Gwiazdy ZZ Ceti

W 1264 roku A. Landolt odkrył pierwszego przedstawiciela nowej klasy gwiazd, określanej obecnie jako zmienne białe karły typu ZZ Ceti. Jednak dopiero teraz jesteśmy na drodze do zrozumienia ich natury i budowy, mechanizmu powstawania zmienności. Dlaczego gwiazdy te przysporzyły tak dużo kłopotów astronomom? Już samo odkrycie Landolta znane jako HL Tauri 76 wprawiło specjalistów w zakłopotanie: okres zmienności tego obiektu był regularny i wynosił około 12 minut. Tymczasem teoretyczny okres pulsacji tego białego karła miał być równy kilkanaście sekund. Tajemnicze oscylacje powodujące obserwowaną zmienność pozostawały nieznane. Problem ten wzbudził zainteresowanie wielu astrofizyków, którzy rozpoczęli żmudne poszukiwania, a następnie obserwacje tych obiektów. W efekcie możemy już dziś powiedzieć wiele o charakterze tych ciał. Gwiazdy ZZ Ceti tworzą odrębną grupę gwiazd wykazujących kilka specyficznych cech. Po pierwsze, mają one wszystkie okres oscylacji wahający się od kilkuset do więcej niż tysiąca sekund. Po drugie, wszystkie one są białymi karłami typu widmowego DA (co wskazuje na wąski zakres temperatury powierzchniowej: 10–12 tys. K) o dużym ciążeniu powierzchniowym i widmach wykazujących jedynie szerokie linie absorbcyjne serii Balmera. Pierwsze przypuszczenia co do charakteru oscylacji pojawiły się w roku 1972, kiedy zauważono, że obserwacje można dość dobrze wytłumaczyć przyjmując występowanie pulsacji nieradialnych. Różne klasy takich pulsacji zostały przewidziane już w roku 1941 przez T. G. Cowlinga. Najważniejsze z nich to tzw. typ „p” — ciśnieniowe, w którym siłą przywracającą równowagę jest ciśnienie — analogicznie do zwyczajnych fal dźwiękowych, oraz typ „g” — grawitacyjne, w którym siłą przywracającą równowagę jest grawitacja — jak np. w falach oceanicznych. Pierwsze szczegółowe wyliczenia takich oscylacji dla białych karłów dokonane w roku 1973, a później w 1975 dowiodły, że pulsacje typu „g” mają okresy rzędu kilkuset sekund, co dawało dobrą zgodność z okresem zmienności ZZ Ceti. Prace te były kamieniami milowymi na drodze do całkowitego zrozumienia natury tych obiektów, gdyż pozwoliły powiązać obserwowaną zmienność z określoną klasą pulsacji. Wciąż jednak pozostawała otwarta sprawa wzbudzania oscylacji i występowania ich jedynie u karłów typu DA.

W ciągu ostatnich 2 lat zaczęto brać pod uwagę w badaniach uwarstwienie obszarów powietrzchniowych białego karła. Z obserwacji wiadomo, że około 2/3 wszystkich takich obiektów wykazuje wyłączną absorbcję wodoru, w tym wszystkie gwiazdy typu ZZ Ceti. Za taki stan rzeczy odpowiedzialne jest silne pole grawitacyjne przy powierzchni, powodujące gwałtowną pionową separację składników, wskutek czego wodór jako najlżejszy wykazuje w zewnętrznych warstwach niemal absolutną czystość (jest go 10000 razy więcej niż jakiegokolwiek innego składnika). Analogiczny proces musi doprowadzać do powstania u białych karłów o nieco innym składzie chemicznym czystej otoczki helowej — są to karły typu DB. Obliczenia dla modelów uwarstwionych białych karłów pozwoliły odpowiedzieć na wiele pytań. Przede wszystkim okazało się, że oscylacje mogą być wzbudzane przez pas częściowej jonizacji helu w przypadku cienkich powierzchniowych mas wodoru; w bardziej masywnych otoczkach obok „napędu” helowego pewną rolę może odgrywać warstwa częściowo zjonizówanego wodoru. Co więcej — odnaleziono teoretyczną krawędź niestabilności białych karłów zupełnie zgodną z obserwowaną. Otóż dla gwiazd tych o temperaturach powyżej 12 tys. K pulsacje nie zachodzą, czyli są one stabilne. Co daje to odkrycie? Przede wszystkim można ocenić, że ilość wodoru na powierzchni zmiennej ZZ Ceti jest w granicach 10^–3 – 10^–12 całkowitej masy gwiazdy. Pociąga to za sobą pewne implikacje co do wcześniejszych losów obiektu, gdy nie był on jeszcze białym karłem. Ponadto z przewidywań teoretycznych wynika, że okres pulsacji typu „g” jest zależny od temperatury jądra karła i rośnie kilka sekund na 10 milionów lat ze względu na jego stygnięcie. Przypuszcza się, że w ciągu najbliższych kilku lat stanie się możliwe mierzenie tej zmiany okresu (dziś okres ZZ Ceti znamy z taką dokładnością jak w wypadku pulsarów!), co pozwoli dokładnie badać tempo stygnięcia białego karła. Korzyści płynące z badań tej klasy obiektów — szczególnie jeśli chodzi o poszerzanie wiedzy o białych karłach — są ogromne. Na przykład, opierając się na badaniach gwiazd ZZ Ceti, astrofizycy wysunęli hipotezę istnienia helowych białych karłów wykazujących zmienność. Rzeczywiście — po systematycznym przebadaniu kilkunastu kandydatów — wykryto karła GD 358 typu DB (czyli o czystej helowej atmosferze) wykazującego oscylacje jasności o amplitudzie 0,3 mag. Jest to pierwszy typ gwiazdy pulsującej przewidziany teoretycznie przed odkryciem.

Wg Sky and Telescope, 1982, 64, 216