Masery SiO w otoczkach gwiazdowych

Po zakończeniu swojej ewolucji na ciągu głównym diagramu H-R gwiazdy przechodzą, w zależności od masy, w rejon asymptotycznej gałęzi olbrzymów lub do obszarów zajmowanych przez nadolbrzymy. Procesy wewnątrz gwiazdy powodują, że jej rozmiary rosną, zewnętrzne obszary zaczynają pulsować, a z powierzchni w dużym tempie wypływa materia. Wokół takich gwiazd z czasem powstają obszary — otoczki — w których mogą wystąpić procesy prowadzące do zaistnienia emisji maserowej. Najbliżej powierzchni gwiazd obserwuje się masery tlenku krzemu, SiO

Wprowadzenie

Problem emisji maserów kosmicznych był poruszany już niejednokrotnie w „Uranii — Postępach Astronomii”. W „PA” (1/1996) przedstawiłem ogólny obraz maserów kosmicznych: opis podstaw emisji maserowej, jej występowanie oraz możliwości, jakie niosą ze sobą badania maserów. W „Uranii — PA” (6/2002) skupiłem się na właściwościach gwiazd AGB wydedukowanych z radiowych obserwacji emisji maserowej pochodzącej z rozległych otoczek tych gwiazd. We wspomnianym tekście przedstawiłem ogólny obraz otoczki, miejsce występowania poszczególnych maserów i w wielkim skrócie ich właściwości. W niniejszym artykule chciałbym skupić uwagę Czytelników na maserach SiO — najczęściej obecnie obserwowanej emisji maserowej.

Emisja molekuły SiO została zaobserwowana po raz pierwszy w grudniu 1973 r. przez Snydera i Buhla.

Zarejestrowali oni linie widmowe na częstotliwości 86 GHz (3,48 mm) w obszarze mgławicy Oriona, związane z bardzo młodą gwiazdą Orion IRc2. W rok później Davis, Thaddeus oraz ich współpracownicy odkryli emisję maserową tlenku krzemu na częstotliwości 43 GHz (7 mm), prowadząc obserwacje w kierunku mgławicy Oriona oraz gwiazdy zmiennej półregularnej W Hya. Do tej pory odkryto ponad 1200 maserów SiO — zdecydowana większość linii maserowych występuje w otoczkach wokółgwiazdowych wyewoluowanych gwiazd tlenowych.

Właściwości

Rys. 1. Struktura oscylacyjno-rotacyjnych poziomów molekuły SiO. Widać 4 drabiny poziomów rotacyjnych J, każda związana jest z odmiennym stanem oscylacji v (z: Elitzur, Astronomical Masers, Kluver Academic Publishers, 1992)

Dotychczas zaobserwowano emisję maserową molekuły ²⁸SiO docierającą z przestrzeni kosmicznej odpowiadającą przejściom rotacyjnym od J=1–0 (43 GHz) do J=10–9 (430 GHz), przy stanach oscylacyjnych od v=0 do v=4 (patrz rys. 1). Obserwuje się także emisję niektórych izotopów tlenku krzemu (²⁹SiO, ³⁰SiO).

Cechą charakterystyczną dla emisji maserowej SiO w otoczkach wokółgwiazdowych jest fakt, że obserwujemy głównie składniki wzmacniane tangencjalnie. Rejestrowane są widma dwuwymiarowe, czyli widma, będące przedstawieniem wartości natężenia (strumienia) promieniowania w funkcji częstotliwości lub długości fali, a w przypadku radiowym, po przekształceniu, w funkcji prędkości radialnej, które odnoszą się do obszarów leżących dla obserwatora z boku gwiazdy. Przypomnę, że w przypadku maserów OH widać głównie emisję wzmocnioną radialnie, czyli w obszarach leżących przed i za gwiazdą, która tworzy często charakterystyczne podwojone profile.

