Astronomowie obserwują ewolucję starej gwiazdy w czasie rzeczywistym

Międzynarodowy zespół astronomów z sukcesem wykrył oznaki starzenia się czerwonego nadolbrzyma T Ursae Minoris. Gwiazda w konstelacji Małej Niedźwiedzicy przechodzi obecnie atomową „czkawkę” i wkrótce zakończy swoje trwające 1,2 mld lat życie.

Wyobraź sobie, że jesteś muchą i chcesz dowiedzieć się, jak starzeją się ludzie. Nie masz czasu na to, aby wybrać tylko jeden okaz i czekać: musisz pracować z tym, co widzisz teraz i starać się to jakoś zrozumieć. Jest to podstawowy problem zrozumienia gwiezdnej ewolucji za życia człowieka.

Życie gwiazd przebiega bardzo powoli i przez większość czasu nie jesteśmy w stanie dostrzec przemijania tych obiektów. Dobrze znanym wyjątkiem od tej reguły jest eksplozja supernowej, ale zdecydowana większość gwiazd nie doświadcza tej fazy. Gwiazdy podobne do Słońca kończą swoje życie znacznie ciszej: po kilku miliardach lat zmieniają się w czerwone nadolbrzymy, a następnie w mgławice planetarne, pozostawiając po sobie jedynie małego białego karła.

Astronomowie zgromadzili dowody tego biegu zdarzeń, obserwując miliony gwiazd o różnym wieku i masie oraz obliczając „typowe” zachowanie za pomocą modeli gwiazdowych. Jednak trudno jest znaleźć bezpośredni dowód na to, że jakaś gwiazda podąża tą konkretną ścieżką.

Naukowcom z Obserwatorium Konkoly Węgierskiej Akademii Nauk, dr László Molnár i dr László Kiss oraz ich współpracownicy dr Meridith Joyce z Australian National University, teraz udało się odkryć bezpośredni dowód tej ewolucji pod koniec życia mniejszych gwiazd.

W ciągu ostatnich kilku milionów lat, podczas przejścia gwiazdy z fazy czerwonego olbrzyma do białego karła, produkcja energii w gwieździe staje się niestabilna. Podczas tej fazy fuzja jądrowa rozchodzi się głęboko wewnątrz, powodując cieplną „czkawkę” (impulsy). Impulsy te wywołują drastyczne, gwałtowne zmiany wielkości i jasności gwiazdy – dostrzegane na przestrzeni wieków. Jest zatem możliwe, że cieplny impuls zostanie zauważony w ciągu ludzkiego życia – jeżeli wiemy, gdzie szukać jego oznak.

Identyfikacji pomaga fakt, że stare gwiazdy są zarazem gwiazdami zmiennymi. Fale dźwiękowe powodują, że okresowo się rozszerzają i kurczą, tworząc pulsacje w rocznych cyklach. Te powolne, ale bardzo rzucające się w oczy zmiany blasku wielu gwiazd, w tym T UMi, od ponad stu lat są obserwowane przez zawodowych astronomów oraz amatorów. Pomimo podobnych okresów, pulsowanie i impulsy cieplne są dwoma odrębnymi zjawiskami, a my możemy wykorzystać pierwsze z nich do poszukiwania znaków ostrzegawczych drugiego: gdy gwiazda kurczy się podczas pulsowania, fale dźwiękowe szybciej docierają do granic, skracając roczne okresy pulsacji.

T UMi nie była szczególną gwiazdą zmienną aż do lat ‘80, kiedy jej okres pulsacji zaczął się skracać. Teoretycznie puls cieplny był przyczyną tej bezprecedensowo szybkiej zmiany zaobserwowanej przez węgierskich astronomów na początku roku 2000, ale modele ewolucji gwiazd do niedawna nie były wystarczająco dokładne, aby dopasować obserwacje do teorii.

