Nova grupa subpatuljastih zvezda male mase bogate helijumom u spoljašnjim slojevima pokazuje zanimljiv hemijski sastav, odnosno, oblaci u tim spoljašnjim slojevima su vrlo bogati teškim metalima poput cirkonijuma, stroncijuma, itrijumom pa čak i olovom. Astronom Simon Džefri sa Armag observatorije i njegove kolege su sprovele posmatranja tokom 2015. godine kako bi otkrili poreklo i neobične pulsacije navedene grupe zvezda bogatih teškim metalima.

Većina astronoma je familijarna sa klasičnim Hercšprung-Raselovim dijagramom (u tekstu: HR dijagram) sa svojim glavnim nizom zvezda koje sagorevaju vodonik krećući se od tamnih crvenih zvezda male mase do sjajnih plavih zvezda velike mase, granom crvenih giganata i raspršenih super giganata i belih patuljaka duž vrha i dna dijagrama. Manje poznata grupa vrelih plavih subpatuljaka se nalazi levo od glavnog niza HR dijagrama (slika 1). Ova grupa vrelih zvezda, uprkos činjenici da se proučavaju duže od 50 godina i dalje zbunjuje astronome.

hmz1

Slika 1: Dijagram luminoznost – efektivna temperatura svih do sada posmatranih zvezda u okolnih 250 pc. Ljubičaste tačke su posmatrani subpatuljci sa Galex satelitskom observatorijom, simboli zvezda su tri olovne i cirkonijumske zvezde analizirane od strane Armag tima.

Kao što je i rečeno, proučavanje plavih subpatuljaka započinje sredinom 20-tog veka sa posmatranjima astronomkinje Džesi Grinstein uz pomoć 200-inčnog Palomar teleskopa. Na osnovu posmatranja, Grinstejnova je pokazala 1966. godine da grupa zvezda u okolini Galaktičkog pola pripada našoj galaksiji uprkos ranijem stanovištu da su te plave zvezde ekstragalaktičke jer su isuviše tamne da bi pripadale glavnom nizu u grupi plavih super giganata a u isto vreme i previše svetle da bi spadale u grupu belih patuljaka. Ova grupa O i B zvezda je ostala zagonetna decenijama, jedva da je stotinak takvih zvezda i otkriveno i predstavljale su grupu retkih zvezda bez neke veze sa belim patuljcima male metaličnosti pri dnu glanog niza (Kilkeni, 1988. godine).

Do iznenadnog obrta je došlo sasvim slučajno zahvaljujući činjenici da se boja ovih zvezda poklapa sa bojom kvazara. Pretragom dalekih van galaktičkih prostranstava u programu Palomar – Grin pretrazi (Grin, 1986. godine), otkriveno je na stotine novih vrelih subpatuljaka i ova grupa predstavlja najzastupljeniju od svih plavih zvezda svetlijih od 16-te magnitude. Normalan subpatuljak jeste zvezda male mase koja sagoreva helijum sa ostacima vodonika u omotačima dajući joj prepoznatljivu vodonikom bogatu atmosferu. Ponekad se nazivaju i zvezde ekstremno horizontalne grane (Heber, 2009. godina). Iako većina njih ima helijumom siromašnu atmosferu, nekolicina pokazuje snažne linije helijuma dok jedan manji deo pokazuje potpuni izostanak linija vodonika. Ovi dve grupe subpatuljaka se stoga nazivaju * srednji i ekstremni helijumski subpatuljci.

