Tym razem przyjrzymy się publikacjom analizującym powstawanie gwiazd (gwiazdogenezę), szczególnie w kontekście porównań pomiędzy współczesną nam gwiazdogenezą, a tą zachodzącą we wczesnym okresie istnienia Wszechświata, oraz prób zbadania historii procesów gwiazdotwórczych.
gwiazd powoli się kończy. Konkretnie, gwiazdy Tarantuli zaczęły się tworzyć około 8 My (mln lat temu), osiągając maksimum gwiazdogenezy między 2 a 5 My przed chwilą obecną. Obecne tempo powstawania gwiazd jest blisko czterokrotnie mniejsze od tego z maksimum procesu. Jak widać, 30 Dor to obszar bardzo niedawnej, prawie współczesnej, aktywności gwiazdotwórczej. Tym niemniej znaczna część gwiazd z tego obszaru zdołała już zakończyć swoją egzystencję. Korzystając ze współczesnego rozkładu mas postarano się określić statystycznie, ile takich przypadków było w badanym rejonie i uzyskać realistyczną IMF dla tego rejonu2.
Pora więc przedstawić uzyskane rezultaty. Otóż w 30 Dor obserwujemy bardzo dużą ilość gwiazd masywnych i bardzo masywnych3. Spośród wspomnianych 452 gwiazd, 247 ma masy powyżej 15 M, a jak twierdzą autorzy, z 90% prawdopodobieństwem w próbce znajduje się jedna gwiazda o „masie urodzeniowej” ponad 250 M. Jak widać, przyjdzie się pożegnać z często powtarzanym hasłem, że gwiazdy mają masy do stu M — z przedstawionych tu badań wynika, że masy typowych gwiazd mogą być dużo większe. Uzyskana IMF dotyczy gwiazd masywnych i sięga wartości 200 M. Jak twierdzą autorzy, tych gwiazd jest stosunkowo dużo. Dużo więcej od dotychczasowo przyjmowanej wartości. Potęgowa funkcja opisująca rozkład gwiazd jest zwyczajowo przedstawiona w postaci M–γ, gdzie M jest masą gwiazdy i „klasyczna” wartość γ pochodząca od Salpetera, na którą powołują się autorzy (praca z 1955 roku!), wynosi 2,35. Uzyskanej przez autorów omawianej pracy IMF odpowiada wartość γ = 1,9 z niepewnością (+0,37, –0,26). Oznaczałoby to, że gwiazdy masywne powstają w dużo większej ilości niż sądzono do tej pory. Z przedstawionych wykresów wynika, że w stosunku do modelu Salpetera w 30 Dor gwiazd o masach powyżej 30 M jest około 30% więcej. Z tego powodu zabierają też większą część masy pierwotnej mgławicy i tym samym mgławica ta szybciej wzbogaca się o metale. Oczywiście ekstrapolowanie tych wyników na obszary rzeczywiście dużej gwiazdogenezy jest ryzykowne, choćby z tego powodu, że 30 Dor jest względnie bogata w metale. Jednak w odległościach rzędu Gpc tak szczegółowych pomiarów przeprowadzić się nie da. Nie da się nawet zidentyfikować pojedynczych gwiazd, nie mówiąc już o określeniu ich mas. By uzyskać jakąś wiedzę o IMF w odległościach typowych dla intensywnego powstawania gwiazd, trzeba użyć innych metod.
Przedstawia to praca zamieszczona w czerwcu tego roku w Nature (Nature, t. 558, s. 260, Zhi YuZhand i czterech innych autorów, wszyscy z europejskich ośrodków). Jak wiadomo, w zależności od masy gwiazdy, zachodząca w niej nukleosynteza przebiega nieco inaczej. Jeżeli więc gwiazda zakończy swoje życie i rozproszy swą materię w otaczającej przestrzeni, to stosunki ilości pierwiastków w powstałej w ten sposób mgławicy powiedzą nam, jaka była masa owej gwiazdy. Podobne rozumowanie można 1 Ten łaciński zwrot ten ma na celu zwrócenie uwagi, że jakaś sytuacja jest analogiczna do innej (opisanej wcześniej), przy uwzględnieniu pew-nych różnic. 2 Jak widać, bez znajomości teorii ewolucji gwiazd nie byłoby to możli- we. Wydaje się jednak, że tę ostatnią znamy raczej dobrze i w tym przy-padku nie spodziewamy się, by „wkład teoretyczny” do tego pomiaru wypaczył rzeczywistość.
