Asymptotyczna Gałąź Olbrzymów (AGB — od angielskiego
Asymptotic Giant Branch) jest z punktu widzenia czasu życia
gwiazd okresem bardzo krótkotrwałym. Jeśli przeskalować czas życia gw iazdy do 100 lat, to ew olucji na AGB odpowiadałby czas równy 1 miesiącowi. Przez ten etap przechodzą jednak wszystkie gwiazdy o masach na ciągu głównym z zakresu od poniżej 1 do ponad 8 mas Słońca (M0). Najprawdopodobniej więc taka sama przyszłość rysuje się i przed naszym Słońcem . G w iazda AGB je st rozdętym olbrzymem o rozmiarach rzędu kilkuset promieni Słońca (R0), posiadającym zdegenerowane jądro tlenow o - w ęglow e o typowej m asie bliskiej 0.6 M 0 i rozmiarze rzędu 0.01 RQ, otoczone warstwami helu (bardzo cienką) i wodoru, w których zachodzą reakcje jądrow e będące głównym źródłem jej energii. Procesy „spalania” wodoru w hel, a po nagromadzeniu odpowiedniej jego ilości również helu w pierwiastki cięższe, zachodzą w tych warstwach w sposób cykliczny. Ponieważ „zapalenie” helu ma gwałtowny charakter, nazywa się to zjawisko pulsem termicznym albo rozbłyskiem helowym w warstwie. Więcej informacji na temat AGB może czytelnik znaleźć w artykule poświęconym późnym etapom ewolucji gwiazd (R. Szczerba, PA 1/1992, str. 15).
Procesem fizycznym prowadzącym nieubłagalnie do zakończenia ewolucji na AGB jest zmniejszanie się masy w rozdętej otoczce olbrzyma. Faza pulsów termicznych kończy się, gdy jej masa obniży się do wartości rzędu setnych części
masy Słońca. M ają na to wpływ dwa niezależne procesy. Sąto z jednej strony reakcje jądrowe przetwarzające wodór w cięższe pierwiastki z typowymi tempami reakcji rzędu 10'7 M 0 /rok, a z drugiej strony wiatr gwiazdowy.Obserwacje pokazują, że wypływy materii z gwiazd AGB mogą osiągać tempa bliskie 10'5- ł0 ‘4 M 0 /rok. A zatem to właśnie wiatry gwiazdowe, a nie reakcje jądrowe wyznaczają skale czasowe ew olu cji na A sy m p to ty czn e j G ałęzi O lbrzym ów .P o zakończeniu fazy AGB proces intensywnej utraty masy ulega przerwaniu, a gwiazda wchodzi w etap zwany często w literaturze fachowej przedmgławicowym lub krócej post - AGB. Jest to etap jeszcze krótszy z punktu widzenia czasu ewolucji gwiazd - oceniany przeciętnie na co najwyżej kilka tysięcy lat. W tym krótkim czasie temperatura efektywna gwiazdy wzrasta od około 5000 do 30000 K i następuje jonizacja wyrzuconej wcześniej materii - powstaje mgławica planetarna. Rysunek 1 przedstawia diagram H - R z zazna czonymi etapami charakterystycznymi dla końcowych faz życia gwiazd mało- i średniomasywnych.