Na Armag observatoriji se proučavaju razne neobične helijumske zvezde u kakve spada i helijumski dvojni subpatuljak PG1544+488 (Ahmad, 2004. godina, Sener i Džefri 2014. godine). U poslednjih nekoliko godina, pažnju su privukli srednji helijumski subpatuljci. Međutim, da li nešto što je „srednje“ može biti i zanimljivo u isto vreme? Istraživanja sprovedena ranije nisu dala neka neobična zapažanja i razlog zbog čega bi njihove atmosfere bile tako neobične. Nije se moglo odgovoriti na pitanje koji element tu pravi problem, vodonik ili helijum i da li su to ekstremni helijumski subpatuljci sa previše vodonika ili je obrnuto. Jedno je bilo jasno: te zvezde su po svojim osobinama slične subpatuljcima bogatih vodonikom pa se predpostavljalo da neke od njih možda i pulsiraju. Pulsiranje vodonikom bogatih subpatuljaka zahteva povećanu zasupljenost gvožđa u pobudnoj zoni kako bi se ispoljila nestabilnost. Smanjenje koncentracije vodonika u pobudnoj zoni ima isti efekat kao i povećanje gvožđa jer povećava neprozirnost sredine i dovodi do pulsacija, što bi bio slučaj kod subpatuljaka bogatih helijumom. Iz fotometrijskih istraživanja 10 helijumom bogatih subpatuljaka, jedan pokazuje promenjivi sjaj od par procenata i to je zvezda LS IV -14 116 (Ahmad i Džefri, 2005. godine), slika 2.

z2

Slika 2: Umetnička vizija cirkonijumom bogatog sloja atmosfere zvezde LS IV-14 116 (N Behara)

Cirkonijumska zvezda?

Pre otkrića pulsacija, LS IV -14 116 je bila obična srednja helijumska zvezda sa odnosom vodonika i helijuma 80:20 na njenoj površini (Ahmad i Džefri, 2003. godina). Da bi se objasnila hemijska kompozicija i pulsacije, bila su potrebna tačnija spektroskopska posmatranja. Snimljen je spektar vrlo visoke rezolucije anglo-australijskim teleskopom opremljenog univerzitetskim spektrografom London Ekel koledža 2005. godine, sa namerom da se odredi hemijski sastav površine sa naglaskom na linije ugljenika, azota i kiseonika kako bi se otkrilo zbog čega je zvezda bogata helijumom. Merenjem je ustanovljena normalna temperatura, gravitacija i zastupljenost hemijskim elemenatima kao i bilo koje druge već viđene vrele zvezde u optičkom spektru. Model koji je pokazivao spektralni sastav je bio u dobroj saglasnosti sa merenjima i nije ukazao na nekakve neobičnosti u CNO odnosima (Naslim, 2011. godina). Međutim, snimljeni spektar je pokazivao nekolicinu vrlo sjajnih linija kojih nije bilo u modelu. Uobičajeno objašnjenje kako su to umnošci slabih linija višeg reda koje nisu zastupljene u listi linija koju daje model nije zadovoljavalo. Naslim i Džefri su tragali za linijom u spektru koja bi se podudarale sa onim što daje model ali je to bilo bezuspešno. Najzad, pronašli su liniju koja je u potpunoj saglasnosti sa snimljenim linijama i to je bila linija trostruko jonizovanog cirkonijuma. Ono što je neobično, jeste da ta linija nije nikada viđena u astronomskim spektrima na tim talasnim dužinama. Na Zemlji, cirkonijum je metal meke sive boje poznat kao tvrd i sjajan oksid i koji se koristi za rezne alate i predstavlja zamenu za dijamant pri obradi dragulja. Naslim je nastavio da istražuje preostale misteriozne linije i pronašao da se podudaraju sa linijama germanijuma, itrijuma i stroncijuma. To ih je dovelo u nedoumicu. Ukoliko linije navedenih elemenata nisu do sada uočene, onda mora da im je zastupljenost veoma velika na toj zvezdi. Inače, zastupljenost tih elemenata nije mogla da se odredi direktno zbog nedostaka vitalnih informacija a u vezi hemijskih elemenata u novim uslovima. U pomoć je pozvan Alan Hibert sa kraljičinog univerziteta u Belfastu i uz pomoć atomskog fizičkog koda CIV3 (Hibert, 1975. godine) su izračunati neophodni podaci a u vezi navedenih hemijskih elemenata. Sada je moglo biti izvršeno merenje a rezultat je bio zapanjujući: zastupljenost cirkonijuma, stroncijuma i itrijuma na zvezdi LS IV -14 116 je dostizalo i 10000 puta veću vrednost nego na Suncu!