Na rys. 3 przedstawiającym 2-wymiarowe widma maserów w otoczce VY CMa widać, że prędkość radialna linii SiO pokrywa się z prędkością radialną gwiazdy centralnej — obserwujemy zatem emisję z obszaru „pierścienia” otaczającego gwiazdę.

Profile widmowe maserów SiO w otoczkach wokółgwiazdowych zajmują obszar o rozpiętości od kilku do kilkunastu km/s (w przypadku nadolbrzymów), zaś ich centrum pokrywa się z dokładnością do 1 km/s z prędkością radialną gwiazdy.

Rys. 2. Schematyczne przedstawienie usytuowania chmur z emisją maserową SiO. Skala u dołu pokazuje różnicę w prędkości radialnej poszczególnych fragmentów otoczki — prędkość zerową przyjęto w okolicach strefy z maserami SiO. Zaznaczone na rysunku „granice” związane są z gęstością oraz zasięgiem promieniowania. Skala odpowiada wyliczeniom dla Miry o promieniu 1,7 × 10¹⁴ cm (na podstawie: Doel i in. 1995, A&A, 302, 797)

Obrazy interferometryczne (rys. 4 oraz rys. 6a) pokazują, że emisja złożona jest, tak jak w przypadku innych maserów, z poszczególnych obłoków („plamek maserowych”), w których zachodzi zjawisko maserowe. Poszczególne plamki mają rozmiary rzędu 10¹⁴ cm, a ich temperatura jasnościowa przekracza 10¹⁰K (taką temperaturę miałoby np. Słońce, gdyby w całym zakresie widma było tak jasne jak linia maserowa).

Masery SiO w otoczkach wokółgwiazdowych znajdują się bardzo blisko powierzchni samej gwiazdy, w tak zwanej rozległej atmosferze, czyli pomiędzy fotosferą i obszarem formowania się pyłu. Jest to maksymalnie kilka jednostek astronomicznych od gwiazdy (promień gwiazdy znajdującej się w fazie AGB wynosi nawet 1–2 j.a.). Schematyczne usytuowanie obszaru występowania maserów i pyłu pokazuje rys. 2. Zaznaczone na nim „granice” odnoszą się do obszarów wypływu, gdzie występuje drastyczna zmiana gęstości materii, temperatury, jak i wpływu promieniowania na kinematykę. Granice te są to w pewnym sensie fale uderzeniowe, których położenie zmienia się w czasie pulsacyjnego cyklu gwiazdy.

Zmienność emisji maserowej SiO

— Widma dwuwymiarowe

Zmienności maserów SiO w otoczkach gwiazd późnych typów widmowych poświęcono wiele uwagi w literaturze.

Jednym z podstawowych wniosków jest to, że zmiany następujące w obserwowanej gęstości strumienia promieniowania radiowego (patrz ramka) są powiązane ze zmiennością samej gwiazdy — krzywe zmienności są skorelowane. Jednakże dokładne badania zmian w krótkich odstępach czasu pokazują dużą dynamikę (strumień może zmieniać się nawet stukrotnie) oraz spore nieregularności. Kształt profilów widmowych zmienia się z cyklu na cykl, co świadczy o zanikaniu i pojawianiu się nowych plamek maserowych.

— Obrazy interferometryczne

Rys. 3. Widma emisji maserowej SiO w otoczce gwiazdy VY Cma (z: Reid i Moran 1981, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 19, 231)

Pierścień, w którym obserwuje się emisję SiO, nie jest tworem statycznym: jego kształt i rozmiary zmieniają się wraz ze zmianami fazy cyklu gwiazdowego.

Pomiary dokonane dla Miry R Aqr pokazały, że obszary z emisją maserową nie tylko ekspandują, ale mogą opadać w kierunku gwiazdy z prędkością około 4 km/s.

Najbardziej jak dotychczas kompletnym zbiorem obserwacji interferometrycznych maserów SiO są dane zarejestrowane i analizowane przez Phila Diamonda i jego współpracowników. Wykonali oni, począwszy od 1997 r., ponad 40 obserwacji TX Cam — gwiazdy AGB zakwalifikowanej do grupy Mir.