Węgierscy naukowcy od dawna zamierzali ponownie spojrzeć na T UMi, kiedy udostępniono lepsze narzędzia i więcej danych. Jak wyjaśnił dr Kiss: „Dzisiaj, w drugiej dekadzie XXI wieku, możemy modelować struktury wewnętrzne, ewolucję i oscylacje gwiazd z niespotykaną szczegółowością i dokładnością dzięki ogromnemu rozwojowi w astrofizyce liczbowej. Teoretyczne zrozumienie T Ursae Minoris stało się realną możliwością w ciągu ostatnich 4-5 lat.”

Ich cierpliwość się opłaciła, gdyż dane zebrane przez światową sieć obserwatorów gwiazd zmiennych AAVSO (American Association of Variable Star Observers) w ostatniej dekadzie okazały się kluczowe: pokazali, że w gwieździe pojawił się drugi tryb pulsacji. Te dwie wyraźne fale dźwiękowe „rozstrajają się”, gdy gwiazda się kurczy, umożliwiając określenie właściwości gwiazdy z dużo większą dokładnością, niż kiedykolwiek wcześniej.

Szczegółowe modelowanie fizyczne gwiazdy zostało przeprowadzone przez dr Meridith Joyce z Australian National University w Canberra w Australii. Dzięki współpracy astronomowie odtworzyli zachowanie T UMi z wykorzystaniem najnowocześniejszych kodów ewolucji i pulsacji gwiazd.

Ostateczne obliczenia ukazały bardzo mocne dowody, że T UMi wchodzi w impuls cieplny, a dodatkowo pokazały, że gwiazda narodziła się 1,2 mld lat temu mając masę około dwukrotnie większą, niż słoneczna. Jest to najbardziej precyzyjna ocena masy i wieku dla tego typu starej, pojedynczej gwiazdy, jaką kiedykolwiek osiągnięto.

Modele ukazały wgląd nie tylko w przeszłość gwiazdy, ale także w jej przyszłość: astronomowie doszli do wniosku, że ta faza kurczenia się potrwa łącznie 80-100 lat, co oznacza, że będziemy w stanie zobaczyć, jak gwiazda rozszerza się w ciągu kolejnych 40-60 lat. Sprawdzanie tej teorii będzie bardzo proste: potrzebujemy tylko przyszłych pokoleń amatorów astronomii, aby nadal obserwować zmiany blasku T UMi.

Patrząc dalej w czasie, modele sugerują także, że gwiazda doświadcza jednego z ostatnich cieplnych pulsów, a zatem może wejść w fazę białego karła w ciągu dziesiątek do setek tysięcy lat. „To otrzeźwiająca myśl, że nawet ‘szybkie’ zdarzenia, takie jak impulsy cieplne w gwieździe, wciąż są mierzone w dekadach. Potrzeba całej kariery naukowej, aby ostatecznie udowodnić lub obalić tego typu prognozy. Niemniej jednak planujemy mieć oko na T UMi w dającej się przewidzieć przyszłości” – podsumowuje dr Molnár.

Zapewni to jeden z najbardziej przełomowych i bezpośrednich do tej pory testów naszych modeli ewolucji gwiazd, ale bezpośrednia obserwacja impulsów cieplnych ma również szersze implikacje. Impulsy cieplne wzbogacają cały Wszechświat. Kilka pierwiastków, w tym węgiel, azot, cyna i ołów, nie są wytwarzane przez supernowe, ale raczej we wnętrzach starych gwiazd, takich jak T UMi.

Pierwiastki te są w stanie dotrzeć do powierzchni gwiazdy i dostać się do otaczającego je ośrodka międzygwiezdnego wywołane przez mieszanie podczas pulsacji. Stamtąd wiatry gwiazdowe wypychają je do galaktyki w postaci drobinek pyłu. Te ziarna pyłu są budulcem kolejnych generacji gwiazd, umożliwiając formowanie się wokół nich planet a być może nawet życia opartego na węglu.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
AAVSO

Dodaj komentarz

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.