Typ widmowy F

W naszym przeglądzie typów widmowych znajdujemy się w środku obowiązującej do niedawna sekwencji OBAFGKM (o dołączonych na końcu typach L i T pisaliśmy w „Uranii – PA” 2/02). Właśnie tu przebiega granica między wczesnymi (OBA) a późnymi (GKM) typami widmowymi. Jak się przekonamy, nie jest ona czysto umowna, ma swoje fizyczne uzasadnienie.

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

Zacznijmy jednak jak zwykle od rzutu oka na rozgwieżdżone niebo. Jedną z jaśniejszych gwiazd, którą możemy podziwiać jesienią i zimą, jest Procjon — podolbrzym typu widmowego F5. Najsłynniejsza bodaj wśród gwiazd — Polarna — to z kolei nadolbrzym typu F8. Choć jej wygląd na niebie raczej rozczarowuje większość osób, warto pamiętać, że w rzeczywistości jest to obiekt 6000 razy jaśniejszy od naszej Dziennej Gwiazdy. Niedaleko Polarnej możemy odnaleźć jeden z niezwykłych obiektów w świecie gwiazd — to ρ Cassiopeiae, położona jakieś 3° na płd.-zach. od β Cas. W maksimum blasku jest gwiazdą czwartej wielkości (jej jasność absolutna sięga wówczas -10 mag.!), ale amplituda zmian przekracza 2 mag.; również jej typ widmowy może się zmieniać aż do M4. Więcej na jej temat można się dowiedzieć z artykułu w „Postępach Astronomii” 4/91.

Karły ciągu głównego są już na tyle jasne, że gołym okiem widać ich na niebie około 500. Jak na ironię, najjaśniejsza — α Hydri — świeci blaskiem ledwo 2,9 mag.; taka sama jest jasność γ Virginis — to jednak układ dwóch bliźniaczych gwiazd typu F0 o blasku 3,7 mag. każda.

W typie widmowym F stopniowo słabną liczne linie pojedynczo zjonizowanych metali (w tym H i K wapnia) oraz ostatecznie zanika pasmo G molekuły CH. Coraz wyraźniej zaznaczają się linie wodoru. Kryteria klasyfikacyjne opierają się m.in. na porównaniu natężeń linii CaI 422,7 nm oraz H_δ.

Typ widmowy F jest swego rodzaju przejściowym, jeśli chodzi o dwie charakterystyki gwiazd — ich prędkość rotacji oraz procesy produkcji energii. Zacznijmy od reakcji jądrowych. We wnętrzu Słońca synteza helu odbywa się głównie w cyklu proton-proton (w skrócie p-p). Z kolei masywne gwiazdy ciągu głównego typów OBA dokonują syntezy helu w cyklu węglowym (CNO). Przejście odbywa się w sposób ciągły — w gwiazdach typu widmowego F oba cykle są niemal równie efektywne. O przewadze cyklu CNO decyduje ostatecznie m.in. zawartość węgla, który jest katalizatorem tej reakcji syntezy helu. Dla słonecznego składu chemicznego cykl CNO bierze górę nad cyklem p-p w podtypach F0–F2, przy masie gwiazdy około 1,6 razy większej od masy Słońca.

Druga istotna zmiana dotyczy rotacji pojedynczych gwiazd na ciągu głównym. Porównując prędkości liniowe na równiku, mielibyśmy dla gwiazd typu G wartości rzędu 5 km/s, około 30 km/s dla F5, 100 km/s dla F0, aż do przeszło 200 km/s w typie B. Jak się wydaje, to raczej szybka rotacja jest naturalną cechą młodych gwiazd (co potwierdzają badania gromad otwartych). Nawet gwiazdy późnych typów widmowych rotują początkowo stosunkowo szybko, jednak zachodzące w ich wnętrzach procesy konwekcji oraz towarzyszące im pola magnetyczne, wymuszając ruch plazmy, prowadzą do stopniowego wyhamowywania rotacji.

