Nowe typy widmowe

Od przeszło 100 lat w trakcie kursu astronomii studenci zapamiętać muszą dość dziwaczny ciąg liter: O B A F G K M. To nie żaden szyfr, choć można go uznać za swego rodzaju klucz ułatwiający orientację w świecie gwiazd, a ścislej rzecz biorąc — ich widm. Wydawałoby się, że ciąg ten trwać już będzie w niezmienionej postaci. Tymczasem w ostatnich latach astronomowie dodali na końcu owej 7-literowej sekwencji dwa nowe symbole: L i T. Dzięki nowej technologii i wnikliwym obserwacjom zostały odkryte obiekty o widmach wykraczających poza dotychczasowy schemat klasyfikacji. Na początek jednak przypomnijmy może pokrótce jego genezę.

W tym roku mija 200 lat od odkrycia linii widmowych przez angielskiego przyrodnika Williama H. Wollastona. Widma Słońca i gwiazd jako pierwszy zaobserwował nieco później niemiecki fizyk Joseph Fraunhofer. Od początku rzucała się w oczy ich różnorodność. Dość szybko William Huggins ustalił, że linie widmowe pochodzą od tych samych pierwiastków, które występują na Ziemi. Jednak ich układ dla różnych gwiazd odbiegał niekiedy dość znacznie od słonecznego. W widmie naszej Dziennej Gwiazdy rzucają się w oczy przede wszystkim absorpcje sodu i zjonizowanego wapnia. Widma takich gwiazd jak Wega, Altair czy Syriusz zdominowane są przez linie absorpcyjne wodoru, zaś gwiazdy o czerwowanej barwie — takie jak Betelgeuse czy Antares — linii wodoru w ogóle nie posiadają, za to w ich widmach występują bardzo silne pasma tlenku tytanu. Aby odpowiedzieć na pytanie, skąd biorą się te różnice, należało przede wszystkim uporządkować cały ich inwentarz.

Rys.1  Widma trzech karłów (typów M9, L3 i L8) w zakresie bliskiej podczerwieni. Najsilniejsze linie zostały zidentyfiko-wane, wskazano też położenie pochodzących z atmosfery Ziemi absorpcji tlenu i pary wodnej

W roku 1863 włoski jezuita i astronom Angelo Secchi podzielił gwiazdy według ich widm i barw na pięć typów (patrz tabelka). Rzymskie oznaczenia od I do V określały odpowiednio: białoniebieskie gwiazdy z liniami wodoru (Wega, Syriusz), gwiazdy z licznymi liniami metali (Słońce, Aldebaran, Arktur), pomarańczowo-czerwone gwiazdy z pasmami (Betelgeuse), gwiazdy czerwone o złożonych pasmach (19 Piscium) oraz obiekty zawierające jednocześnie emisje i absorpcje (γ Cassiopeiae, β Lyrae).

Był to, jak się okazało, trochę zbyt uproszczony podział. Astronomom przyszła z pomocą fotografia. W roku 1872 Henry Draper uzyskał pierwsze zdjęcie widma gwiazdy (Wegi). Choć ten nowojorski fizyk i astronom wkrótce zmarł, przekazane przezeń środki finansowe pozwoliły zbudować nowej klasy teleskop, przeznaczony specjalnie do fotografowania widm gwiazd (instrument ten znajduje się dziś w Piwnicach k. Torunia). Przy jego pomocy Edward C. Pickering, dyrektor obserwatorium Harvarda, wraz z Williaminą Fleming przystąpili do tworzenia nowego schematu klasyfikacji widm, oznaczając poszczególne typy kolejnymi literami alfabetu łacińskiego (tabelka).

Podstawą sekwencji od A do O było malejące natężenie linii wodoru, ponadto oznaczenia P i Q zarezerwowano dla obiektów, które nie mieściły się w tym schemacie klasyfikacji. Późniejsze prace pokazały, że nie wszystkie wyróżnione typy znajdowały uzasadnienie — niektóre z nich usunięto, a część połączono ze sobą. Dwie asystentki, Antonia Maury i Annie Jump Cannon, zauważyły, że — biorąc pod uwagę natężenia linii absorpcyjnych innych niż wodorowe — lepiej byłoby ustawić klasę B przed A, zaś jeszcze wcześniej, na samym początku sekwencji, umieścić typ O. Tak oto narodził się ów klucz typów widmowych — O B A F G K M — który znamy do dziś. Przez jakiś czas na końcu utrzymywał się jeszcze typ N; gwiazdy równie chłodne i czerwone jak obiekty typuM; w ich widmach zamiast pasm tlenku tytanu obserwowano jednak linie węgla. Gdy znaleziono więcej gwiazd bogatych w węgiel, wykazujących jednak nieco odmienne cechy widmowe, pojawił się dodatkowo typ R (czasem R i N zastępuje się wspólnym oznaczeniem: C), zaś gwiazdy o silnych pasmach tlenku cyrkonu oznaczono przez S. Podobnie jak N i R, uważa się je dziś raczej za osobliwe, nie mieszczące się w zasadniczym ciągu klasyfikacyjnym.

