, że nie transportują one energii wewnętrznie poprzez promieniowanie. Zamiast tego ich wnętrza są całkowicie konwekcyjne, a zawarta w nich materia jest stale mieszana i poddawana recyklingowi. Taka mieszanka transportuje produkty syntezy jądrowej w postaci helu z rejonu jądra i zastępuje je świeżym wodorem, co zapewnia, że cały materiał gwiazdy jest dostępny do wykorzystania jako paliwo do syntezy. W połączeniu z naturalnie wolniejszym tempem, w jakim przebiega fuzja dzięki niższej temperaturze jądra, oznacza to, że czerwone karły mogą teoretycznie wytrzymać fuzję protonową (i pozostać na ciągu głównym) przez biliony lat – znacznie dłużej niż jakiekolwiek inne gwiazdy.

Robert Innes odkrywa Proxima Centauri, słabego czerwonego karła i gwiazdę najbliższą Słońca

1962

Kumar przewiduje istnienie obfitych nieudanych gwiazd o małej masie, nazwanych później brązowymi karłami

1948

Jacob Luyten odkrywa pobliską gwiazdę BL Ceti, pierwszego karła, który pokazał oczywistą aktywność gwiazd rozbłyskowych

LINIA CZASU

‘ Gwiazdy o masie poniżej pewnej masy krytycznej kurczą się, dopóki nie staną się obiektami całkowicie zdegenerowanymi.’

Shiv S. Kumar

Pierwsze dowody na to, że karły mogą wykazywać niezwykłą aktywność, podał holendersko-amerykański astronom Jacob Luyten, który w latach 40. odkrył dziwne odchylenia w widmach kilku pobliskich karłów. Szczególnie jedna z nich, jaśniejsza gwiazda układu podwójnego oddalonego o 8,7 roku świetlnego w gwiazdozbiorze Wieloryba (Cetus), wykazywała ogromne, ale krótkotrwałe wzrosty jasności. Na przykład w erupcji w 1952 roku, ta gwiazda, UV Ceti, zwiększyła jasność 75 razy w ciągu kilku sekund. W latach 70. XX wieku było jasne, że wybuchy tej gwiazdy miały miejsce nie tylko w świetle widzialnym, ale także w falach radiowych i wysokoenergetycznych promieniach rentgenowskich, i były bardzo podobne do rozbłysków słonecznych (patrz s. 68), choć na znacznie większą skalę. Dziś astronomowie zdają sobie sprawę, że wiele czerwonych karłów to także tzw. gwiazdy rozbłyskowe.

Gęstość tych gwiazd oraz konwekcyjne wypalanie ich wnętrz generuje znacznie silniejsze i bardziej skoncentrowane pole magnetyczne niż te, które występują w gwiazdach podobnych do Słońca. W rezultacie magnetyczne „ponowne połączenie” może wyzwolić do 10 000 razy więcej energii niż te, które wyzwalają rozbłyski na Słońcu, co daje spektakularne rezultaty.

Brązowe karły Zgodnie z większością modeli fuzji jądrowej, aby temperatura i ciśnienie w rdzeniu gwiazdy podtrzymywały cykl protonowy, musi ona mieć masę równą co najmniej 0,08 masy Słońca. Jest to zatem

Jądro czerwonego karła wypompowuje znacznie mniej promieniowania niż Słońce, co oznacza mniejsze ciśnienie zewnętrzne utrzymujące jego zewnętrzne warstwy. Dlatego gwiazdy te są o wiele mniejsze i gęstsze niż sugerowałyby to same ich masy. Proxima Centauri jest tylko o 40 procent większa od Jowisza i średnio około 40 razy gęstsza od Słońca. Ta wysoka gęstość, wraz z konwekcyjną strukturą czerwonego karła, może mieć niezwykłe efekty. 1995

Rebolo i inni odkryli pierwszą potwierdzoną gwiazdę, brązowego karła, Teide 1

2006

Michael Marks i Pavel Kroupa znajdują dolną granicę masy dla gwiazd o masie równej 0,083 masy Słońca, na podstawie najsłabszych gwiazd w gromadzie kulistej

