Z NASZYCH BADAŃ - mody g w gwiazdach SPB

Sejsmologia gwiazd to bardzo prężnie rozwijający się dziś kierunek badań astronomicznych, pozwalający nam zdobywać informacje o budowie wewnętrznej gwiazd. W tym celu modeluje się rozprzestrzenianie się fal w gwiazdach. Fale te wywołują zmiany wielu parametrów fizycznych materii, np. ciśnienia i temperatury, ale także zmieniają kształt i rozmiar gwiazdy. Mówimy o pulsacjach gwiazd. Zjawiska takie jesteśmy w stanie obserwować na powierzchni Słońca. Dla innych gwiazd, ze względu na ogromne odległości, zazwyczaj to, co możemy zaobserwować, to zmiany jasności. Pierwszym rozpoznanym typem gwiazd, o których wiemy, ze regularnie zmieniają swoje rozmiary wskutek pulsacji były cefeidy. Dziś znamy wiele innych rodzajów gwiazd pulsujących, a także mechanizmy podtrzymujące gwiazdy w takim stanie. Wyróżniamy dwa zasadnicze typy pulsacji. Dla pulsacji w modach p (akustycznych) siłą przywracającą jest gradient ciśnienia, zaś dla modów typu g, zwanych grawitacyjnymi, siłą przywracającą jest siła wyporu.

W 1991 C. Waelkens odkrył, że pewna grupa gwiazd ciągu głównego typu B nazwana przez niego gwiazdami SPB (Slowly Pulsating B-type stars), zmienia swoją jasność dzięki wzbudzonym w ich wnętrzach modom g. Gwiazdy te są dość gorące, mają masy od trzech do dziewięciu mas Słońca i pulsują z okresami od połowy do kilku dni. Całkiem często znajdujemy je w młodych gromadach otwartych. Gwiazdy SPB są bardzo często wielomodalne, tzn. zmiany zachodzą jednocześnie z wieloma okresami, z których każdy odpowiada jednemu modowi g. O ile obserwując z powierzchni Ziemi udaje się zwykle odkryć kilka takich modów, to obserwacje satelitarne pokazały, że są gwiazdy, w których występują setki modów g.

W 2008 roku prof. Daszyńska-Daszkiewicz z naszego Instytutu oraz profesorowie Pamiatnych i Dziembowski z Centrum Astronomii Mikołaja Kopernika w Warszawie pokazali w jaki sposób można zidentyfikować mody typu g odpowiadające poszczególnym okresom dla gwiazd rotujących. Ze względu na specyfikę gwiazd typu B, uwzględnianie rotacji w takiej analizie jest niezbędne. Można tego dokonać przy użyciu pomiarów jasności przynajmniej w dwóch różnych pasmach fotometrycznych. Autorom udało się dokonać takiej identyfikacji tylko dla jednego obiektu, µ Eridani.

Dużo szerszej identyfikacji modów g dla gwiazd SPB udało się dokonać drowi Wojciechowi Szewczukowi z naszego Instytutu. Zbadał on ponad 30 gwiazd, dla których istnieją odpowiednie dane obserwacyjne, aby można było na ich podstawie dokonać takiej identyfikacji. Dla wszystkich analizowanych przez niego gwiazd udało mu się zidentyfikować stopień modu oraz jego rząd azymutalny bądź znaleźć ograniczenia na te parametry. Ponadto analiza ta pozwoliła także niezależnie od spektroskopii wyznaczyć takie podstawowe parametry gwiazdy jak prędkość rotacji czy nachylenie osi rotacji. Identyfikacja modów pozwala nam budować precyzyjniejsze modele wnętrz dla tych gwiazd. Wśród bardzo interesujących parametrów jakie można wyznaczyć taką metodą jest np. zasięg procesu mieszania materii na brzegu konwektywnego jądra.  W swojej niedawno obronionej pracy doktorskiej dr Szewczuk wyznaczył również na nowo przebieg teoretycznych pasów niestabilności dla gwiazd SPB przy uwzględnieniu rotacji. Więcej w pracach Szewczuka i Daszyńskiej-Daszkiewicz (MNRAS, 450, 1585 i MNRAS 453, 277). Z tej pierwszej pochodzi pokazany rysunek, przedstawiający wykres H-R, na którym zaznaczony jest pas niestabilności gwiazd SPB i położenie badanych gwiazd.