Sekwencja uzyskanych obrazów pokazuje dynamikę i kształt zmian otoczki maserowej w czasie prawie 2 cyklów gwiazdowych. Pewne wnioski z tych obserwacji przytoczę poniżej, zaś Czytelnikom polecam film pokazujący ewolucję maserów w otoczce TX Cam, który można znaleźć na stronie internetowej: http://www.jb.man.ac.uk/research/masers/

Wzbudzanie molekuł — pompowanie

Od momentu pierwszych obserwacji maserów SiO powstało wiele modeli, których celem było wyjaśnienie procesów, jakie doprowadzają do inwersji obsadzeń, czyli do tego, że większość molekuł jest wzbudzona, co jest warunkiem niezbędnym do zaistnienia akcji maserowej. W tej materii dominują dwa poglądy: część obserwacji skłania do twierdzenia, że źródłem wzbudzenia są zderzenia, inną możliwością jest wzbudzanie promieniste.

Jak pokazują modele, udział zderzeń i procesów promienistych we wzbudzaniu jest różny w zależności od odległości, a co za tym idzie, od temperatury kinetycznej (jest to miara prędkości cząsteczek, która w omawianych obszarach ma wartości 500–1500K) i gęstości materii — gęstość wodoru H₂ wynosi w tych obszarach nawet ponad 10¹⁰ cząsteczek/cm³. Wydaje się więc, że oba postulowane sposoby pompowania maserów SiO mają miejsce w otoczkach gwiazdowych, a to, który z nich dominuje, jest uzależnione od warunków fizycznych panujących w danym obszarze.

Czego uczą nas wokółgwiazdowe masery SiO?

a) Pole magnetyczne blisko gwiazdy

Rys. 4. Obrazy interferometryczne maserów SiO w otoczce gwiazdy stowarzyszonej z obszarem IRC +10011. Po stronie lewej widać plamki emisji maserowej, po stronie prawej pokazano wektory polaryzacji liniowej. (z: Desmurs i in. 2000, A&A, 360, 189)

O polu magnetycznym dowiadujemy się z obserwacji polarymetrycznych — obserwuje się promieniowanie radiowe spolaryzowane prawo- i lewoskrętnie kołowo oraz promieniowanie spolaryzowane liniowo. Na tej bazie jesteśmy w stanie odtworzyć kierunki i wartości wektorów pola magnetycznego w danym miejscu otoczki (patrz rys. 4 i rys. 6a). W przypadku wielu gwiazd obserwuje się bardzo dużą polaryzację promieniowania maserowego (nawet 50%), która wskazuje, że pole magnetyczne osiąga w tych rejonach wartości rzędu 10 Gs (czyli 10^–4 T [tesli] — 1T = 1 V s ⁄ m²).

Przy takich wartościach natężenia pola magnetycznego jest ono, obok ciśnienia promieniowania, główną siłą, która ma wpływ na kinematykę obłoków z maserami SiO.

b) Wypływ materii z powierzchni gwiazdy — najbliższe otoczenie gwiazdy

W przypadku gwiazd AGB tempo utraty masy wynosi od 10 ⁷ do nawet 10 ⁴ M ⁄ rok. Monitorowanie maserów SiO pokazuje, że tempo wypływu materii z gwiazdy centralnej nie ma związku z wielkością obserwowanego strumienia promieniowania, a przynajmniej związek ten nie jest tak duży jak wpływ tempa utraty masy na wielkość i kształt emisji maserów H₂O i OH.

