Chłodne gwiazdy z magnetyczną osobowością

Autor: Élodie Hébrard (York University) oraz Rakesh Yadav (Harvard-Smithonian CfA).

Na Słońcu aktywna jest niewidzialna siła związana z jego polem magnetycznym. Z pewnością wiecie, że pola magnetyczne mogą być wytworzone przez płynący prąd elektryczny. Plazma słoneczna to silnie naładowany płyn. Z uwagi na wspólne działanie wielkoskalowych ruchów spowodowanych rotacją Słońca oraz chaotycznie wrzącej plazmy, na Słońcu jest wystarczająco dużo prądów elektrycznych, aby utrzymać jego pole magnetyczne. Proces tworzenia pola przez ruch płynu znany jest jako mechanizm dynama.

Pola magnetyczne odpowiedzialne są za powstawanie bardzo gwałtownych zjawisk na powierzchni Słońca znanych jako rozbłyski rentgenowskie. Energia przechowywana w polu magnetycznym w formie napięcia uwalniana jest pod postacią energetycznego promieniowania elektromagnetycznego (promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie). Owe rozbłyski mogą także przyspieszyć ruch plazmy w otoczeniu, która wyrzucana jest z dużą prędkością z powierzchni Słońca. Tego typu zjawiska znane są jako Koronalne Wyrzuty Masy (CME). Energetyczne promieniowanie oraz CME tworzą niebezpieczną mieszankę bowiem stopniowo mogą powodować erozję atmosfery (kluczowej do rozwoju życia) pobliskich planet. Więcej o rozbłyskach rentgenowskich możesz dowiedzieć się z poniższego krótkiego filmu.

Ale wyjdźmy już z Układu Słonecznego i porozmawiajmy o Pale Red Dot. Gwiazdy znacznie chłodniejsze od Słońca zazwyczaj nazywane są “czerwonymi karłami” lub “gwiazdami o niskiej masie”. Proxima Centauri to właśnie taka gwiazda. Jednak nie dajcie się zwieść tej gwieździe! Astronomowie przyglądają się gwiazdom tego typu od dziesięcioleci — okazuje się, że są to bardzo aktywne gwiazdy. W rzeczywistości, rejestruje się na nich dużo więcej rozbłysków rentgenowskich oraz CME niż na Słońcu. Z uwagi na sporą liczbę gwałtownych zdarzeń na powierzchni tych gwiazd, planety krążące wokół nich muszą zmierzyć się z dużo mniej przyjaznym otoczeniem niż planety naszego układu planetarnego.Tak wysoka aktywność spowodowana jest obecnością pola magnetycznego dużo silniejszego niż pole związane ze Słońcem. Co więcej, wysoka aktywność sprawia, że trudniej jest szukać planet podobnych do Ziemi wokół takich gwiazd. Hej, zaraz, ale skąd właściwie wiemy, że te gwiazdy mają takie silne pola magnetyczne?

Najlepszą metodą pomiaru pola magnetycznego gwiazdy jest wykorzystanie delikatnego wpływu, które pole ma na promieniowanie emitowane przez gwiazdę. W rzeczywistości, jeżeli gwiazda ma silne pole magnetyczne, to ma ono wpływ na widmo gwiazdy: różne linie widmowe dzielą się na kilka składników, a każdy składnik ma własną polaryzację (oznacza to, że pole magnetyczne zmienia właściwości wibracyjne światła). Ten efekt dzielenia linii widmowych nazywa się efektem Zeemana. Pomiar polaryzacji linii widmowych pozwala na wiarygodny pomiar pola magnetycznego, tak jak na filmie poniżej.

To teraz już wiemy jak zmierzyć pole magnetyczne gwiazdy. Następnym naturalnym krokiem jest próba odtworzenia mapy pola magnetycznego gwiazdy w celu określenia jak wygląda: pole dipolowe? pole toroidalne?… W tym celu wykorzystujemy obrót gwiazdy wokół własnej osi! A dokładniej mówiąc, badając polaryzację kołową linii widmowych w różnych momentach czasu otrzymujemy pełny dwuwymiarowy obraz pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy. W tym celu astronomowie wykorzystują metodę znaną obrazowaniem Zeemana-Dopplera (ZDI – Zeeman-Doppler Imaging) — opierającą się na technikach opracowanych pierwotnie do obrazowania medycznego! Poniższe animacje podsumowują zasadę działania ZDI.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the magnetic spot under different viewing angles, and moving at different projected velocities (upper panel). The level of circular polarisation measured in a spectral line evolves consequently (lower panel). The case of a radially oriented field (as depicted by the red arrows) is depicted here. Credit: J.-F. Donati.
Same as the previous figure, but here with the case of an azimuthally oriented field (as depicted by the red arrows) depicted. As opposed to the radial field situation the circular polarisation signature flips sign. This allows ZDI to disentangle between field orientations. Credit: J.-F. Donati.

Ciemne plamy na powierzchni gwiazdy (podobne do znanych nam plam słonecznych) to widoczne skutki aktywności pola magnetycznego gwiazdy. Jak napisano w artykule Xaviera Dumusque, owe plamy indukują zaburzenia profili linii widmowych (z powodu efektu Dopplera), które z kolei powodują przesunięcie w prędkości radialnej (RV). Co więcej, wraz z obrotem gwiazdy, gdy plamy przechodzą przez widoczny dla nas dysk, to zaburzenie także podróżuje w profilu linii (patrz zdjęcie poniżej). Dlatego też zbieranie danych w różnych fazach obrotu gwiazdy pozwala zbadać jak jasne elementy rozłożone są na powierzchni gwiazdy – dokładnie tak jak w przypadku pola magnetycznego. W takiej sytuacji metodę tą określa się po prostu obrazowaniem dopplerowskim.

