Naukowcy wykryli wiatry gwiazdowe u gwiazd podobnych do Słońca
Naukowcy po raz pierwszy bezpośrednio wykryli wiatry gwiazdowe u trzech gwiazd podobnych do Słońca, rejestrując emisję promieniowania rentgenowskiego z ich astrosfer – poinformował Uniwersytet Wiedeński.
Jak rozwijają się gwiazdy
.Astrosfera to odpowiednik heliosfery znanej z Układu Słonecznego. Jest to bąbel plazmy rozwiewany przez wiatry gwiazdowe w ośrodek międzygwiazdowy. W obszarze tym ciśnienie wiatru gwiazdowego przeważa nad ciśnieniem wiatrów galaktycznych. Przy czym pod pojęciem wiatru słonecznego albo gwiazdowego astronomowie rozumieją strumień cząstek wypływających z gwiazdy, głównie protonów i elektronów.
Badanie wiatrów gwiazdowych jest istotne, bowiem pozwala na lepsze zrozumienie ewolucji nie tylko samej gwiazdy, ale i planet. Wiatry gwiazdowe na przykład powodują utratę atmosfery planety w przestrzeń międzyplanetarną. Tempo to jest bardzo niewielkie, ale w geologicznych lub astronomicznych skalach czasu może mieć decydujące znaczenie dla kwestii, czy dana planeta będzie zdatna do zamieszkania.
Międzynarodowemu zespołowi naukowców, którym kierowała Kristina Kislyakova z Wydziału Astrofizyki Uniwersytetu Wiedeńskiego, udało się po raz pierwszy wykryć emisję promieniowania rentgenowskiego z astrosfer trzech gwiazd podobnych do Słońca, czyli tzw. gwiazd ciągu głównego (jest to główna faza ewolucji typowej gwiazdy). Oznacza to pierwszą bezpośrednią obserwację wiatru gwiazdowego u takich gwiazd (pomijając Słońce).
Wiatry gwiazdowe emitują promieniowanie rentgenowskie
.Analiz dokonano na podstawie obserwacji kosmicznym teleskopem XMM-Newton, a wyniki opublikowano w kwietniu br. w „Nature Astronomy”. Badacze analizowali linie widmowe jonów tlenu. Udało im się ustalić ilość tlenu oraz całkowitą masę wiatru gwiazdowego uciekającego od gwiazdy.
Zbadane gwiazdy to 70 Ophiuchi, epsilon Eridani oraz 61 Cygni. Tempo utraty masy wynosi odpowiednio około 66, 16 i 10 razy więcej niż w przypadku wiatru słonecznego. Są to więc dużo silniejsze wiatry gwiazdowe. Wyjaśnieniem różnicy może być silniejsza aktywność magnetyczna tych gwiazd.
Naukowcy opracowali algorytm ułatwiający odróżnienie emisji rentgenowskiej pochodzącej z astrosfery od tej emitowanej bezpośrednio z samej gwiazdy. Metoda ta może być częściej używana w przyszłości, gdy do pracy wejdą instrumenty z lepszą rozdzielczością, na przykład kosmiczny teleskop rentgenowski ATHENA, szykowany przez Europejską Agencję Kosmiczną z polskim udziałem.
Jak powstają gwiazdy?
.Piotr KOŁACZEK-SZYMAŃSKI, doktorant astronomii na Wydziale Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Wrocławskiego pisze w swoim artykule, że proces ewolucji życia tych fantastycznych obiektów współcześnie ma status osobnej, niezwykle skomplikowanej teorii. Warianty i potencjalne ścieżki życia gwiazd są niezwykle zróżnicowane, chociaż przebiegają według znanego nam schematu: narodziny, rozwój i śmierć. Gwiazdy różnią się masą, składem chemicznym i wiekiem. Wszechświat składa się z milionów gazowych kul, od najmniejszych, posiadających zaledwie 8 proc. masy Słońca, po giganty sięgające nawet jej 100-krotności.
Jeden z najsłynniejszych współczesnych astrofizyków, sir Arthur Stanley Eddington, powiedział, że w miarę wzrostu naszej wiedzy powinniśmy zbliżyć się do zrozumienia obiektu tak prostego jak gwiazda [It is reasonable to hope that in the not too distant future we shall be competent to understand so simple a thing as a star]. Co wiemy o gwiazdach i ich życiu?
