Gwiazdy typu widmowego K

W letnie wieczory, po zachodzie Słońca wysoko nad południowo-zachodnim horyzontem możemy podziwiać najjaśniejszą z gwiazd północnej półkuli nieba. To Arktur — pomarańczowy olbrzym typu widmowego K1, pierwowzór gwiazd, którym poświęcamy dzisiejszą opowieść.

Rys.1  Diagram HR dla gwiazd typów widmowych K i M (wg J.B. Kaler)

Wśród dość jasnych gwiazd znajdziemy jeszcze kilka pomarańczowych olbrzymów: należą do nich m.in. niżej położony z Bliźniąt — Polluks (K0), jasne gwiazdy Wielkiego i Małego Wozu — Dubhe (α UMa, K0) i Kochab (β UMi, K4) oraz Oko Byka, tj. Aldebaran — to już podtyp K5, bliski gwiazdom typu M. Aldebaran, odległy o 20 parseków, leży na tle dwukrotnie dalszej gromady Hiady. Tak się złożyło, że najjaśniejsze gwiazdy głowy Byka (Θ¹, γ, δ¹ i ε Tau), nadające gromadzie charakterystyczny kształt litery V, są olbrzymami typu widmowego K0.

Choć wśród olbrzymów znajdziemy najbardziej efektowne wśród gwiazd typu widmowego K, nie powinniśmy zapomnieć o karłach ciągu głównego. W odróżnieniu od karłów typu M, niektóre z nich można już dostrzec gołym okiem. Najsłynniejszy to chyba 61 Cygni — pierwsza gwiazda, której odległość zmierzono bezpośrednio metodą paralaksy trygonometrycznej. Jej przesunięcie o 2/3 sekundy łuku w ciągu pół roku zmierzył jako pierwszy Friedrich Bessel w roku 1838. Wybrał właśnie tę gwiazdę do badań, gdyż miała ona w owym czasie największy znany ruch własny — słusznie więc podejrzewano, że znajduje się stosunkowo blisko Słońca. Ten układ podwójny gwiazd (K5–K7) świeci blaskiem 4,8 mag., około 8° na południowy wschód od Deneba. Najjaśniejszą z gwiazd — karłów typu widmowego K na całym niebie jest słabszy składnik układu α Centauri o blasku 1,3 mag.

Pomiędzy gwiazdami ciągu głównego a olbrzymami nadal istnieje spora luka, choć w stosunku do typu widmowego M zmniejszyła się ona bardzo wyraźnie (rys.1). Olbrzymy typu K są słabsze i mniejsze od swych odpowiedników typu M, dla gwiazd ciągu głównego charakterystyczna jest odwrotna tendencja. Arktur, 25 razy większy od Słońca, jest o połowę mniejszy od β And, zaś 61 Cygni A, o promieniu stanowiącym 70% słonecznego, trzykrotnie przewyższa rozmiarami Gwiazdę Barnarda. Wśród gwiazd typu widmowego K po raz pierwszy pojawia się klasa jasności IV (podolbrzymy) oraz białe karły, ale spotykamy też ogromne nadolbrzymy. Niektóre wchodzą w skład układów podwójnych, a część daje nawet sposobność obserwowania zaćmień. Dla przykładu ζ Aurigae świeci zwykle blaskiem 3,8 mag. Jednak co 972 dni składnik typu B8V chowa się za olbrzymem K4II, przez co jasność gwiazdy spada o 0,2 mag. Zaćmienie trwa — bagatela — 38 dni. Już około 2 tygodnie wcześniej oraz 2 tygodnie po każdym zaćmieniu występują w widmie linie świadczące o przechodzeniu światła gwiazdy ciągu głównego przez rozległą atmosferę olbrzyma. Cóż za niezwykłe laboratorium do badania dynamiki otoczki odległej gwiazdy!