Rys.2  Sekwencja podczerwonych widm typów od M7 do L8 oraz widmo karła Gliese 229B — pierwowzoru typu widmowego T

O widmie gwiazdy decyduje przede wszystkim temperatura, a w znacznie mniejszym stopniu ciśnienie i skład chemiczny jej atmosfery. To od temperatury zależy, w jakim stopniu będą zjonizowane i wzbudzone atomy poszczególnych pierwiastków (jak to pokazali fizyk austriacki L.E. Boltzmann oraz hinduski fizyk M. Saha). Skład chemiczny prawie wszystkich gwiazd jest podobny, nie jest więc czynnikiem różnicującym widma.

Annie Cannon zawdzięczamy podział poszczególnych typów na podtypy oznaczane cyframi od 0 do 9. Do niedawna najchłodniejsze gwiazdy ciągu głównego określano jako M9,5 (takie „połówki” pojawiały się od czasu do czasu już wcześniej, gdy brakowało cyfr na pomieszczenie więcej niż 10 podtypów). Problem pojawił się, kiedy zaczęto odkrywać obiekty jeszcze chłodniejsze — brązowe karły (patrz „Urania – PA” 1, 1999, s. 28). To przewidywane już wcześniej przez teoretyków niedoszłe gwiazdy, o masie poniżej 8% masy Słońca — czyli trochę za małej do zapoczątkowania klasycznych reakcji syntezy helu. Jak się jednak okazuje, nawet te niedoszłe gwiazdy też świecą, a przynajmniej „żarzą się” na koszt energii grawitacyjnej kontrakcji oraz w pewnej mierze dzięki fuzji deuteru. Obiekty tego typu zaczęto odkrywać w ramach programów obserwacyjnych, prowadzonych w podczerwieni, np. DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky) czy 2MASS (Two Micron All Sky Survey — fot.).

Jak zatem oznaczyć owe karły, by uzupełnić dotychczasowy schemat klasyfikacji, a równocześnie nie wprowadzać symboli, które w jakiś sposób kojarzyłyby się z używanymi już w astronomii? Zasadniczo pozostały do dyspozycji litery: H, L, T oraz Y. Dość naturalną drogą wybór padł na L, choć w ten sposób znów naruszona została kolejność alfabetyczna. Typ L dobrze plasuje się w dotychczasowym schemacie klasyfikacji (rys.1 i 2); miejsce pasm tlenków metali zajmują w widmach tego rodzaju pasma wodorków i samych metali. Już w późnyxh podtypach M rośnie natężenie linii tlenku wanadu, osiągając maksimum w L0; linie te znikają w podtypie L4. Z kolei w widmach typu L7 pasma tlenku tytanu stają się prawie niewidoczne. Z malejącą temperaturą rośnie natężenie absorpcji metali alkalicznych — potasu, rubidu i cezu. Absorpcja potasu staje się szczególnie silna i szeroka w podtypie L8.

Rys.3  Położenie karłów typów widmo-wych L i T na diagramie HR

Jak się ocenia, tylko około jedna trzecia obiektów typu L to brązowe karły. rozpoznaje się je dzięki obecności w widmie absorpcji litu. Pierwiastek ten nie ma szans na przetrwanie w materii, w której zachodzi przemiana wodoru w hel — toteż występować może jedynie w atmosferach bardzo młodych gwiazd lub właśnie brązowych karłów.

Ciągowi podtypów od L0 do L8 (L9 póki co pozostawiono w rezerwie) odpowiada ciąg malejących temperatur powierzchni od ok. 2000 K do ok. 1300 K (rys.3). W tak niskich temperaturach część materii może przyjmować postać stałą (np. tlenek wanadu czy chlorek litu; tytan wiąże się z tlenem i wapniem w związek CaTiO₃ — znany w formie perowskitu). Wokół tak chłodnego obiektu może zatem powstać mglista otoczka złożona z ziaren minerałów.

Rys.4  Porównanie obrazów tego samego fragmentu konstelacji Lwa. Obiekt oznaczony 2MASS J1146+2230 — karzeł typu widmowego L — wskazany jest strzałką na obrazie z zakresu bliskiej podczerwieni. W zakresie optycznym nie jest on widoczny

To jeszcze nie koniec niezwykłej menażerii niedoszłych gwiazd. Na podstawie obserwacji karła Gliese 229B wyznaczono jego temperaturę na zaledwie 1000 K! Nietypowe wskaźniki barwy kilku podobnych obiektów i ich skomplikowane widma, bogate w linie metanu, pozwoliły na wyodrębnienie jeszcze jednego typu widmowego — T (rys.2). Na razie obserwacje są zbyt skąpe, by dokonać podziału na podtypy tej ostatniej klasy karłów. Czas już jednak oswajać się z rozszerzoną sekwencją typów widmowych: O B A F G K M L T. Dotychczasowe oceny sugerują, że brązowych karłów powinno być w naszej Galaktyce nawet dwa razy więcej niż normalnych gwiazd. Oznacza to, że przypada im w udziale jakieś 15% masy zawartej w gwiazdach. Nie rozwiązuje to co prawda problemu brakującej ciemnej materii, ale na pewno świadczy o tym, że otaczający nas Wszechświat kryje w sobie jeszcze wiele niespodzianek.