Plamy gwiazdowe

Od dawna znane są plamy występujące na Słońcu. Obserwator widzi je jako ciemne (niemal czarne przez kontrast z jaskrawą powierzchnią otaczającej je fotosfery) obszary o niedużych, w porównaniu z wielkością Słońca, rozmiarach (patrz zdjęcie na okładce). Liczba plam zmienia się z okresem około 11-letnim (tzw. cykl słoneczny). Szczegółowe badania pozwoliły na wyjaśnienie budowy fizycznej plamy. Okazało się, że jest to obszar chłodniejszy o około 1800 K od otaczającej fotosfery, a zatem jest on nadal bardzo gorący i znajduje się w nim silne pole magnetyczne o natężeniu około 3000 G (lub oerstedów). Schematyczny przekrój pionowy przez plamę pokazuje rys. 1. Zakrzywione strzałki symbolizują, że pod fotosferą (zarówno w plamach, jak i poza nimi) znaczna część energii przenoszona jest za pomocą konwekcji (podobnie, jak w naczyniu z wodą ogrzewaną od spodu).

Gdy zrozumiano zjawisko plamy słonecznej, zaczęto zastanawiać się, czy plamy są właściwością tylko Słońca, czy też jest to typowe zjawisko występujące również na innych gwiazdach. Rzecz dotyczyła nie tylko samych plam, ale całego kompleksu zjawisk nazywanych aktywnością słoneczną. Do kompleksu tęga należą też m. in. rozbłyski na Słońcu, obecność linii widmowych powstających w gorętszej niż fotosfera chromosferze, czy wreszcie występowanie gorącej korony i wiatru słonecznego. Jednak poszukiwanie tych zjawisk na innych gwiazdach związane było z dużymi trudnościami, bo aby były one obserwowalne, musiałyby zachodzić tam w dużo większej skali. Rozbłysk słoneczny wpływa tak znikomo na całkowitą obserwowaną jasność Słońca, że obserwacje z dużej odległości nie wykryłyby żadnych zmian. Podobnie plamy zajmują mniej niż 1% powierzchni Słońca, a zatem i one byłyby nie do wykrycia z dużej odległości. Można było jedynie mieć nadzieję, że istnieją gwiazdy o wiele aktywniejsze niż Słońce i odpowiednie zjawiska zachodzą w nich w o wiele większej skali.

Rys. 1 Schematyczny przekrój przez plamę słoneczną. Linie sił pola magnetycznego są w głębi niemal równoległe do siebie, a ciśnienie chłodniejszego wewnątrz plamy gazu wraz z ciśnieniem magnetycznym równoważy dokładnie ciśnienie gorącego gazu otaczającego plamę. Ponad plamą linie sił szybko rozbiegają się. Fotosfera w plamie znajduje się głębiej niż w jej otoczeniu, tworząc tzw. depresję Wilsona.

Istotnie, udało się wykryć grupę gwiazd tzw. rozbłyskowych. Są to karły typów widmowych K i M charakteryzujące się gwałtownymi, nieregularnymi pojaśnieniami, po których następuje szybki powrót do poprzedniej jasności. Niektóre z rozbłysków powodują, że cała gwiazda staje się nawet kilkakrotnie jaśniejsza, a zatem muszą to być rzeczywiście zjawiska gigantyczne. Znaleziono też gwiazdy, w widmach których występowały charakterystyczne linie chromosferyczne i to znacznie silniejsze niż na Słońcu. Również od czasu, gdy obserwuje się (spoza atmosfery) promieniowanie rentgenowskie, wykryto je u wielu gwiazd łącząc ten fakt z istnieniem bardzo gorącej korony, która powinna świecić rentgenowsko. Pozostawał tylko problem, czy można wykryć plamy gwiazdowe. Należy tu dodać, że wszystkie zjawiska aktywności gwiazdowej obserwowano u gwiazd o temperaturze podobnej do Słońca lub chłodniejszych, a nie u gwiazd gorących. Wiąże się to z przekonaniem, że aktywność typu słonecznego może istnieć tylko u gwiazd mających w zewnętrznych warstwach silną konwekcję, a konwekcja taka występuje tylko u gwiazd o temperaturze porównywalnej ze Słońcem lub mniejszej. Zatem tylko wśród takich gwiazd należało szukać plam gwiazdowych. Ale, jak wspomnieliśmy, plamy zajmujące tyle powierzchni co słoneczne pozostałyby niewykryte. Jedyną szansą było natrafienie na gwiazdę, na której plamy zajmują dużo większą część powierzchni.