POGODA NA BRĄZOWYCH KARŁACH

Podobnie jak gwiazdy, brązowe karły można sklasyfikować według typu widmowego, w zależności od ich temperatury i linii absorpcyjnych odkrytych w ich atmosferze. Najjaśniejsze brązowe karły, podobnie jak najsłabsze czerwone, mają klasę spektralną M (patrz s. 82), ale naukowcy dodali nowe klasy L, T i Y. W miarę jak gwiazdy te stopniowo się ochładzają, w ich atmosferze mogą utrzymywać się coraz bardziej złożone cząsteczki. Ostatnie badania wykazały wahania wydajności podczerwieni słabych brązowych karłów, które wydają się spowodowane przez ogromne (wielkości planet) chmury poruszające się w ich atmosferze i tymczasowo blokujące ucieczkę ciepła od wewnątrz. Chmury są pchane wokół pod wpływem ekstremalnych wiatrów – jak można się spodziewać, pogoda na brązowych karłach jest jeszcze bardziej gwałtowna niż na gazowych olbrzymach takich jak Jowisz.

Mapa pogodowa brązowego karła Luhmana 16B

oficjalna granica dla gwiazd, jednak poniżej tej masy znajduje się wiele obiektów, które powstały w taki sam sposób jak gwiazdy i mogą nadal wypompowywać znaczne ilości promieniowania podczerwonego i widzialnego. Takie „ n ieudane gwiazdy”, znane jako brązowe karły, są utrzymywane w wysokiej temperaturze poprzez kontrakcję g r awitacyjną i fuzję jądrową ciężkiego izotopu wodoru –deuteru, dla których wymagania nie są tak duże. Teorie na temat ich istnienia wysuwał w latach 60. XX wieku astronom Shiv Kumar (choć nazwa powstała nieco później).

W latach 80. XX wieku odkryto sporne obiekty o granicznych właściwościach, ale w 1995 roku znaleziono pierwszego niepodważalnego brązowego karła. Zlokalizowany przez hiszpański zespół kierowany przez Rafaela Rebolo, Teide 1 był maleńkim obiektem osadzonym w odległej gromadzie gwiazd Plejady. Dowód na obecność litu w jego widmie stanowił klucz do jego tożsamości, ponieważ nawet najlżejsze prawdziwe gwiazdy są wystarczająco gorące, aby zniszczyć wszystkie ślady tego pierwiastka poprzez fuzję jądrową.

Od tego czasu znaleziono setki kolejnych brązowych karłów, w tym wiele zanurzonych w słynnych mgławicach tworzących gwiazdy lub na naszym kosmicznym progu, a często na orbicie wokół innych gwiazd karłowatych. Szacunki dotyczące ich mas sugerują, że najmniejsze brązowe karły mogą być mniej masywne niż największe gazowe planety, a czynnikiem rozróżniającym te dwa typy obiektów jest sposób ich powstawania.

teoria w pigułce

Najmniejsze gwiazdy

45 Ciemna materia

Pomysł, że ponad 80% materii we Wszechświecie jest nie tylko ciemna, ale po prostu w ogóle nie wchodzi w interakcję ze światłem, jest jednym z najbardziej zastanawiających aspektów współczesnej kosmologii.

Dowody na istnienie ciemnej materii są przytłaczające, ale informacje o jej rzeczywistym składzie pozostają frustrująco nieuchwytne.

W 1933 roku, niedługo po potwierdzeniu istnienia galaktyk poza Drogą Mleczną i początkowym rozpoznaniu gromad galaktyk jako struktur fizycznych (patrz s. 192), Fritz Zwicky podjął pierwszą dokładną próbę oszacowania masy galaktyk. Zbadał on różne metody, z których najbardziej intrygującą była technika matematyczna znana jako twierdzenie o wiriale – sposób szacowania masy galaktyk w gromadzie na podstawie ich ruchu i położenia. Kiedy Zwicky zastosował to twierdzenie do znanej Gromady Coma, stwierdził, że jej galaktyki zachowują się tak, jakby miały 400-krotnie większą masę od masy sugerowanej przez ich światło widzialne. Przypisał tę różnicę tak zwanej dunkleMaterie, czyli ciemnej materii.

Pomysł Zwicky’ego wiązał się z odkryciami Jana Oorta, który był zajęty pomiarami rotacji Drogi Mlecznej (patrz s. 168). Oort odkrył, że gdy prędkość obiektów krążących wokół centrum naszej Galaktyki spada wraz z odległością (podobnie jak bardziej odległe planety naszego własnego Układu Słonecznego wolniej krążą wokół Słońca), nie zwalniają one tak bardzo, jak można by się spodziewać, gdyby rozkład masy Drogi Mlecznej odpowiadał rozkładowi masy jej gwiazd. Oort zasugerował więc, że w rejonie halo Drogi Mlecznej, poza widocznymi ramionami spiralnymi, znajduje się duża ilość niewidocznej materii.