Jednakże obserwacje ewolucji emisji maserowej SiO pozwalają uzyskać więcej informacji o kinematyce gazu. Wieloepokowe obserwacje interferometryczne uwidaczniają, że materia nie tylko wypływa na zewnątrz, ale także opada w kierunku gwiazdy, co może mieć związek z polem magnetycznym. Innym wnioskiem jest to, iż gaz wypływa z najbliższej okolicy gwiazdy często nie w formie sferyczno-symetrycznej, ale raczej bipolarnie w postaci obszarów — bąbli lub chmur — o podwyższonej gęstości. W najbardziej wewnętrznym obszarze otoczki ruch materii podlega turbulencjom. Na dodatek wszystko przemawia za tym, że już same atmosfery gwiazd są wysoce niejednorodne i niestabilne termicznie. Dużą rolę odgrywa także rotacja gwiazdy centralnej, a obserwacje potwierdzają, że obszar z maserami SiO także rotuje.

Wspomniana już animowana sekwencja obrazów interferometrycznych, którą Czytelnik może odszukać w Internecie pod podanym wcześniej adresem, uwidacznia ruch obłoków z akcją maserową.

c) Ewolucja gwiazd AGB

Rys. 5. Ilustracja przedstawia dopasowanie modelu rotującego dysku (po prawej) oraz jego dopasowanie do obserwacji dla czystej rotacji (po lewej) oraz dla rotacji powiązanej ze spadkiem ku centrum (w środku) w obiekcie OH 231.8 (z: Sanchez-Contreras i in. 2002, A&A, 385, L1)

Masery SiO obecne są przez prawie cały okres przebywania gwiazdy na asymptotycznej gałęzi olbrzymów, a przez to pozwalają na badanie najbliższego otoczenia gwiazdy w różnych stadiach ewolucji. Powyżej przedstawiłem wyniki uzyskane głównie dla gwiazd typu Mira Ceti.

Niezmiernie ciekawymi obiektami są także protomgławice planetarne oraz mgławice planetarne, będące końcową fazą ewolucji na AGB.

Wypływająca materia tworzy często bipolarną strukturę takich mgławic, co jest dziwne, zważywszy, iż rozległe otoczki gwiazd typu Mira czy półregularnych są raczej, jak się przypuszcza na podstawie danych obserwacyjnych, symetrycznie sferyczne, choć niejednorodne. W modelach postulowano istnienie dysku blisko gwiazdy, który byłby głównym źródłem napędzania i ukierunkowywania wypływu. Dysk taki zaobserwowano w roku 2000 amerykańską siecią radioteleskopów VLBA wokół gwiazdy w centrum młodej protomgławicy planetarnej OH 213.8.

Rys. 6. a) Obraz interferometryczny emisji maserowej SiO w otoczce TX Cam. Dysk pokazuje rozmiary centralnej gwiazdy; b) Obraz przedstawiający usytuowanie wektorów polaryzacji liniowej w otoczce TX Cam

Grupa radioastronomów z OAN (Observatorio Astronomico Nacional) w Hiszpanii pokazała, że do rozkładu prędkości radialnych poszczególnych składników emisji SiO można dopasować rotujący zacieśniający się wokół centrum torus (rys. 5), co potwierdza wcześniejsze przypuszczenia.

Zakończenie

Emisja maserowa w otoczkach gwiazd późnych typów widmowych, jakkolwiek interesująca jako zjawisko fizyczne, niesie wiele informacji na temat warunków w bliższym (SiO), jak i dalszym (H₂O, OH) otoczeniu gwiazdy — przede wszystkim na temat kształtu otoczki, dynamiki wypływu gazu i jego właściwości oraz kształcie i natężeniu pola magnetycznego. Badając charakterystykę maserów w otoczkach gwiazd o różnym zaawansowaniu ewolucyjnym, można poprawiać i udoskonalać schematy opisujące ewolucję gwiazd oraz wpasowywać w te schematy gwiazdy o niejasnym, do czasu obserwacji maserów, statusie.

Doktor Leszek P. Błaszkiewicz jest adiunktem na Wydziale Matematyki i Informatyki Uniwersytetu Warmińsko-Mazurskiego w Olsztynie. Jego zainteresowania naukowe skupiają się obecnie na maserach w obszarach powstawania gwiazd i w otoczkach gwiazd AGB