Pulsacioni paradoks

U međuvremenu, u pustinji Arizona i u Južnoj Africi, timovi astronoma predvođeni Betsi Grin i Džefrijem su vršili osmatranje zvezde LS IV -14 116. Oba skupa dobijenih podataka je davao period pulsacije od 1953 sekunde, odnosno, nešto preko pola časa (Grin 2011. , Džefri 2011. godine). Merenjem je ustanovljeno još pet dužih dodatnih perioda pulsacija manjih amplituda. Oba tima su izvršila merenja temperature i gravitacije LS IV -14 116 i došli su do zaključka da je zvezda toplija od 30000 K s tim da su postojale razlike u vrednostima izmerene temperature među timovima. Utvrđeno je i slaganje modovi dugih perioda oscilacija u skladu sa onim dugim talasima oscilacija koje diktira gravitacija i koje generiše negde duboko u unutrašnjosti zvezde. Ovo je ujedno bio i paradoks: g-modovi su obično nastajali u subpatuljcima čija je površinska temperatura niža od 28000 K. Ukoliko je zvezda toplija, uočavaju se jedino akustički p-modovi.

Za oba tipa pulsacije je neophodno bogato prisustvo gvožđa i nikla duboko u unutrašnjosti zvezde na temperaturi od oko 200000 K. Ove pulsacije jedino mogu nastati pobuđivanjem tokom procesa radijalne difuzije: pritisak svetlosti je više absorbovan od strane nekih jona nego drugih što dovodi do veće koncentracije tih jona na određenim mestima u unutrašnjosti zvezde. Čak i sa tako povećanom koncentracijom gvožđa i nikla, modeli za zvezdu LS IV -14 116 nisu mogli da ukažu na pulsacije. Marčelo Miler-Bertolami je predložio interesantno drugačije objašnjenje (Miler-Bertolami, 2011. godine) umesto da su pulsacije pobuđene optičkim mehanizmom usled neprozirnosti sredine, one mogu nastati kao rezultat nuklearne nestabilnosti dubljih slojeva u kojima se odigrava sagorevanje helijuma. U koliko je to slučaj, to bi bila prva potvrda epsilon mehanizma odgovornog za zvezdane pulsacije u nestabilnoj zoni gde sagoreva helijum. Ovo je zagonetka koja čeka svoj odgovor mada skorašnji rezultati ukazuju da je zvezda LS IV -14 116 već na helijumskoj glavnoj sekvenci i da je sagorevanje helijuma zapravo već završeno (Randal, 2015. godina).

Olovne zvezde

U Almagu, Naslim je vršio pretragu ESO arhive u potrazi za dvostrukim belim patuljcima koje bi mogle biti predhodne faze u evoluciji super novih tipa Ia, pretraga porekla super novih tipa Ia (Napivotcki, 2003. godina). Prikupio je kolekciju podataka od 134 vrelih subpatuljaka snimljenih Ekel spektrografom na VLT ESO teleskopu. Ukupno 9 od ovih zvezda je identifikovano da ima između 5 i 90% helijuma u svojoj atmosferi (Štoer, 2007. godina). To nisu bili ni subpatuljci bogati vodonikom niti helijumom bogati subpatuljci. Naslim je pokazao da svih devet kandidata pokazuju snažne linije zanimljivih jona (Naslim, 2013. godina). Četiri zvezde su pokazivale snažne linije ugljenika dok preostalih pet nije u opšte pokazivao linije ugljenika. Jedna od zvezda sa snažnom linijom ugljenika, HE 2359-2844, pokazivala je iste linije cirkonijuma i itrijuma kakve su viđene i kod zvezde LS IV-14 116, s tim da su prisutne i dodatne linije cirkonijuma i u ljubičastom delu spektra. Ista ta zvezda ukazuje i na jednu drugu grupu nepoznatih linija, na trostruko jonizovano olovo (slika 3) nakon dodatnog atomskog detektivskog rada. Ovi joni su viđeni u ultra ljubičastom delu spektra snimljenih Hablovim svemirskim teleskopom tokom posmatranja vrelih subpatuljaka s tim da su oni po prvi put uočeni sa neke zemaljske observatorije. Spektar ukazuje na izuzetnu zastupljenost olova, ponovo sa faktorom 10000 u odnosu na Sunce. Druga zvezda u ugljenikom bogatoj grupi, HE 1256-2738, takođe pokazuje linije olova sa faktorom većim od 40000 s tim da su linije cirkonijuma i itrijuma izostale.

