Kuzynki Słońca

Gwiazd żadnego z typów widmowych nie znamy równie dobrze, a zarazem równie słabo jak gwiazd typu widmowego G. To pozornie sprzeczne stwierdzenie bierze się stąd, że żółta gwiazda typu widmowego G2V rozświetla nasze niebo każdego dnia. Liczba informacji, jaką udało nam się uzyskać o Słońcu w ciągu kilkudziesięciu lat nowoczesnych obserwacji, jest imponująca. Możemy bardzo dokładnie badać strukturę powierzchni i atmosfery naszej dziennej gwiazdy i śledzić zachodzące tam zmiany. Równocześnie teoretycy wciąż mają problem z ogarnięciem tak ogromnej liczby danych i szereg fundamentalnych zagadnień dotyczących Słońca czeka na ostateczne rozstrzygnięcie. Heliofizyka to odrębna dziedzina badań, a jej interesującą prezentację można znaleźć np. w książce R. Kippenhahna Na tropie tajemnic Słońca. Dziś przyjrzymy się raczej odległym kuzynkom Słońca.

Rys.1  Diagram HR dla gwiazd typu G (wg J. Kaler)

Gwiazdą niemal identyczną jak Słońce jest najjaśniejszy składnik ukłądu α Centauri. Nawiasem mówiąc, z przedstawicielkami najbliższego nam gwiezdnego systemu spotkaliśmy się już w dwóch poprzednich częściach cyklu poświęconego typom widmowym: składnik wtórny jest bowiem gwiazdą typu K1, zaś trzeci, najsłabszy (Proxima), to gwiazda rozbłyskowa typu M5. Szósta pod względem jasności gwiazda nocnego nieba — Kapella — to stosunkowo bliska para olbrzymów o typach widmowych G0 i G5. Najjaśniejszą pojedynczą gwiazdą typu widmowego G jest położona w pobliżu Arktura Mufrid (η Bootis, G0IV, o jasności 2,7 mag.). Gwiazdą o największej znanej jasności absolutnej w typie widmowym G jest nadolbrzym o widomym blasku 5 magnitudo (z konstelacji Kasjopei) oznaczony HR 8752 (lub HD 21776) — patrz rys.1. Jako niezwykle jasną gwiazdę cechuje ją pewna niestabilność — stąd widomy blask waha się nieregularnie w granicach ok. pół magnitudo (jako zmienna nosi ona oznaczenie V 509 Cas).

Gdy przechodzimy od chłodnych obiektów typów K i M do obejmujących pośredni zakres temperatur (5000 – 6000 K) gwiazd G, słabną linie neutralnych metali, takie jak linia wapnia CaI 422,6 nm oraz linie D sodu. Coraz silniejsze stają się linie metali jednokrotnie zjonizowanych — np. H i K wapnia CaII, które dominują w części fioletowej widma Słońca. W klasie G po raz ostatni ujrzymy pasma molekularne; tylko najsilniej związane cząsteczki mogą przetrwać w tych temperaturach. Pasmo G (molekuły CH) osiąga maksimum w podtypie G5 i słabnie w miarę przesuwania się w kierunku typu F.

Rys.2  Składowe absorpcyjne i emisyjne linii H i K zjonizowanego wapnia w widmie gwiazdy typu G8

Jak wyglądałoby Słońce z odległości kilkudziesięciu lat świetlnych? Możemy się o tym przekonać, odnajdując na niebie jedną z gwiazd podanych w tabelce. Są to bowiem karły ciągu głównego typu widmowego G2 (tylko 16 Cygni A i B to odpowiednio G1,5 oraz G2,5). Warto zwrócić uwagę na rozrzut jasności absolutnych, wynikający z pewnej szerokości pasa ciągu głównego. Gwiazdą zasługującą na miano bliźniaczki Słońca jest 9 Ceti.

Podobnie jak w typie widmowym K, w dziedzinie optycznej widma najważniejszym wskaźnikiem aktywności chromosferycznej jest emisja w liniach CaII H i K (rys.2). Całkowity strumień związany ze składową emisyjną linii chromosferycznych jest w wielu przypadkach wyraźnie zmienny, na ogół w dwóch skalach czasowych: od kilkunastu do kilkudziesięciu dni oraz od kilku do kilkunastu lat (rys.3). Szybsze z tych zmian uważane są za wynik obrotu gwiazd, zaś zmienność długookresowa — za przejaw cykliczności zmian aktywności chromosferycznej. Wiek gwiazd odgrywa ważną rolę w ujawnianiu — bądź nie — tej aktywności. Gwiazdy starsze są mniej aktywne i rotują wolniej, co zresztą najprawdopodobniej jest ze sobą związane.

Rys.3  Zmiany strumienia linii CaII H i K obserwowane w widmach gwiazd ciągu głównego w skali rzędu lat i dni (liczby po prawej stronie wykresów są numerami gwiazd w katalogu HD)

Rys.4  Krzywa zmian jasności gwiazdy podwójnej RS Canum Venaticorum. Fala między zaćmieniami uważana jest za wynik zaplamienia jednego ze składników układu

Rys.5  Zmiany jasności i barwy gwiazdy AC Her, zmiennej typu RV Tau

Przesuwając się na diagramie HR (rys.1) w kierunku wyższych jasności absolutnych, jakieś 2 magnitudo ponad ciągiem głónym napotkamy gałąź podolbrzymów. Część z nich zalicza się do układów zaćmieniowych typu RS Canum Venaticorum (patrz rys.4). W takich układach składnikami są olbrzymy, podolbrzymy i jasne karły typów od F do K. Ich okresy obiegu zawierają się w przedziale od ok. 1 dnia do ok. 20 dni — co oznacza, że ukłądy te są rozdzielone, ale jednocześnie wystarczające stare, by siły przypływowe zdążyły doprowadzić do synchronizacji obrotu składników z ich okresem orbitalnym. Charakterystyczne jest więc to, że składniki gwiazd RS CVn są szybkimi rotatorami w porównaniu z pojedynczymi gwiazdami tego samego typu widmowego.

Kolejne 2 magnitudo wyżej na diagramie HR rozciąga się gałąź olbrzymów. Różnica między olbrzymami a karłami dość szybko się zaciera: gwiazda typu G2III jest średnio rzecz biorąc tylko 6 razy większa od Słońca. Jednak nadolbrzymy w dalszym ciągu porażają swymi rozmiarami: HR 8752 jest przeszło 500 razy większa od Słońca, zatem umieszczona na jego miejscu w naszym układzie planetarnym w swym wnętrzu zmieściłaby jeszcze orbitę Ziemi.

Wśród olbrzymów i nadolbrzymów typu G spotykamy gwiazdy pulsujące. Niektóre czynią to w sposób nieregularny, inne — półregularny. Charakterystyczną cechą krzywych blasku może być występowanie po sobie na przemian głębszych i płytszych minimów — jak w przypadku zmiennych typu RV Tauri, o okresach w przedziale od 30 do 150 dni (rys.5). Co ciekawe, z czasem minima płytsze mogą stawać się głębsze i na odwrót; przyczyny i charakter tej zmienności nie zostały jeszcze jednoznacznie wyjaśnione. Są wreszcie i takie gwiazdy, które pulsują w sposób niezwykle regularny. Należą do nich cefeidy, spotykane już w typie widmowym G, jednak w większości (wraz z prototypem δ Cep) należące do typu widmowego F. Tak więc o nich opowiemy już następnym razem.