Typ widmowy O

Wspinając się od przeszło roku po kolejnych szczeblach drabiny typów widmowych, docieramy właśnie na sam jej szczyt. Znajdujemy się wśród spektakularnych gwiazd typu O: najgorętszych, najjaśniejszych, najbardziej niebieskich i masywnych, a jednocześnie najrzadszych. Ta ostatnia cecha sprawia, że obiekty typu O nie rzucają się zbytnio w oczy na rozgwieżdżonym niebie: tylko cztery osiągają blask 2 mag. Szczęśliwie dwie z nich bardzo łatwo zidentyfikować: to δ i ζ Orionis, para zewnętrznych gwiazd ze słynnego pasa Oriona. Obie są układami podwójnymi — pierwszy prócz składnika O9 zawiera olbrzyma B0, drugi jest zdominowany przez nadolbrzyma typu O9,5Ibe. Na pierwszy rzut oka obie gwiazdy są zresztą bardzo podobne do środkowego składnika pasa Oriona, ε Ori (B0Iae). Pozostałe dwie jasne gwiazdy typu O znane są obserwatorom z południowej półkuli: to ζ Puppis, nadolbrzym O5Iaf oraz γ² Velorum ze składnikiem O7,5e. Układ γ Velorum jest bardzo wdzięcznym obiektem nawet dla niewielkich teleskopów — zawiera cztery składniki odkryte wizualnie, natomiast sama γ² Velorum kryje w sobie ponadto gwiazdę Wolfa-Rayeta (patrz niżej), jedyną na całym niebie dostrzegalną gołym okiem. ζ Pup i γ Vel stanowią część mgławicy Gum — pozostałości po wybuchu gwiazdy supernowej.

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

Już omawiając gwiazdy typu B, wspomnieliśmy, że są one w stanie pobudzać do świecenia otaczającą je materię gazowo-pyłową. Jest to jeszcze bardziej widoczne w przypadku gwiazd O — te młode i jasne obiekty są odpowiedzialne za świecenie materii zawartej w ramionach spiralnych galaktyk oraz w obszarach aktywności gwiazdotwórczej. Za najjaśniejszą gwiazdę typu O można uznać HD 93129A, obiekt siódmej wielkości w mgławicy Carina, w pobliżu słynnej zmiennej η Carinae (patrz „Urania-PA” 5/2001). Wprawdzie na naszym diagramie HR (rys. 1) gwiazda HD 93129A leży niżej niż najjaśniejszy obiekt typu B (Cyg OB2 No.12), trzeba jednak pamiętać, że na osi rzędnych odłożona jest tu wizualna jasność absolutna. Ponieważ większość promieniowania najgorętszych gwiazd przypada na ultrafiolet, gwiazda HD 93129A jest w rzeczywistości o 0,3 mag. jaśniejsza (biorąc pod uwagę całkowity blask) od Cyg OB2 No.12 i może ubiegać się o tytuł najjaśniejszej gwiazdy w naszej Galaktyce.

W typie widmowym O wyraźniejsze stają się absorpcje HeII, linie wodoru powoli słabną, zaś HeI — zanikają; wskaźnikiem podtypu może więc być stosunek linii HeII do HeI. W widmach O często wyraźnie uwidaczniają się linie emisyjne (por. rys. 2) — gwiazdy produkują tak dużo energii, że zjawiskiem powszechnym staje się znacząca utrata masy, w wyniku której dochodzi do utworzenia wokółgwiazdowych otoczek. Gwiazdy typu O z liniami emisyjnymi wodoru oznaczamy jako Oe, zaś gdy w emisji obserwuje się HeII 468,6 nm i NIII 463,4 oraz 464,0 nm, mówimy już o gwiazdach Of. Ekstremalny przypadek stanowią gwiazdy Wolfa-Rayeta z licznymi szerokimi pasmami emisyjnymi w widmie (rys. 3). Tracą one materię tak intensywnie, że w zasadzie nie obserwujemy samej świecącej powierzchni gwiazdy, ale widmo rozszerzającej się gazowej otoczki. Więcej na ich temat można znaleźć w „Uranii-PA” 2/01.

Rys.2  Fragmenty ultrafioletowych widm gwiazd typu O i wczesnych podtypów B. Widoczne są profile linii SiIV 140,3 nm odpowiadające różnym klasom jasności (od nadolbrzymów do gwiazd ciągu głównego) oraz linii CIV 155,1 nm dla różnych podtypów.

Rys.3  Przykładowe widma gwiazd Wolfa-Rayeta w zakresie długości fali 115-760 nm. Strumienie wyrażono w jednostkach bezwzględnych.

Gwiazdy typu O wykazują tendencję do grupowania się z gwiazdami wczesnych podtypów B w tzw. asocjacje. Są to układy kilkunastu lub kilkudziesięciu gwiazd w obszarach o rozmiarach kilkuset parseków. Niekiedy częścią (zwykle centralną) takiej asocjacji może być gromada otwarta, również z gwiazdami typu O. Jednak w przeciwieństwie do gromad otwartych, asocjacje nie są układami trwałymi. Gwiazdy wchodzące w ich skład, choć powstały mniej więcej równocześnie z tego samego ogromnego kompleksu materii międzygwiazdowej, stopniowo oddalają się od siebie, tak więc asocjacje ulegają po pewnym czasie rozproszeniu.

Gwiazdy typu O odnajdziemy w najpiękniejszych obszarach HII i mgławicach dyfuzyjnych: M42 w Orionie, mgławicy Trójlistnej (M20), w mgławicach: Laguna (M8), Omega (M17), Rozeta i Ameryka Północna — wszystkie, jak można się domyślać, położone są niemal dokładnie w płaszczyźnie Drogi Mlecznej.

I tak oto dotarliśmy do szczytu schematu klasyfikacji widm gwiazd. Obrany przez nas kierunek — od M do O — jest przeciwny od podawanej zwykle sekwencji typów: OBAFGKM (uzupełnionej ostatnio, jak informowaliśmy w numerze 2/02, o dwie nowe klasy, L i T). Taka kolejność bardziej logicznie odpowiada jednak liczebności gwiazd w Galaktyce, odnajdujemy w niej bowiem 72% gwiazd typu M, 14% typu K, 9% typu G, 4% typu F i ok. 1% typu A. Jak łatwo policzyć, to już 100%! A gdzie miejsce dla gwiazd typów B i O? To nie pomyłka, gwiazdy typu B stanowią bowiem ok. 0,1% słońc, zaś gwiazdy typu O to prawdziwa rzadkość: ich odsetek szacuje się na 0,00004% (!). Podsumowując nasz cykl omawiający wybrane obserwacyjne aspekty badań świata gwiazd, możemy stwierdzić, że mimo przeszło stu lat klasyfikacji i analiz spektroskopowych, również na tym astronomicznym poletku wciąż pozostaje wiele do zrobienia.

Krzysztof Rochowicz