W latach 60-tych udało się zaobserwować zmiany blasku kilku gwiazd, które zinterpretowano jako pochodzące od plam. Były to gwiazdy chłodne, typów widmowych późne K lub M (temperatury rzędu 4000 K). Obserwacje pokazały, że blask takiej gwiazdy ulega zmianom z okresem paru dni. Amplituda zmian zmieniała się od gwiazdy do gwiazdy i wahała się między kilku i kilkudziesięciu procentami. Nie było to jednak najważniejsze. Przecież tego typu zmiany obserwuje się u wielu gwiazd i wyjaśnia się je innymi, bardziej typowymi mechanizmami, np. pulsacją lub zaćmiewaniem się gwiazd. Istotne w omawianej serii obserwacji było to, że krzywa blasku zmieniała się z sezonu na sezon. W miarę upływu czasu okazało się, że niektóre gwiazdy przestały być zmienne (tzn amplituda zmian zmalała do zera), a zaczęły zmieniać blask inne. Te własności trudno jest wyjaśnić tak stabilnymi mechanizmami jak pulsacje, czy zaćmiewanie i dlatego jedynym rozsądnym wyjaśnieniem pozostały plamy. Rys. 2 pokazuje schematycznie mechanizm zmian blasku spowodowany rotacją gwiazdy z jedną dużą plamą.

Rys. 2 Mechanizm powstawania zmian jasności wskutek wirowania zaplamionej gwiazdy.

Następnym krokiem było wyznaczenie rozmiarów i temperatury plamy. W wielu przypadkach okazało się to bardzo niejednoznaczne. Przecież określone, obserwowane osłabienie blasku można otrzymać zarówno od niewielkiej, ale dużo chłodniejszej od gwiazdy plamy, jak też od odpowiednio większej, ale niewiele chłodniejszej od otoczenia. Dopiero uzyskanie nienależnej informacji o temperaturze plamy pozwala znacznie zawęzić zakres możliwości i mieć nadzieję, że obliczony model ma coś wspólnego z rzeczywistością. Informacje takie (z pomiarów zmian jasności w kilku długościach fali, albo z obserwacji spektroskopowych) uzyskano dla niewielu gwiazd i wynika z nich, że temperatury plam na różnych gwiazdach są zaskakująco podobne do siebie, mimo, że temperatury samych gwiazd różnią się między sobą wyraźnie. Średnia temperatura plam wynosi około 3500 K tzn. od 600 do 1200 K mniej niż temperatura gwiazdy. Część powierzchni gwiazdy, jaką zajmuje plama (lub plamy) wynosi od dziesięciu do kilkudziesięciu procent. Dużo mniej możemy powiedzieć na temat kształtu plamy. Ciągłe, nie skokowe, zmiany blasku wskazują na to, że albo plama jest mocno wydłużona w kierunku równoleżnikowym, albo że mamy do czynienia z większą liczbą plam. Zagadnienie to ma podstawowe znaczenie dla budowania modeli plam na chłodnych gwiazdach. Wierząc, że plamy te są zbliżone budową fizyczną do plam słonecznych, chcielibyśmy wiedzieć, jak skalować zjawisko plamy: czy na gwiazdach późnych typów widmowych obserwujemy dużo większe plamy, czy dużo więcej plam (czyli czy mamy przeskalować rozmiar plam słonecznych, czy ich liczbę). Niestety, na ten temat obserwacje nie są w stanie udzielić narazie odpowiedzi.