hmz3

Slika 3: Moguć izgled olovom bogatih oblaka u atmosferi zvezde HE 2359-2844. Nema podataka o nehomogenostima na površini (S. Džefri).

Pojasi teških metala

U skorije vreme su pronađene tri srednja subpatuljka sa izuzetno visokom koncentracijom cirkonijuma, olova i itrijuma u spoljašnjim slojevima (slika 4). Odakle potiče ovaj višak navedenih elemenata? Ovi elementi mogu biti proizvedeni zarobljavanjem neutrona u asimptotskim zvezdama, odnosno, u crvenim gigantima sa ugljenično – kiseoničnim jezgrima i dva omotača u kojima sagoreva helijum i vodonik. Međutim, vreli subpatuljak nikada ne dostiže ovu evolutivnu fazu te ni navedeni teški metali ne mogu nastati nekom normalnom nuklearnom reakcijom u jezgru zvezde. Alternativno objašnjenje nastanka ovih elemenata može biti proces koji dovodi do koncentracije celokupnog olova ili cirkonijuma u tankom spoljašnjem atmosferskom sloju.

hmz4

Slika 4: Rasprostranjenost elemenata na površini cirkonijumske zvezde LS IV-14 116 i olovnih zvezda HE 2359-2844 i HE 1256-2738 u odnosu na Sunce. Takođe je predstavljena i usrednjena rasprostranjenost za druge helijumom bogate subpatuljke i normalne subpatuljke (Naslim, 2013.godina).

Ovaj fenomen je uočen kod hladnijih, hemijski neobičnih, Ap zvezda i živa – magnezijumskih zvezda. Suprotno Sunčevoj turbulentnoj površini, atmosfera vrelog subpatuljka je mirno mesto gde uticaj na jone ima radijacija i gravitacija. Gravitaciono ubrzanje svakog jona je isto i uravnoteženo je gradijentom pritiska uključujući i komponentu radijacionog pritiska. Međutim, svaka vrsta jona ima drugačiju elektronsku strukturu što dovodi do malih razlika u silama nastalih usled uticaja radijacije. Ukoliko je cirkonijum efikasan u zarobljavanju fotona (neprozirniji je za fotone) doći će do neznatno jačeg potiska u atmosferi u odnosu na druge vrste jona. Kako se penje kroz atmosferu, tako se i hladi, dolazi do rejonizacije, elektroni se premeštaju na niže energteske nivoe i radijacione osobine se menjaju. Drugi joni se penju brže istim mehanizmom dok cirkonijum nalazi položaj gde najefikasnije zarobljava nailazeće fotone tokom svog poniranja. Ova radijaciona levitacija je veoma spora i potrebno je bar 100000 godina da bi se atmosfera dovela u ravnotežu. Opisani proces je vrlo verovatno odgovoran za malu zastupljenost helijuma u većini posmatranih subpatuljaka dok u isto vreme teži elementi levitiraju što daje uočeni odnos hemijskih elemenata.