Na diagramie HR (rys. 1) obserwujemy wyraźnie, jak w typie widmowym F gałąź olbrzymów zbliża się do ciągu głównego. Jasność absolutna olbrzymów osiąga minimum w podtypie F4; gwiazdy ciągu głównego wcześniejszych typów oddalone są od gałęzi olbrzymów zaledwie o ok. 1 mag.

Wkraczamy właśnie w samo serce krainy gwiazd zmiennych. Pas niestabilności ciągnie się na diagramie HR od jasnych nadolbrzymów typu G poprzez olbrzymy i karły ciągu głównego F aż do białych karłów A. Choć przebieg zmian bywa różny dla poszczególnych grup gwiazd, zjawiskiem, które je wywołuje, jest we wszystkich przypadkach pulsacja. Za te regularne zmiany rozmiarów, a co za tym idzie — temperatury i jasności gwiazd — odpowiedzialna jest leżąca na odpowiedniej głębokości tzw. warstwa drugiej jonizacji helu, przez którą trudniej jest przedrzeć się płynącemu z jądra ku powierzchni strumieniowi fotonów. Ich nacisk sprawia, że delikatny stan równowagi pomiędzy grawitacją a ciśnieniem promieniowania zostaje na jakiś czas naruszony — aż do chwili, gdy wskutek ekspansji gęstość materii zmaleje tak, że fotony swobodnie przepłyną i z kolei na jakiś czas bierze górę grawitacja, dopóki nie przeciwstawi się jej zwiększone ciśnienie promieniowania — po czym cały cykl się powtarza.

Rys.2  Krzywa zmian blasku δ Cephei

Wśród nadolbrzymów klasy F odnajdziemy cefeidy, zwane też — od prototypu całej grupy — zmiennymi typu δ Cephei (lub cefeidami klasycznymi albo długookresowymi). Odznaczają się one stosunkowo dużymi amplitudami zmian blasku (rys. 2), rzędu 1–2 mag., choć zdarzają się i amplitudy znacznie mniejsze, ok. 0,1 mag. Najkrótszy znany okres cefeidy to niespełna półtora dnia (V473 Lyr), a najdłuższy — prawie trzy miesiące (BP Her); najczęściej spotykane okresy zawierają się w przedziale od 3 do 30 dni. Dzięki dużej jasności absolutnej (-2 do -6 mag.), stosunkowo dużej amplitudzie zmian blasku oraz dobrze określonej zależności okres–jasność absolutna (rys. 3), zmienne te odgrywają kluczową rolę w wyznaczaniu odległości galaktyk.

Rys.3  Zależność okres – jasność absolutna dla klasycznych cefeid, gwiazd typu W Virginis oraz zmiennych typu RR Lyrae

W tym samym obszarze diagramu HR co klasyczne cefeidy znajduje się też grupa zmiennych typu W Virginis. Mają one podobne okresy i amplitudy zmian jasności, ale odróżniają się od cefeid kształtem krzywych zmian blasku (mają wyraźne garby na gałęzi wznoszącej lub opadającej krzywej blasku), a przede wszystkim przynależnością do starej populacji gwiazd (kiedyś nazywano je cefeidami II populacji). Gwiazdy W Vir spotkać można w dużych odległościach od płaszczyzny Galaktyki, a także w gromadach kulistych. I one spełniają zależność okres–jasność (rys. 3), z tym że nachylenie tej zależności jest mniejsze niż dla cefeid, a jasności absolutne są dla tych samych okresów o 1–2 mag. słabsze.

Rys.4  Typowe krzywe blasku gwiazd RR Lyrae

W obszarze olbrzymów głównego pasa niestabilności spotkamy też gwiazdy typu RR Lyrae, zwane niekiedy cefeidami krótkookresowymi. Ich rozkład przestrzenny oraz częsta obecność w gromadach kulistych dowodzą przynależności do populacji II. Krzywe blasku przypominają swym kształtem odpowiednie krzywe dla cefeid, jednak różnią się od nich większą rozmaitością i znacznie krótszymi okresami: zawierają się one w większości w przedziale 0,2–1 dnia (najdłuższy sięga 2,4 dnia) z maksimum rozkładu okresów ok. 0,5 dnia. Podstawowe typy krzywych blasku są przedstawione na rys. 4.