Kluczowe w procesie narodzin gwiazdy są mgławice. Jest to obłok pyłu i gazu, w którym dochodzi do formowania się gwiazd. We wczesnych fazach gaz pozostaje praktycznie niewzbudzony i zauważalny jedynie w podczerwieni. Gwiazdy dzięki kolapsowi grawitacyjnemu narodziły się z materii i powoli ją rozdmuchują, emitując specyficzną formę wiatru. Tracą materię, która odsuwa od nich gaz.
Mgławica M16 w gwiazdozbiorze Orła ma pyłowe kolumny („kolumny stworzenia”), które są miejscem powstawania gwiazd. Możemy wykonywać zdjęcia najdrobniejszych szczegółów takich mgławic i w skali roku obserwować zmiany, które w niej zachodzą. Najczęściej obrazy takiego procesu obserwujemy w świetle widzialnym, jednak astronomowie mają do badania znacznie większą paletę promieniowania elektromagnetycznego. Jednym z odcieni tej palety jest podczerwień. Za jej sprawą możemy przeniknąć przez wszystkie struktury pyłowe, co pozwala nam na dokładniejsze obserwowanie obszarów narodzin gwiazd.
W fazie typu T Tauri początkowo materia krąży po orbicie nowo narodzonej gwiazdy. Silne pole magnetyczne prowadzi do spadania materii na powierzchnię gwiazdy, co powoduje emisję bardzo silnego promieniowania rentgenowskiego. Taka gwiazda nie byłaby przyjazna dla planet, które znalazłyby się zbyt blisko.
ądrze gwiazdy promieniowanie jest ekstremalnie energetyczne i charakteryzuje się bardzo silnym natężeniem. W pewnym momencie życia gwiazdy okazuje się, że samo świecenie nie wystarcza na transport energii z jądra w kierunku jej powierzchni. Na tym etapie pojawia się konwekcja. Możemy wyobrazić sobie to na przykładzie. Podgrzewając garnek z wodą, możemy zaobserwować komórki konwekcyjne – bąble, które nieustannie mieszają się ze sobą. Gdyby konwekcja nie następowała, dno garnka by się przypaliło, bo samo przewodnictwo ciepła nie dałoby rady odprowadzić energii.
Konwekcja występuje także w gwieździe. Samo przewodnictwo za pośrednictwem promieniowania nie jest w stanie przemieszczać ogromnej energii, której dostarczają reakcje termojądrowe. Gaz zaczyna wykonywać ruchy okrężne. Na dole jest gorętszy, wznosi się, oddając swoją energię na powierzchni gwiazdy, a następnie ochłodzony opada. Gwiazda posiada więc dwie wyraźne warstwy: promienistą, gdzie zachodzą produkcja i przenoszenie energii, a także konwektywną.
Nie wszystkie gwiazdy zbudowane są tak samo. Mała gwiazda, posiadająca masę mniejszą niż połowa masy Słońca, jest w pełni konwektywna. Znacznie przedłuża to jej życie, ponieważ dostarcza ona sobie nowego paliwa w postaci wodoru. W gwiazdach masywniejszych niż półtorej masy Słońca tendencje się odwracają. Ilość energii generowanej w jądrze jest tak duża, że nawet promieniowanie nie daje rady z jej wyprowadzaniem. Wówczas to jądro jest konwektywne, a otoczka jest promienista.
W gwiazdach zachodzą dwie zasadnicze reakcje: PP i CNO. Typ PP, czyli proton-proton, obejmuje proces łączenia czterech jąder wodoru w jedno jądro helu. W ten sposób produkowana jest energia. W gwiazdach masywniejszych występuje cykl CNO (węgiel-azot-tlen). Te trzy pierwiastki pełnią funkcję katalizatora. Podczas reakcji ich liczba się nie zmienia, jednak podobnie jak w łańcuchu PP, cztery jądra wodoru dostarczają jedno jądro helu. Cykl PP dostarcza więcej energii niż cykl CNO w przypadku Słońca, jednak w masywniejszych gwiazdach jest odwrotnie.
W naszej galaktyce mamy ogromną liczbę gwiazd. Jeśli posortujemy je od lewej do prawej według koloru, który świadczy o temperaturze, a więc po lewej gwiazdy niebieskie (gorące), po prawej czerwone (chłodne), a także od góry do dołu według mocy promieniowania, czyli jasności, otrzymamy diagram Hertzsprunga-Russela. Gwiazdy tak posortowane ułożą się w linię, którą nazywamy ciągiem głównym. Wszystkie one osiągnęły etap „spalania” wodoru.