3 Inna sprawa, że z jednak dość poważnej odległości 50 kpc widać głównie bardzo jasne, a więc i masywne gwiazdy.
39 Urania
5/2018
przeprowadzić dla mgławicy powstałej z materii wielu gwiazd. Konkretnie stosunki ilościowe izotopów zawartych w chłodnej i możliwie optycznie cienkiej (by własności powierzchniowe nie zaburzyły pomiaru) mgławicy mogą powiedzieć nam, jaki był rozkład mas, czyli IMF gwiazd, które złożyły się na metaliczność tej mgławicy. Szczególnie korzystnymi z tego punktu widzenia izotopami są 13C i 18O. Pierwszy z tych izotopów powstaje głównie we względnie lekkich gwiazdach, a drugi w gwiazdach masywniejszych. Choć w tym momencie warto zauważyć, że w obu przypadkach mamy do czynienia z gwiazdami, które bylibyśmy skłonni uznać za dość masywne — granica przebiega w okolicy 8 M. Autorzy wspomnianej pracy wyselekcjonowali cztery silne źródła emisji tlenku węgla, dodatkowo jeszcze wzmocnione przez soczewkowanie grawitacyjne. Źródła te leżą w odległościach o redszifcie 2–3, a więc odpowiadających w historii Wszechświata okresowi najintensywniejszego powstawania gwiazd. Oczywiście można założyć, że stosunki ilościowe 13CO/C18O = 13C/18O, wystarczy więc zmierzyć, zależne od masy odpowiednich izotopów, intensywności linii widmowych tlenku węgla. Iloraz jasności tych linii będzie odpowiadał za stosunki ilościowe gwiazd lżejszych i masywniejszych. Konkretnie, ponieważ 18O powstaje głównie w gwiazdach masywnych, stosunek jasności będzie tym mniejszy, im więcej było gwiazd masywnych. W omawianej pracy mierzono z dużą precyzją (typowo 5σ) jasności linii rotacyjnych tych cząsteczek, uzyskując tym samym oszacowanie rozkładu mas gwiazd w tych odległościach. Okazuje się, że stosunek ten był bliski jedności w okresie maksymalnej gwiazdogenezy (redszift 2 do 3). Oznacza to, że w tym czasie było stosunkowo dużo masywnych gwiazd. Oznacza to też wyraźną różnicę w stosunku do poprzednich oszacowań, np. zamieszczonych w obszernej przeglądowej pracy z roku 2002 (P. Kroupa, Science, t. 295, s. 82). Autorzy zamieścili wykres przedstawiający ten stosunek (dane z literatury) dla różnych odległości (czyli redsziftu). Otóż w naszym pobliżu (Obłoki Magellana, Droga Mleczna4) wartość ta jest wyraźnie większa — w Drodze Mlecznej około 7–10, a w Obłokach Magellana nawet kilkadziesiąt. Dla dużych z stosunek ten wyraźnie maleje, aż do wspomnianych wartości bliskich jedności. Oznaczałoby to, że dawniej powstawały masywniejsze gwiazdy.
Podsumowując oba omówione powyżej teksty, można zauważyć, że „w modzie” są masywne gwiazdy. Jeżeli moda okaże się prawdą, to przyjdzie nieco zmienić poglądy na temat gwiazd i okaże się, że powstawały gwiazdy dużo większe i w większej ilości, a tym samym ewolucja chemiczna Wszechświata była nieco inna niż dotychczas myślano.
O tym, że problem powstawania gwiazd w historii Wszechświata nie jest jeszcze zrozumiały, możemy przeczytać w lipcowym artykule M. Noguchi (Nature, t. 559, s. 585). Jak pisze Noguchi, gwiazdy w okolicy Słońca wyraźnie dzielą się na dwie grupy, w zależności od ich składu chemicznego. Jedna z tych grup ma dużą, w stosunku do żelaza, zawartość tzw. pierwiastków α, czyli tlenu, magnezu, krzemu, siarki, wapnia i tytanu. W drugiej grupie gwiazd stosunek α/Fe jest niewielki. Obie grupy gwiazd są również rozróżnione przestrzennie. Gwiazdy o dużej wartości α/Fe należą w większości do grubego dysku, mając zwykle spore składowe prędkości prostopadłej do płaszczyzny Galaktyki. Gwiazdy o małej wartości tego stosunku mają tę składową prędkości niewielką i stąd nie oddalają się zbytnio od płaszczyzny galaktyki, tworząc cienki dysk. Warto zauważyć, że pierwiastki α są tworzone w supernowych typu
II, których progenitorami są gwiazdy o dużych masach, których wybuch występuje po około 10 My po powstaniu. Żelazo tworzy się głównie w supernowych typu Ia, których progenitory żyją kilka miliardów lat. Wynika z tego sugestia, w jaki sposób wskazana różnica powstała. Po prostu gwiazdy o dużym stosunku α/Fe powstały na początku galaktycznej gwiazdogenezy w momencie, gdy supernowe typu II zdążyły już zasilić metalami mgławice, w których powstawały gwiazdy. Gwiazdy o niewielkiej zawartości pierwiastków α powstały dużo później, gdy materia, z której tworzyło się to pokolenie gwiazd, mogła być zasilona większą ilością żelaza. Nie trudno zauważyć, że opisany wyżej scenariusz wymaga, by w Drodze Mlecznej zaszły dwa okresy gwiazdogenezy, oddzielone sporym, bo trwającym około 5 Gy (miliardów lat) okresem, gdy w naszej galaktyce gwiazdy nie powstawały, a przynajmniej powstawały w stosunkowo niewielkiej ilości.