Jeżeli plamy gwiazdowe podobne są pod względem budowy fizycznej do plam słonecznych, to powinniśmy w nich obserwować silne pola magnetyczne. Poszukiwania takich pól rozpoczęto już wiele lat temu, lecz niestety z negatywnym wynikiem. Do obserwacji użyto wcześniej zbudowanej aparatury przeznaczonej do badania pól magnetycznych istniejących na tzw. gwiazdach magnetycznych, którą to nazwą określa się gorące gwiazdy mające silne pola magnetyczne o mniej więcej dipolowym kształcie. Aparatura może wykryć składową podłużną pola (tzn. rzut natężenia na promień widzenia), przy czym efekt od dwóch obszarów, w których pole jest przeciwnie skierowane znosi się. W tym zapewne tkwiła tajemnica negatywnego wyniku. Plamy słoneczne są różnej biegunowości. Jeżeli więc na gwieździe widać równocześnie choćby parę plam o różnej biegunowości, to efekt końcowy będzie zerowy. Należało zatem poszukać innej techniki pomiarów. Opracowano ją w oparciu o następujące rozumowanie: pole magnetyczne, niezależnie od kierunku, zawsze wywołuje tzw. efekt Zeemana, który w warunkach gwiazdowych przejawia się jako poszerzenie (rozmycie) linii widmowej. Wrażliwość różnych linii na pole magnetyczne jest różna. A zatem wystarczy w widmie gwiazdy wybrać dwie linie: jedną silnie reagującą i drugą, reagującą jak najsłabiej. Następnie mierzymy dokładnie profile obydwu linii i porównujemy je. Jeżeli profile są jednakowe to znaczy że pola magnetycznego w atmosferze gwiazdy nie ma. Jeżeli linia czuła na efekt Zeemana jest szersza od nieczułej, wnioskujemy o obecności pola, a nawet możemy ocenić jego natężenie i procent powierzchni pokryty przez obszary magnetyczne. W ten sposób zmierzono dotychczas kilkadziesiąt gwiazd późnych typów widmowych i u większości z nich wykryto pola o natężeniu 1000–2000 G (a zatem nieco słabsze niż w plamach słonecznych) pokrywające od 20% do 80% powierzchni gwiazdy. Stwierdzono, że pola obserwujemy tylko u gwiazd wykazujących inne objawy silnej aktywności. Poza tym stwierdzono wyraźny związek strumieni pola magnetycznego z rotacją gwiazdy — strumień rośnie jak pierwiastek z prędkości liniowej rotacji na równiku.

Mając już tak liczną grupę gwiazd, dla których zaobserwowano plamy lub inne formy aktywności gwiazdowej, można pokusić się o pewne uogólnienia. Otóż okazuje się, że plamy gwiazdowe występują tylko u gwiazd rotujących najszybciej, tzn. z okresami rotacji wynoszącymi mniej niż 5–6 dni. Z drugiej strony wiemy, że aktywność gwiazdowa (podobnie jak słoneczna) jest wydajnym źródłem hamowania rotacji. Związane jest to z utratą momentu pędu przez wiatr gwiazdowy, którego cząstki oddalające się od gwiazdy przez pewien czas rotują sztywno z gwiazdą, gdyż są „przywiązane” do linii sił pola magnetycznego wybiegającego z gwiazdy. Związek między tempem rotacji i wiekiem omawianych gwiazd (młodsze gwiazdy rotują szybciej) był znany już od dawna i wielokrotnie sprawdzany. Stąd wyciągamy wniosek, że silną aktywność, przejawiającą się m. in. znacznym „zaplamieniem” powierzchni, mają tylko gwiazdy młode. Tak jest w przypadku gwiazd pojedynczych. Ale znamy wiele ciasnych układów podwójnych o krótkich okresach rzędu paru dni, a nawet ułamka dnia. Wiemy też, że gwiazdy w takich układach rotują zawsze z okresem obiegu, dzięki czemu „patrzą” na siebie zawsze tymi samymi stronami. A zatem każdy ze składników ma krótki okres rotacji, nawet gdy układ zestarzeje się. Czy takie gwiazdy też mają plamy? Obserwacje pokazują, że tak. Jest nawet grupa gwiazd zaćmieniowych zwanych gwiazdami typu RS CVn, które są tak zaawansowane ewolucyjnie, że już odchodzą od ciągu głównego, a mimo to obserwujemy na nich ciemne plamy. A zatem możemy wyciągnąć wniosek, że warunkiem koniecznym dla występowania plam nie jest młody wiek gwiazdy, lecz szybka rotacja. Może ona być związana bądź z młodym wiekiem, bądź z podwójnością.

Następnym problemem, który mógłby rzucić światło na mechanizm fizyczny pochodzenia aktywności gwiazdowej jest zagadnienie istnienia cykli aktywności podobnych do cyklu słonecznego. Dla znalezienia takich cykli już około 15 lat temu wybrano grupę ponad 100 gwiazd mających mierzalne linie pochodzenia chromosferycznego i podjęto program stałych pomiarów tych linii. Wśród wybranych gwiazd były i bardzo aktywne i o poziomie aktywności zbliżonym do słonecznego. Były gwiazdy szybko i wolno rotujące, o typach widmowych podobnych do Słońca i dużo chłodniejsze. Wyniki kilkunastoletnich obserwacji w ramach trwającego wciąż programu pokazały, że gwiazdy szybko rotujące, mające wysoki poziom aktywności, nie wykazały dotychczas okresowości, natomiast gwiazdy spokojniejsze, typu Słońca, wykazały (choć nie wszystkie) zmiany z okresem rzędu 10 lat (między 8 i 12 lat). Okresy te są zaskakująco bliskie sobie i cyklowi słonecznemu. Nie zależą od temperatury gwiazdy ani od jej rotacji, ale dotyczą tylko gwiazd rotujących powoli, tj. z okresami rzędu 20 dni i więcej. Obserwacje gwiazd szybko rotujących nie tyle wykazują brak jakiejkolwiek okresowości, ile brak okresowości mniejszych niż całkowity czas obserwacji. Okresów np. rzędu 50–100 lat nie możemy wykluczyć.