Chociaż nakreślony tu w sposób bardzo schematyczny obraz ewolucji gwiazd mało- i średniomasywnych jest obecnie powszechnie akceptowany, to jak to zazwyczaj w nauce bywa, pozostaje wiele nierozwiązanych problemów z natury bardziej szczegółowych. Podstawowe z nich to zrozumienie procesu utraty masy oraz znalezienie przyczyny powodującej zmianę symetrii odrzuconej otoczki ze sferycznie - symetrycznej (typowej dla gwiazd AGB) na osiowo - symetryczną (bardzo często widoczną w fazie post - AGB). Jak d o ty ch cz as nie is tn ie je te o ria p o z w a la ją c a odpowiedzieć na te pytania. Nie potrafimy obecnie przewidzieć z jakim tempem gwiazda o znanych parametrach (masa, jasność, temperatura) traci masę w czasie ewolucji na AGB. Co więcej, nie do końca wiemy w j aki sposób j ą traci! Powszechnie uznanym mechanizmem odpowiedzialnym za wypływ materii z gwiazd AGB jest współdziałanie kilku procesów fizycznych: pulsacji gwiazdy, formowania się pyłu (około 1 % gazu potrafi skondensować się w postaci ziaren), ciśnienia promieniowania na pył i tarcia pomiędzy pyłem i gazem, ale jak to widać (a co w idać, p o stara m się om ów ić za ch w ilę) na przepięknym zdjęciu mgławicy owalnej0 uzyskanym
'* M gławica ta została nazw ana Egg N ebula co m oże być b ard ziej d o sa d n ie tłu m a c z o n e ja k o ja jo w a ta . P rzy uzyskanej obecnie rozdzielczości w idać coraz w ięcej szczegółów i nazwa np. langusta (skojarzenie mojej nie mającej nic wspólnego z astronomią małżonki) pasowałaby bardziej niż zwykły owal czy jajo... ale tradycja ma swoje prawa.
lo g T. [K]
Rys.1. Diagram H - R z pokazanymi w sposób schematyczny końcowymi etapami życia gwiazd mato - i średniomasywnych. Znak zapytania podkreśla aktualny brak teorii mogących wyjaśnić przyczyny i moment rozpoczęcia szybkich wypływów z gwiazd post - AGB.
TELESKOP
KOSMICZNY
HUBBLE'A
z Teleskopu K o sm iczn eg o H u b b le ’a, nie w szystko jest z ro zu m iałe i tak o czy w iste j a k się nam to dotychczas wydawało.
Egg N ebula została „zauw ażona” pod koniec lat 60- tych w w yniku obserw acji nieba d o konanych na fali o długości 2.2 |J.m (22 000 A), ale do k a ta lo g u ź ró d e ł p odczerw onych wówczas nie trafiła, poniew aż była zbyt słaba na falach krótszych. Trafiła natomiast do katalogu galaktyk (Zwicky, F.: 1971, C atalogue o f Selected Com
p a c t G alaxies a n d o f P o st - E ruptive G alaxies, Guemligen,
Switzerland: F. Z w icky Publisher) jako obiekt IV Zw 67! Na niezw ykłość obiektu zw rócono uwagę dopiero jednak w wyniku przeglądu nieba dokonanego na 10 i 20 (im przez satelitę w ysłanego przez A ir F orce C am bridge Research
Laboratories. Po tym odkryciu, przeprowadzono w połowie
lat 70-tych w szechstronne badania w różnych zakresach w idm a i wyciągnięto wniosek, że Egg Nebula jest w fazie przejściow ej p om iędzy gw iazdam i A G B a m gław icam i planetarnymi. Przez następne 20 lat sugestia ta znalazła szereg potw ierdzeń, a w literaturze fachowej pojawiło się ponad 200 opracowań i w zm ianek na jej temat. I gdy ju ż w ydaw ało się, że bardzo wiele wiemy o etapie A GB i post - AGB, a o mgławicy owalnej w szczególności, obserwacje z T e le s k o p u K o s m ic z n e g o p o k a z a ły s z c z e g ó ły , które zm uszają do ponow nego przemyślenia naszych wyobrażeń (a przynajm niej części z nich) o późnych etapach ewolucji gwiazd mało- i średniomasywnych. Aby zrozumieć, co n o w e g o w n o s z ą te o b s e r w a c j e i n a c z y m p o l e g a niezwykłość w idocznych szczegółów, przytoczmy trochę niezbędnych danych.