Powyższe fakty wymagają teoretycznego wyjaśnienia i M. Noguchi porównuje dwa modele opisujące ewolucję zachowania gazu, z którego powstają gwiazdy. Jeden starszy model wyjaśnia bimodalność składu chemicznego gwiazd tym, że znajdujący się w galaktycznym halo gaz jest początkowo ogrzewany przez fale uderzeniowe powstałe w pierwszej fazie gwiazdogenezy. Dopiero po „wyświeceniu” gaz traci stabilność grawitacyjną i opada w kierunku centrum galaktyki, inicjując drugą fazę powstawania gwiazd. W drugim preferowanym przez autora modelu halo ciemnej materii galaktycznej gromadzi otaczające galaktykę gazy, które powoli opadają, zasilając powstawanie gwiazd. Trudno ocenić oba modele, bo w końcu wiarygodność modelu zależy m. in. od szczegółów technicznych, których z oczywistych względów w czasopiśmie typu Nature zamieścić się nie da. Tym niemniej widać, że znaczącym problemem jest tu stabilność grawitacyjna gazu w galaktyce intensywnie tworzącej gwiazdy. A na ten temat znajdziemy tekst w Nature z 30 sierpnia (K. Tadaki i 20 innych, głównie japońskich — ale nie tylko — autorów, Nature, t. 560, s. 613). Autorzy pracy rozważają galaktykę o redszifcie 4,3, a więc z czasów gdy Wszechświat nie miał jeszcze 2 Gy. Jak twierdzą autorzy, galaktyka ta tworzy gwiazdy około tysiąca razy intensywniej od Drogi Mlecznej. Rozdzielczość liniowa pomiaru wyniosła około 550 pc, czyli można coś sensownego powiedzieć o względnie niewielkich obszarach gazu. Okazuje się, że obserwowany obszar molekularnego gazu i pyłu ma skomplikowana budowę i, czego ze względu na tempo gwiazdogenezy należało się spodziewać, zdecydowanie nie jest to pojedynczy jednorodny obszar. W szczególności zidentyfikowano dwa obszary leżące poza centralną częścią badanej galaktyki. Autorzy mierzyli linie widmowe CO, uzyskując pole prędkości. Dopasowując ruchy do tego pola, uzyskali rotujący dysk o promieniu rzędu kpc i dyspersji prędkości około 70 km/s. Dane te prowadzą do wniosku, że owe obszary gazu (mgławice?) z powodu niestabilności grawitacyjnej opadły z obrzeży galaktyki w obecne miejsce pobytu i dalej w wyniku tarcia (parametr Toomre’a około 0,7) zdążają do centrum, gdzie zasilą materią obszary gwiazdogenezy. Obserwujemy więc szczegóły opadania gazu, czyli to, co teoretycznie rozważa Noguchi! Pojawia się nadzieja, że teoretyczne spekulacje rozstrzygnie obserwacja.
Podsumowując powyższe rozważania, wydaje się, że zaczynamy wyjaśniać szczegóły historii powstawania gwiazd. Inaczej mówiąc, badamy mechanizmy tworzące statystykę powstawania gwiazd. Oczywiście do ostatecznego obrazu historii gwiazdogenezy jeszcze trochę brakuje, ale chyba powoli przechodzimy od wyjaśniania historii życia pojedynczej gwiazdy do historii całych populacji gwiazdowych.
Jerzy Kuczyński
przeczytane w nature i Science
4 Wspomniana wartość jest mniejsza w Drodze Mlecznej, nieco więk- sza w Wielkim Obłoku Magellana, a największa w Małym Obłoku Ma-gellana. Może z tego wynikać, że IMF zależy od wielkości rozważanej galaktyki. Nie musi jednak tak być, bo statystyka wydaje się tu zdecy-dowanie zbyt skromna.
Źródło: NASA, ESA, ESO, D. Lennon and E. Sabbi (ESA/STScI), J. Anderson, S. E. de Mink, R. van der Marel, T. Sohn i N. Walborn (STScI), N. Bastian (Excellence Cluster, Munich), L. Bedin (INAF, Padua), E. Bressert (ESO), P. Crowther (Sheffield), A. de Koter (Amsterdam), C. Evans (UKATC/STFC, Edinburgh), A. Herrero (IAC, Tenerife), N. Langer (AifA, Bonn), I. Platais (JHU) oraz H. Sana (Amsterdam)
41 Urania
5/2018
Mgławica Tarantula (30 Doradus) w obiektywie Kosmicznego Teleskopu Hubble’a. Obserwacje wykonano w październiku 2011 r. Obraz stanowi mozaikę z 30 sfotografowanych pól. Przy jej tworzeniu wykorzystano również dane z naziemnego 2,2-m teleskopu w Obserwatorium La Silla w Chile. Kolor czerwony wskazuje obecność wodoru a niebieski — tlenu