Rys. 3 Zależność cyklu aktywności gwiazcowej od okresu rotacji. Punkty odpowiadają gwiazdom, dla których cykl aktywności znaleziono ze zmienności stopnia zaplamienia, a krzyżyki — gwiazdom, dla których cykl znaleziono ze zmian natężeń linii chromosferycznych.

Z drugiej strony, jak już wspominaliśmy, obserwacje fotometryczne plam wykazały wyraźne zmiany w zachowaniu się badanych gwiazd z roku na rok. Zauważono też, co jest szczególnie ważne, że w roku, w którym gwiazda wykazywała silne zmiany związane z obecnością plam, jej średnia jasność była wyraźnie mniejsza niż w latach, w których nie miała plam, lub ich miała bardzo mało. Nasunęło to myśl o zmierzeniu jasności wybranych gwiazd na kliszach kolekcjonowanych od wielu lat w niektórych obserwatorjach prowadzących systematyczne przeglądy fotograficzne nieba. Pomiary klisz archiwalnych z obserwatorium Harvarda pokazały, że istotnie jasność niektórych „zaplamionych” gwiazd zmienia się z okresem rzędu kilkudziesięciu lat. A zatem powstaje spójny obraz (rys. 3): wśród gwiazd szybko rotujących im szybsza jest rotacja, tym dłuższy cykl aktywności, zaś sama aktywność jest bardzo wysoka. Gdy rotacja spada poniżej pewnej wartości, aktywność szybko zmniejsza się, znikają plamy, a cykl aktywności (widoczny już tylko przez zmiany natężeń linii chromosferycznych) staje się bliski słonecznemu.

Tak obfity materiał obserwacyjny zbierany już od kilkunastu lat nie pozostał oczywiście niezauważony przez teoretyków. Zresztą niektórymi zagadnieniami związanymi bezpośrednio z aktywnością gwiazdową i plamami teoria zajmowała się i dawniej. Należał do nich problem pochodzenia gwiazdowych pól magnetycznych, czy budowanie modeli plam słonecznych. Obecne obserwacje tylko zachęciły teoretyków do dalszych badań. Jeśli chodzi o pochodzenie pól magnetycznych w gwiazdach, to w zasadzie znaczna część teoretyków jest zgodna, że w gwiazdach wczesnych typów widmowych, czyli w gwiazdach magnetycznych, gdzie pole nie ulega żadnym mierzalnym zmianom (a zmiany obserwowane są pozorne i pochodzą od rotacji gwiazdy) powstało ono wraz z gwiazdą i jest w nią od tego czasu wmrożone. W przypadku gwiazd chłodnych, np. Słońca, obserwujemy, niezależnie od rotacji, istotne zmiany pola magnetycznego z cyklem aktywności. Nawet biegunowość globalnego pola Słońca ulega zmianie. A zatem wydaje się, że mamy do czynienia z tworzeniem od nowa pola co 22 lata. Miejscem, gdzie pole ma być tworzone, jest dolna część warstwy konwektywnej, a mechanizmem — tzw. dynamo hydromagnetyczne. Mechanizm ten oparty jest o założenie, że nawet najsłabsze początkowo pole ulegnie wzmocnieniu wskutek oddziaływania turbulencji panującej w warstwie konwektywnej z rotacją. Tak tworzone pole ma silną część toroidalną (o liniach sił nawiniętych na jądro Słońca jak nici na szpulkę). Gdy pole toroidalne istaje ęię zbyt silne, to ciśnienie magnetyczne rozpycha „tuby” magnetyczne, których ekspansja powoduje spadek gęstości wewnątrz nich. W efekcie stają się lżejsze niż otoczenie i niczym balony unoszą się w górę. Po zetknięciu się z fotosferą linie sił wyskakują ponad powierzchnię tworząc plamy. Podobny mechanizm sugerowany jest dla innych chłodnych gwiazd. Ponieważ natężenie tak generowanego pola zależy od szybkości rotacji (im szybsza rotacja, tym silniejsze pole), więc w naturalny sposób można wyjaśnić zależność aktywności magnetycznej od rotacji. Niestety, brak jest pełnego wyjaśnienia zależności cyklu gwiazdowego od okresu rotacji, a zwłaszcza uderzającego przejścia w poziomie aktywności i długości cyklu przy okresie rotacji rzędu 5–6 dni.