Prezentowane tu zdjęcie zostało zrobione w zakresie fal czerwonych emitowanych głównie przez gwiazdę centralną (je j t e m p e r a t u r ę o c e n i a s ię na o k o ł o 7 0 0 0 K ), a rozproszonych w naszym kierunku przez pył (pył sam w sobie je s t zbyt ch ło d n y , aby e m ito w ać z n a c z ą c ą ilość energii w zakresie tak krótkich fal). G w iazda, z której wyrzucona została mgławica owalna, przesłonięta jest grubą warstwą pyłu tw orzącą wyraźnie ciemniejszą „poprzeczkę” w części centralnej zdjęcia. Odległość do mgławicy szacuje się na około 3 tysiące lat świetlnych. Biorąc pod uwagę jej rozm iar kątow y (nie pokazany na załączonym zdjęciu), który wynosi około 2 0 " i prędkość ekspansji głównych fragm entów m gławicy wynoszącą około 20 km/s, możemy s t w i e r d z i ć , że T e l e s k o p K o s m i c z n y p o k a z a ł n a m z niebyw ałą jak dotychczas precyzją historię utraty masy na przestrzeni ostatnich 5000 lat ewolucji. W tym momencie warto podkreślić, że tylko badanie faz przedmgławicowych mogło dostarczyć tak bezpośredniego spojrzenia na proces w y rz u tu m a te rii. O b s e r w a c je m g ła w ic p la n e ta rn y c h , s k ą d i n ą d w a ż n e s a m e w s o b i e , p o k a z u j ą j u ż ty lk o „zafałszow aną” historię utraty masy.
M ianow icie, w w yniku przech o d zen ia przez m aterię frontów jo nizacyjnych, jej rozkład ulega bardzo istotnym
obserwuje
Z d ję c ie m g ła w ic y o w a ln e j (E g g N e b u la ) - o b ło k u g a zo w o - p y ło w e g o , w y rzu c o n e g o p rze z g w ia z d ę k o ń c z ą c ą s w ą d łu g ą d ro gę ż y c io w ą - u z y s k a n e z T e le s k o p u K o s m ic z n e g o H u b b le ’a 16 s ty c z n ia 1996 r. Po ra z p ie rw s z y w id a ć s p e k ta k u la rn e p ie r ś c ie n ie g a zo w o - p yło w e , k tó ry c h s tru k tu ra s u g e ru je , że u tra ta m asy o d b yw a się z n ie z n a n y m i d o ty c h c z a s s k a la m i c z a s o w y m i, rzęd u k ilk u s e t lat. W id o c z n e s ą ró w n ie ż b a rd z o d o b rze s k o lim o w a n e w ią z k i ro z p ro s z o n e g o p ro m ie n io w a n ia , k tó re w y d o s ta ło się (n a jp ra w d o p o d o b n ie j) p o p rz e z d z iu ry „ w y d m u c h a n e ” w w y n ik u o d d z ia ły w a n ia tzw . s z y b k ie g o w ia tru z w y rz u c o n ą w c z e ś n ie j m a te rią .
zm ianom i w gruncie rzeczy praw dziw a historia wyrzutu materii staje się nierozszyfrowywalna. Z drugiej zaś strony końcowe fazy ewolucji na AGB charakteryzują się tak dużą pro d u k c ją pyłu, że n ajbardziej in te re su ją c e obiekty są niewidoczne dla Teleskopu Kosmicznego. Wielkie nadzieje na bezpośrednie obserwacje obiektów AGB związane są z aktualnie realizow aną m isją ISO (In fra red Space O bserva
tory). Satelita ten umożliwia obserwacje w zakresie dalekiej
p o d c z e r w i e n i (o d k ilk u do p o n a d 2 0 0 |0.m) i z c a ł ą p e w n o ś c i ą p r z y n i e s i e n ie m n ie j r e w e l a c j i n iż m is ja Teleskopu K osm icznego H u b b le ’a.