Część pasa niestabilności przylegającą do ciągu głównego zajmują gwiazdy δ Scuti, zwane dawniej cefeidami karłowatymi. Ich okresy zmian są bardzo krótkie (poniżej 0,3 dnia), a amplitudy bardzo małe (często poniżej 0,3 mag.). Zwykle wyróżnia się wśród nich dwie podgrupy: gwiazdy AI Velorum oraz SX Phoenicis. Natomiast w obszarze najmniejszych jasności głównego pasa niestabilności odnajdziemy już białe karły, a wśród nich zmienne typu ZZ Ceti. Ponieważ większość mieści się już w obrębie typu widmowego A, więcej na ich temat następnym razem.

Zwróćmy uwagę na olbrzymią rozpiętość jasności gwiazd w obrębie typu widmowego F, sięgającą 25 mag., tj. odpowiadającą stosunkowi jasności 1:10 miliardów. Wśród najjaśniejszych obiektów odnaleźlibyśmy m.in. słynną η Carinae, której poświęcony był odrębny artykuł w „Uranii – PA” 5/01. Równie egzotyczne odpowiedniki znajdowane są też w innych galaktykach, np. w M 33.

Z jeszcze dwoma punkcikami w górnej części prezentowanego diagramu HR (rys. 1) wiążą się ciekawe historie. Pierwszy — ε Aurigae — to niezwykły układ zaćmieniowy, odległy o ok. 4500 l.św.; głównym składnikiem jest nadolbrzym typu F0 ponad 100 tys. razy jaśniejszy od Słońca. Jego promień 2000 razy przewyższa słoneczny, tak że umieszczony na miejscu Słońca w naszym układzie zamknąłby w swym wnętrzu sześć planet — do Saturna włącznie! Okrąża go widoczny tylko w podczerwieni towarzysz, który co 27 lat przesuwa się przed nadolbrzymem, powodując spadek jego jasności o jedną wielkość gwiazdową. Ponieważ jest on otoczony gigantycznym dyskiem akrecyjnym, utworzonym z materii wypływającej z nadolbrzyma, zaćmienie trwa prawie dwa lata (!). Ostatnie rozpoczęło się w lipcu 1982 i zakończyło w czerwcu 1984, a samo minimum — czyli faza całkowita — trwało przez cały rok 1983. Jak łatwo policzyć, następne zaćmienie rozpocznie się w 2009 r.

Rys.5  Zmiany jasności gwiazdy R CrB w ciągu 100 lat

Drugi interesujący obiekt, położony na diagramie HR w bezpośrednim sąsiedztwie ε Aur — to R CrB, prototyp stosunkowo nielicznej grupy gwiazd, wykazujących zmienność blasku podobną do przedstawionej na rys. 5. Gwiazdy te na ogół wykazują charakterystyki widmowe olbrzymów i nadolbrzymów o typach późniejszych od F5. Co prawda ich jasność może w tym czasie ulegać nieregularnym wahaniom, ale zwykle nie przekraczają one dziesiątych części wielkości gwiazdowej. Natomiast w sposób nieregularny, co kilka lat, gwiazdy te raptownie zmniejszają swą jasność o ok. 4 mag. Spadek blasku trwa zwykle około miesiąca, zaś powrót do poprzedniej jasności — znacznie dłużej. Zgodnie z najstarszą hipotezą takie obniżenie jasności może być wynikiem przesłonięcia gwiazdy przez gęsty obłok cząstek pyłu węglowego w górnych warstwach jej atmosfery.

Gdyby ktoś odniósł wrażenie, że tylko gwiazdy zmieniające blask są dla astronomów interesujące, to spieszę z kontrprzykładem. Mniej więcej w samym środku pasa niestabilności na diagramie HR, w pobliżu samej δ Cep, odnajdziemy zupełnie nie zmieniającą swego blasku gwiazdę α Aqr. Jej obecność w tym miejscu przypomina nam, że pomimo wszystkich naszych wysiłków, by świat gwiazd umieścić w ramach stosunkowo prostych i eleganckich teorii, jego różnorodność chyba nigdy nie przestanie nas zadziwiać.