Pewne światło na to zagadnienie mogą rzucić prace prowadzone obecnie w Obserwatorium Astronomicznym Uniwersytetu Warszawskiego. Polscy astronomowie zajmują się mianowicie budową teoretycznych modeli dużych plam gwiazdowych, pokrywających kilkadziesiąt procent powierzchni widocznej półkuli gwiazdy. Z badań okazało się, że gdy strumień pola magnetycznego plamy jest rzędu 10²⁰–10²¹ Mx, tzn. typowy dla plamy słonecznej, natężenie pola magnetycznego na powierzchni plamy wynosi około 3000 G i w sporym zakresie strumieni praktycznie nie zmienia się. Jest to zgodne z obserwacjami plam słonecznych, o których wiadomo, że natężenie pola w nich nie zależy od strumienia. Gdy jednak rozpatrujemy plamy o znacznie większych strumieniach, natężenie pola szybko maleje do około 1000–1500 G. Wyobraźmy sobie zatem dwie podobne gwiazdy różniące się strumieniem magnetycznym np. o czynnik 3. Ta z dużym strumieniem utworzy rozległy obszar magnetyczny o umiarkowanym natężeniu pola (rzędu 1000 G), pokrywający znaczną część gwiazdy. Gwiazda z mniejszym strumieniem utworzy zapewne wiele plam, tak jak obserwuje się to na Słońcu, przy czym natężenie pola w każdej z nich będzie parokrotnie większe (rzędu 3000 G). W efekcie plamy pokrywają nie 3 razy mniejszą powierzchnię, jakby to wynikało ze stosunku strumieni, ale o rząd wielkości mniejszą i oczywiście wszystkie zjawiska aktywności będą o rząd wielkości mniejsze. To mogłoby tłumaczyć szybką zmianę poziomu aktywności przy stosunkowo niedużej zmianie prędkości rotacji. Przedstawione tu szkicowo zagadnienie wymaga oczywiście dalszego, dokładniejszego zbadania.

Osobnym zagadnieniem teoretycznym jest budowa modeli plam słonecznych lub gwiazdowych. Szczególnie istotne jest pytanie, dlaczego plamy są chłodniejsze od otoczenia. Strumień energii płynący od dołu jest oczywiście sferycznie symetryczny. Jego wielkość na powierzchni, jak wiemy z prawa Stefana-Bolzmanna, jest proporcjonalna do temperatury w czwartej potędze. Ponieważ w plamie słonecznej mamy temperaturę równą około 2/3 temperatury otaczającej ją fotosfery, zatem strumień energii wychodzący z jednostki powierzchni plamy stanowi (2/3)⁴ ≈ 0,2 strumienia fotosferycznego. A gdzie podziała się reszta? Istnieją obecnie na ten temat dwie główne hipotezy: jedna zakłada, że silne pole magnetyczne blokuje skutecznie w głębszych warstwach pod plamą konwektywny transport energii, zaś energia, która w tym obszarze gromadzi się, jest rozprowadzana przez przewodnictwo cieplne po dużym obszarze w głąb i na boki; a druga przyjmuje, że ruchy konwektywne zaburzają w całej plamie, aż do jej powierzchni, linie sił pola (potrącając je niczym napięte struny) i generują fale hydromagnetyczne. Fale te odprowadzają nadmiar energii w górę i w dół, ale głównie w dół. W każdym z tych przypadków inaczej wygląda model plamy w jej głębszych warstwach. Niestety warstw tych nie widać i dlatego nie udaje się na razie rozstrzygnąć, która z omówionych hipotez jest prawdziwa.

Na zakończenie warto wspomnieć, że istnieje wiele pośrednich dowodów na istnienie dużych plam na wielu innych gwiazdach (np. typu W Ursae Maioris). Dokładne badania tych plam i aktywności gwiazdowej przyczynią się niewątpliwie do lepszego poznania budowy otoczek gwiazdowych oraz lepszego zrozumienia przebiegu ewolucji mało masywnych gwiazd.