W racając do analizy prezentow anego zdjęcia, za jeden z zadziw iających jeg o aspektów m ożem y uznać sferycznie - symetryczne rozłożenie kłaczków materii, oddzielonych od siebie interwałami czasowym i rzędu 100 - 500 lat. I-ta s e p a r a c j a c z a s o w a w y d a j e s i ę b y ć n a j b a r d z i e j niezrozumiała. Potrafimy, na podstawie istniejących teorii, wyobrazić sobie modulacje w tempie utraty masy w skalach czasowych kilkudziesięciu tysięcy lat (pulsy termiczne) lub k i l k u lat ( p u l s a c j e ) . C o j e d n a k p o w o d u j e w y r a ź n ą zmienność w skali czasowej kilkuset lat nie mamy pojęcia! Chciałbym w tym m om encie zwrócić uw agę na najnow szą
obserwuje
TELESKOP
KOSMICZNY
HUBBLE’A
p r a c ę b a d a j ą c ą e f e k t y p u lsa c ji w g w ia z d a c h A G B a opublikow aną w 1996 roku przez A. Ya’adi i Y. Tuchman w A stro p h y sic a l J o u rn a l nr 456 na stronie 350. Otóż autorzy z w ra c a ją uw agę, że je d n y m z najw ażniejszych aspektów badania pulsacji w trakcie ewolucji na AGB jest uwzględnienie procesów nieliniowych, a co za tym idzie badanie zm ienności gwiazd w skalach czasowych kilkuset lat, tj. w skalach czaso w y ch p o ró w n y w a ln y c h do skal termicznych typowych dla rozdętych otoczek w gwiazdach AGB. I choć praca ta nie daje odpowiedzi na pytanie: skąd mogłaby się brać zaobserwowana zmienność tempa wyrzutu m a te rii, to p o k a z u je , że tylko d y n a m ic z n e sy m u la c je ewolucji gwiazd A GB w skalach czasowych rzędu kilkuset lat m ogą dostarczyć nam niezbędnej wiedzy o rzeczywistej s t r u k t u r z e t y c h o b i e k t ó w i o p r o c e s a c h w n i c h zachodzących.
N astępnym aspektem, być może jeszcze ciekawszym z punktu w idzenia zrozum ienia końcow ych faz ewolucji na A G B , je st bardzo dobrze w id o czn a na prezentow anym zdjęciu struktura osiowo - symetryczna. To, że Egg Nebula nie jest sferycznie - symetryczna, było w iadom o ju ż od ponad 20 lat, ale nigdy dotąd nie wiedziano, że 4 wiązki o wspólnym początku w punkcie pokrywającym się z pozycją gwiazdy centralnej są aż tak dobrze skolimowane. Ostrość ich krawędzi sugeruje, że prom ieniow anie wydostaje się z otoczki pyłowej wokół gwiazdy centralnej, poprzez dobrze zdefiniowane dziury o kształcie zbliżonym do pierścieni p ołożonych blisko „ p o p rz e c zk i” pyłow ej, widocznej w centrum zdjęcia. T akie dziury m o g ą być w y d m u ch an e poprzez szybki wiatr oddziałujący z otoczką w yrzuconą w trakcie ewolucji na AGB. To, że w częściach centralnych mgławicy owalnej są szybkie wypływy, wiadom ym było z obserwacji radiowych linii molekularnych, które pokazały istnienie składowej o prędkości ekspansji rzędu 100 km/s (5 - cio krotnie większej od prędkości ekspansji głównych części mgławicy). Możliwe jest również, że szybki wypływ rozciąga się ju ż na całej długości widocznych wiązek, ale w ym aga to dalszego badania ich struktury kinematycznej. Warto podkreślić, że szybkie w ypływ y rozciągające się na b a rd z o d u ż e o d le g ło ś c i o b s e rw u je się d o ść c z ę s to w mgławicach planetarnych. Niezależnie jednak od tego, jaka jest dokładnie struktura szybkiego w ypływu w mgławicy owalnej, m ożem y stwierdzić, że w idzim y z bardzo dobrą rozdzielczością „narodziny” szybkiego wiatru, a co za tym id zie i p o c z ą t k o w e fazy r o z w o ju s tru k tu r y o s io w o - symetrycznej tak typowej dla mgławic planetarnych.