‘ Stosunek ciemnej do jasnej materii w galaktyce spiralnej to około dziesięciu. To prawdopodobnie dobra liczba jak na stosunek naszej ignorancji do wiedzy.’

Vera Rubin

Pomimo tych wczesnych badań, badania ciemnej materii były zakłócane przez kilkadziesiąt lat przez postępy w innych dziedzinach astronomii. Odkrycie ogromnych obłoków gazu międzygwiazdowego widocznych w falach radiowych – z których wiele zostało zmapowanych przez samego Oorta – zdawało się zgrabnie rozwiązywać problem. Galaktyki, co zostało udowodnione z całą pewnością, zawierają znacznie więcej materii, niż sugeruje samo światło widzialne. Kiedy od lat 50. XX wieku teleskopy umieszczone w rakietach i satelitach otworzyły się na jeszcze więcej niewidzialnego widma, odkryto więcej tej materii, od chmur pyłu podczerwonego pomiędzy gwiazdami do gorącego gazu rentgenowskiego otaczającego gromady galaktyk (patrz s. 193).

Odkrywanie na nowo ciemnej materii Problem ten był więc zaniedbywany aż do 1975 roku, kiedy to amerykańska astronom Vera Rubin opublikowała wyniki swoich żmudnych badań nad problemem rotacji galaktycznej. Stwierdziła ona, że po uwzględnieniu wszystkich gazów i pyłów międzygwiazdowych, orbity gwiazd nadal nie zachowywały się tak, jak powinny. Liczby Zwicky’ego były znacznie zawyżone, ale galaktyki zachowywały się tak, jakby ważyły około sześć razy więcej niż widoczna w nich materia.

Twierdzenia Rubin były, co jest zrozumiałe, kontrowersyjne, ale jej praca była skrupulatna, a gdy została potwierdzona niezależnie w 1978 roku, większość astronomów zwróciła uwagę już nie na to, czy istnieje ciemna materia, ale do czego może być zdolna i jak można ją badać.

Większość prób wyjaśnienia ciemnej materii dzieli się na dwie kategorie: albo jest to spowodowane dużą ilością zwykłej materii, której po prostu nie widzimy, ponieważ ledwo emituje promieniowanie

Oort zarysowuje problemy

z rotacją gwiazd wokół

Drogi Mlecznej, które sugerują brakującą masę

Zwicky wykorzystuje twierdzenie o wiriale do ważenia

Gromady Coma i odkrywa duże ilości ciemnej materii

Rubin publikuje dowody na ciemną materię ze szczegółowych badań rotacji galaktycznej

(tzw. barionowa ciemna materia), albo jest to spowodowane jakąś nową i egzotyczną formą materii (niebarionowa ciemna materia). W latach 80. XX wieku badacze wymyślili chwytliwe akronimy dla dwóch najbardziej prawdopodobnych kandydatów –barionowych MACHO i niebarionowych WIMP-ów.

CIEMNA MATERIA A WIELKI WYBUCH

Inna ważna grupa dowodów – w tym sama teoria Wielkiego Wybuchu – wskazuje na istnienie niebarionowej ciemnej materii. Model nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu tworzenia pierwiastków nie tylko zgrabnie przewiduje proporcje barionowej materii widzianej we wczesnym Wszechświecie (nie pozostawiając miejsca na MACHO), ale także potrzebna jest jakaś forma cząstek WIMP, aby wyjaśnić powstawanie struktury we Wszechświecie. Niewielkie zmiany w mikrofalowym promieniowaniu tła (patrz s. 218) sugerują, że skupiska materii i masy zaczęły się tworzyć już we wczesnym Wszechświecie, na długo przed tym jak stał się on przezroczysty. Wzajemne oddziaływania ze światłem spowodowałyby powstanie ciśnienia promieniowania, które uniemożliwiłoby łączenie materii barionowej aż do momentu oczyszczenia początkowej kuli ognia (patrz s. 204). Na szczęście ciemna materia była już w stanie zacząć budować szkielet, wokół którego później formowały się supergromady.