Šta čini zvezde bogate teškim metalima toliko međusobno različitim? Zvezde spektralne klase B bogate helijumom, kao i hemijski neobične Ap zvezde poseduju snažno magnetno polje koje može da utiče na pomenute procese, mada, magnetno polje nije uočeno kod zvezde LS IV-14 116 (Randal, 2015. godine). Neka intrigantna pretpostavka može da poveže srednje helijumske subpatuljke sa njihovim predhodnicima iako ne znamo koji bi to kandidati za tako nešto mogli biti (Naslim, 2013. godine). Sve što znamo o ovim zvezdama jeste da su one gotovo u potpunosti izgubile sav svoj helijum i da su njihove površine praktično ogoljeni ostaci slojeva crvenog giganta u kojima je vodonik sagorevao. Pri tome je vodonik delimično sagoreo otkrivajući helijum, kao i azot nastao u CNO procesu tokom sagorevanju vodonika. Ne možemo biti sigurni ni u vezi porekla viška ugljenika, jedna pretpostavka je da se on preneo konvekcijom iz slojeva gde je helijum sagorevao veoma burno (eksplozijom). Mogu li srednji helijumski subpatuljci biti normalni mladi patuljci sa još neformiranom atmosferom? Ovo bi objasnilo njihovu slabu zastupljenost: svega 0,1% ili manje bi još uvek pokazivalo prisustvo helijuma i ugljenika na svojoj površini. Međutim, i cirkonijumske i olovne zvezde su isuviše vrele u poređenju sa normalnim patuljcima B klase (sdB zvezde). Dodatno, postoji pitanje brzina njihove rotacije koja je upečatljivo niža nego što je uobičajeno za tako kompaktne zvezde, kao i značajno veće brzine kretanja u odnosu na ostale zvezde u galaksiji.

Budući rad

Normalne sdB zvezde sagorevaju svoj helijum i u potpunosti su izgubile svoje vodonične omotače. Njihove mase su bliske vrednosti mase paljenja degenerisanog helijumskog jezgra u iznosu 0,47 solarne mase. Preostali omotač dozvoljava većini zvezda da ima vodonikom bogatu atmosferu. Zvezde teških metala i većina srednjih vrelih subpatuljaka su toplije. Moguće je da one imaju masu veću od 0,47 solarnih masa, potrebna su preciznija posmatranja radi tačnijeg određivanja njihovih masa i rastojanja. Čak nismo sigurni ni za njihovu spoljašnju temperaturu jer ne poznajemo kakve atmosferske efekte izaziva tako jako prisustvo teških metala. Nova ultravioletna posmatranja LS IV-14 116 Hablovim teleskopom će pomoći da se odgovori na ovo pitanje. Pulsacije mogu dovesti do novih istraživanja, iako vrlo slabe, one su merljive (Džefri, 2015. godina) slika 5. Kombinujući posmatranja sjaja i spektra, ovi podaci daju direktan podatak o prečniku zvezde. Podatak o masi se tada može proveriti upoređujući ga sa radijusom i površinskom gravitacijom i omogućiti da se utvrdi poreklo pulsacija. Nova posmatranja obavljena sa ESO VLT će dati odgovor na ovo pitanje. Uskoro ćemo imati bolju predstavu kako zvezde teških metala stvaraju svoje egzotične atmosfere.

hmz5

Slika 5:Varijacija radijalne brzine pulsirajućeg cirkonijumskog subpatuljka LS IV-14 116 tokom tročasovnog perioda sa ESO VLT (Džefri, 2015. godina).

Izvor:

http://astrogeo.oxfordjournals.org/

*srednji helijumski subpatuljci – intermediate helium subdwarfs (engl.) usled nedostatka informacija u vezi klasifikacije i domaćih termina u tekstu je korišten naziv srednji helijumski subpatuljci na osnovu položaja na HR-dijagramu između sdO i sdB subpatuljaka (primedba autora teksta)


Dodaj komentar


Sigurnosni kod
Osveži