W spom niałem już wcześniej, że otoczki wokół gwiazd A G B są raczej sfe ry c z n ie - sy m etry czn e. P o k a z u ją to z a r ó w n o o b s e r w a c j e w z a k r e s i e r a d i o w y m , j a k i w podczerwieni. Odstępstwa od symetrii sferycznej wykazuje tylko kilka procent obiektów. Z drugiej strony obserwacje gwiazd post - AGB (których sztandarowym przykładem jest właśnie m gław ica owalna) pokazują, że większość z nich
ma otoczki o symetrii bardzo zbliżonej do symetrii osiowej. Potw ierdzają to zarówno zdjęcia otrzym ane na falach o długości kilku mm, ja k i obserwacje umożliwiające pomiar polaryzacji. W ysoki stopień polaryzacji św iadczy o dużej asferyczności badanych otoczek. W yraźna dychotom ia w symetrii otoczek gazowo - pyłowych wokół gwiazd AGB i post - AGB sugeruje, że zmiana symetrii odrzucanej otoczki następuje albo w trakcie ostatnich kilku tysięcy lat ewolucji na AGB, albo też zaraz po rozpoczęciu ewolucji post - AGB. J a k p o k a z a ł y t e o r e t y c z n e p r a c e B. B a l i c k ’a i j e g o współpracowników, to co n apraw dę je st konieczne, aby w yjaśnić p o ja w ie n ie się osiow ej sym etrii o to c z e k je st k o n t r a s t g ę s t o ś c i w o t o c z c e o d r z u c a n e j w t r a k c i e końcowych faz ewolucji na AGB, a następnie szybki wiatr (w rz e c z y samej o d o w o ln e j sy m e trii, np. sfe ry c z n ie symetryczny!) w fazach przedmgławicowych. Szybki wiatr o d d z ia łu ją c z w o ln iej e k s p a n d u j ą c ą m a t e r i ą o różnej gęstości w różnych kierunkach łatwiej rozdm ucha obszary 0 mniejszej gęstości, dając w efekcie sym etrię m gławicy różną od sferycznej. Scenariusz ten wydaje się na tyle prosty 1 z a c h ę c a j ą c y ( t y m b a r d z i e j , że z a r ó w n o w f a z i e p r z e d m g ła w ic o w e j, j a k i m g ła w ic o w e j o b s e r w u je się szybkie wiatry gw iazdow e o typowych prędkościach od około 100 do nawet kilku tysięcy km/s - choć ich przyczyna szczególnie we w czesnych etapach post - AGB nie jest jasna!), że w ostatnich latach poświęcono wiele wysiłku na j e g o badanie. A s tr o f iz y c y d a le c y s ą j e d n a k n a d a l od rozwiązań, którym m ożna byłoby przypiąć etykietkę, że są „powszechnie akceptow ane”.
W ydawać by się mogło, że najprostszym wyjaśnieniem dla wyjaśnienia kontrastu gęstości w otoczce odrzuconej w tr a k c ie A G B j e s t p r z y j ę c i e , że w i ę k s z o ś ć g w ia z d ewoluuje w układach podwójnych. Hipoteza ta napotyka jed n ak na szereg trudności, głównie ze względu na brak precyzji w teoretycznych przew idyw aniach, ja k ieg o typu mgławicę wyprodukujem y w wyniku ewolucji w układzie podwójnym.
Zainteresowanym tym problemem Czytelnikom polecam artykuł Joanny Mikołajewskiej i Hugo Schwarz’a (PA 4/1994) poświęcony Krabom (proszę nie mylić z owocami morza!). Innym argumentem przemawiającym za ostrożnym trakto w a n ie m hipotezy p o d w ó jn o śc i (a p rz y n ajm n iej jej p o wszechności) jest brak asymetrii otoczek wokółgwiazdowych w trakcie ewolucji na AGB. Wydaje się więc, że nadal m u s i m y s z u k a ć s iły s p r a w c z e j d la w y g e n e r o w a n i a w y m a g a n e g o k o n tra s tu g ę s to ś c i p o m ię d z y o b s z a ra m i równikowymi a biegunowymi w odrzucanej otoczce. Takim m e c h a n iz m e m m o g ły b y być np. p u l s a c j e n ie r a d ia ln e g w ia z d , k tó re z j a k i e g o ś p o w o d u z a c z y n a ł y b y m ie ć dominujący wpływ właśnie w końcow ych fazach ewolucji na AGB.
R ysza rd Szczerba