Rys.2  Emisyjne linie chromosferyczne w nadfioletowej części widm gwiazd późnych typów widmowych

Czas poświęcić nieco miejsca samym widmom. Warto zwrócić uwagę, że zakres temperatur efektywnych, w których mieszczą się późne typy widmowe (od F do K), jest stosunkowo wąski — od ok. 7000 do 4000 K. Ogromne bogactwo linii występujących w tych temperaturach pozwala na znalezienie kryteriów umożliwiających dokonanie podziału na wiele podtypów. Jednym z użytecznych kryteriów podtypu widmowego i klasy jasności dla gwiazd K jest wygląd pasma G pochodzącego od molekuły CH (ok. 430 nm). Inne kryteria obejmują linię neutralnego wapnia Ca I (422,6 nm), linie żelaza, zjonizowanego strontu Sr II (407,7 i 421,5 nm) oraz pasma CN (421,6 i 388,3 nm). Ważną cechą widmową stanowią przejawy istnienia chromosfery, przede wszystkim emisje w liniach rezonansowych pierwiastków neutralnych lub jonów w niskim stopniu jonizacji (rys.2); chodzi głównie o nadfiolet, w dziedzinie optycznej przejawem aktywności chromosferycznej jest emisja w liniach zjonizowanego wapnia H i K (396,8 i 393,4 nm). Obserwuje się przy tym zaskakujący i nie do końca wyjaśniony związek między szerokością składnika emisyjnego i jasnością absolutną, czyli tzw. efekt Wilsona-Bappu. To bardzo użyteczny w praktyce wskaźnik jasności absolutnych (a tym samym odległości) gwiazd późnych typów.

Powróćmy jeszcze do obserwowanych jasności. Podobnie jak nadolbrzymy typu M, gwiazdy największe wykazują pewne cechy niestabilności. Jednym z jej przejawów są zmiany blasku, np. skrajny nadolbrzym RW Cep wykazuje nieregularne zmiany o amplitudzie sięgającej 2 mag. Inna klasa zmiennych to gwiazdy typu T Tauri o silnych liniach emisyjnych wodoru, żelaza i wapnia. Wykazują one nieregularne zmiany jasności w skalach czasowych od minut do dziesiątków lat. Zmiany jasności o najkrótszej skali i amplitudach mniejszych od 0,1 mag. są najprawdopodobniej przejawem rozbłysków podobnych do tych, które obserwujemy na Słońcu. Półregularne wahania jasności z amplitudami od ok. 0,1 do 3 mag. są zapewne wynikiem pojawiania się i znikania w następstwie obrotu gwiazdy, plam i obszarów aktywnych. Zachodzące w najdłuższych skalach czasowych, całkowicie nieregularne zmiany o amplitudzie większej od ok. 3 mag. są przejawem niestacjonarności procesów obejmujących całą gwiazdę. Gwiazdy typu T Tauri występują niemal wyłącznie w asocjacjach związanych z obłokami molekularnymi lub mgławicami optycznymi. Według obecnych poglądów są obiektami przedgwiazdowymi, które nie osiągnęły jeszcze ciągu głównego i przechodzą przez fazę tworzenia stabilnej konfiguracji gwiazdowej.

Rys.3  Krzywe zmian jasności gwiazdy BY Draconis obserwowane w różnych latach

Wreszcie gwiazdy typu BY Draconis, wykazujące periodyczne zmiany jasności o amplitudzie wahającej się od 0,5 mag. do zera, przy czym zmianie ulega również kształt krzywej blasku (rys.3); tu zmienność przypisujemy obecności na powierzchni tych gwiazd rozległych, ciemnych plam obejmujących ok. 20% powierzchni tarczy i mających temperatury niższe o 500 — 1500 K od otaczającej fotosfery. Co ciekawe, natężenie ich linii emisyjnych (przede wszystkim wodoru serii Balmera oraz H i K zjonizowanego wapnia) ulega zmianom długookresowym. Nasuwa się, całkiem słusznie, skojarzenie z cyklem aktywności słonecznej. Jednak o gwiazdach podobnych do Słońca opowiemy już następnym razem.