MACHO (massive compact halo object – masywne, zwarte obiekty halo) to małe, ale gęste skupiska normalnej materii, które orbitują w halo galaktyk. Mogą to być hipotetyczne zbłąkane planety, czarne dziury, martwe gwiazdy neutronowe i schłodzone białe karły. Takie obiekty mogły być w dużej mierze niewykryte przez starsze teleskopy i mogły stanowić dużą ilość masy. Jednak udoskonalenie technologii teleskopów i pomysłowe nowe techniki pozwoliły na intensywne badania galaktycznego regionu halo w latach 90. XX wieku. Podczas gdy niektóre zbłąkane obiekty zostały wykryte, naukowcy doszli do wniosku, że po prostu nie istnieją one w ilościach potrzebnych do tego, by wnieść znaczący wkład w ciemną materię.

Poszukiwanie WIMP-ów Po pozbyciu się problemu MACHO, astronomowie i kosmolodzy pozostają z niepokojącą ideą egzotycznych

1998

Japońscy naukowcy potwierdzają, że neutrina mają masę, stanowiącą niewielki ułamek ciemnej materii 2003

Richard Massey i inni używają soczewek grawitacyjnych do pomiaru rozkładu ciemnej materii w tzw. Gromadzie Pocisk (Bullet)

UDZIAŁ NEUTRINA

Właściwości hipotetycznych WIMP-ów bardzo dobrze odpowiadają właściwościom neutrin, pozornie pozbawionych masy cząstek emitowanych podczas pewnych reakcji jądrowych, które astronomowie wykorzystują do badania wnętrza gwiazd i jako wczesne ostrzeżenie przed powstającymi supernowymi (patrz s. 150). Neutrina najlepiej obserwować za pomocą detektorów głęboko pod ziemią, działających na bazie rzadkich oddziaływań między neutrinami a materią barionową, które dają wymierne rezultaty, takie jak słaby błysk światła. W 1998 roku naukowcy z japońskiego obserwatorium neutrin Super-Kamiokande wykorzystali tę technikę do zidentyfikowania zjawiska zwanego oscylacją, w którym neutrina różniące się między sobą trzema różnymi „zapachami” mogą zmieniać swój rodzaj. Zgodnie z fizyką cząstek elementarnych, może się to zdarzyć tylko wtedy, gdy neutrina rzeczywiście przenoszą niewielką ilość masy, choć jest to prawdopodobnie mniej niż 1 miliardowa część masy atomu wodoru.

WIMP-ów3 – materii „duchów”, która jakoś istnieje w połączeniu z codzienną materią barionową, ale rzadko wchodzi z nią w oddziaływania. Cząstki WIMP nie pochłaniają, nie rozpraszają i nie emitują światła, a mogą przechodzić przez atomy normalnej materii tak, jakby ich nie było. Jedynym sposobem na ich „zobaczenie” jest wpływ ich grawitacji na inne obiekty.

Ważnym pierwszym krokiem do zrozumienia WIMP jest pomiar ich rozkładu w stosunku do materii normalnej: czy są one „zimne” i kręcą się w pobliżu obiektów świetlnych, czy „gorące”, odlatujące na duże odległości i utrzymujące tylko najluźniejsze połączenie z widzialnym Wszechświatem? Od lat 90. ubiegłego wieku astronomowie opracowują nową technikę ważenia, a nawet mapowania ciemnej materii z wykorzystaniem soczewkowania grawitacyjnego – sposobu, w jaki duże skupiska masy, takie jak gromady galaktyk, zakrzywiają przestrzeń i zniekształcają światło z bardziej odległych obiektów (konsekwencja ogólnej teorii względności, patrz s. 233). Jak na ironię, Zwicky opowiadał się za stosowaniem soczewkowania grawitacyjnego do ważenia galaktyk już w 1937 roku, ponad 40 lat przed odkryciem pierwszych przykładów takich obiektów.

3 WIMP, Weakly Interacting Massive Particles – słabo oddziałujące masywne cząstki (przyp. tłum.).

Porównując siłę efektów soczewkowania (zdominowanych przez ciemną materię) ze światłem z materii widzialnej, badacze odkryli, że obie mają podobne rozkłady, co sugeruje, że dominującym typem jest zimna ciemna materia. Gorąca ciemna materia, w tym neutrina (jedyna forma WIMP, która do tej pory została odkryta doświadczalnie – patrz ramka na stronie obok) ma stosunkowo niewielki udział. Jednak pomimo tych sukcesów, sama natura tajemnicy ciemnej materii sprawia, że ma ona większe szanse na rozwiązanie poprzez badania w akceleratorach cząstek, takich jak Wielki Zderzacz Hadronów, niż poprzez obserwacje teleskopowe.

Osiemdziesiąt procent masy we Wszechświecie składa się z tajemniczej, niewidzialnej materii

TEORIA W PIGUŁCE