As the star rotates, an Earth-based observer sees the dark starspot at different locations on the visible stellar disc (upper panel). This results in characteristic distortions in stellar spectral line profiles that induce an apparent radial velocity (RV) shift (lower panel). Such RV shifts can mimic the signal of a planet or completely hide the presence of a genuine planet. Credit: J.-F. Donati.

Instrumenty opracowane do jednoczesnego rejestrowania widma i polaryzacji nazywane są spektropolarymetrami. Najczęściej wykorzystywane instrumenty tego typu to ESPaDOnS na szczycie Mauna Kea na Hawajach, NARVAL na szczycie Pic-du-Midi we Francji oraz HARPS-pol w obserwatorium La Silla w Chile.

The telescopes hosting the three high-resolution spectropolarimeters designed for studies of stellar magnetic fields. From left to right: Canada-France-Hawaii Telescope, Maunakea, Hawaii, USA; ESO 3.6m Telescope, La Silla Observatory, Chile; Télescope Bernard Lyot, Pic-du-midi Observatory, France. Credits: J-C Cuillandre/E Hébrard/OMP.

Co możemy zrobić z takimi pomiarami? Po pierwsze, z uwagi na to, że plamy gwiezdne często zakłócają detekcję planet z pomiarów prędkości radialnych, możemy wykorzystać mapy rozkładu plam w celu oszacowania RV. Choć to nowa metoda, ma ona możliwość odfiltrowywania sygnału gwiazdy, a tym samym przywracania zdolności do wnioskowania o obecności potencjalnych planet wokół zaplamionej gwiazdy. Po drugie, jeżeli naszym ostatecznym celem jest odkrycie planet typu ziemskiego w ekostrefach wokół chłodnych gwiazd – charakteryzowanie otoczenia planet jest dla nas kluczowe. W rzeczy samej niższa temperatura chłodnych gwiazd przesuwa ekostrefy bliżej powierzchni gwiazdy niż w przypadku gwiazd podobnych do Słońca. Planety typu ziemskiego krążące wokół takich gwiazd mogą być narażone na silniejsze ciśnienie promieniowania gwiazdy, na erozję atmosfery planety przez wiatr gwiezdny oraz CME. Dlatego też istotne jest oszacowanie wpływu pola magnetycznego gwiazdy na otoczenie takich planet. Z rekonstrukcji wielkoskalowej topologii pola magnetycznego za pomocą ZDI można ekstrapolować pole na zewnątrz (obraz V374 Peg poniżej) co pozwoli na dokładniejszą charakteryzację odkrywanych planet i lepsze oszacowanie przyjazności takich planet do utrzymywania życia.  W końcu, obserwowane wielkoskalowe właściwości magnetyczne mogą być wykorzystane do lepszego zrozumienia wnętrz gwiazd i procesów prowadzących do powstawania pól magnetycznych.

Magnetic field lines of the active red dwarf V374 Peg, extending in space above the surface of the star. The surface magnetic field has been mapped with ZDI, serving as a basis for the extrapolation to the whole magnetosphere. The simple dipole, magnet-like structure of the field is very obvious. Field lines forming loops above the surface are shown in white, while field lines open to the interstellar medium are shown in blue. Credit: MM Jardine & J-F Donati.

Jak dotąd omówiliśmy co wiemy o czerwonych karłach z obserwacji. Spójrzmy zatem na najnowsze modele teoretyczne, które próbują wytłumaczyć dlaczego te gwiazdy mają tak silne pola magnetyczne. Poniżej omówimy najnowsze symulacje superkomputerowe, w których próbowano odtworzyć procesy zachodzące we wnętrzu czerwonych karłów.

W symulacjach komputerowych zakłada się, że gwiazda jest idealną sferą gorącej plazmy obracającą się wokół własnej osi. Aby stworzyć model przepływu plazmy, zakładamy, że jest on zgodny z równaniem Naviera-Stokesa — które praktycznie mówi nam, że zmiana momentu pędu niewielkiego pakietu płynu jest proporcjonalna do sumy różnych sił działających na niego. Zachowanie pola magnetycznego zgodne jest z równaniami Maxwella (w ramach tzw. przybliżenia MHD). Oprócz tego ważne są także równania opisujące zachowanie energii i stan termodynamiczny płynu (temperatura, ciśnienie, itd). Równania te rozwiązywane są za pomocą wyrafinowanych algorytmów numerycznych (które zawierają dziesiątki tysięcy linii kodu) przy użyciu największych superkomputerów na świecie.

Hydra570
The HYDRA supercomputer at the Max Planck Computing and Data Facility in Garching bei München, Germany. In total there are ~83,000 cores with a main memory of 280 TB and a peak performance of about 1.7 PetaFlop/s. Credit: Max Planck Society.

Jeżeli w ramach modelu odtworzymy warunki, które są podobne do tych obecnych we wnętrzach czerwonych karłów, symulacja przedstawia nam wiele właściwości do tych, które rzeczywiście obserwujemy. Pole magnetyczne powstałe w ramach symulacji przedstawiono poniżej. Linie pola wychodzą z widocznego północnego bieguna “gwiazdy”. Spowodowane jest to dużym obszarem pola magnetycznego z jedną polaryzacją (przedstawionego w odcieniach żółci). Podobne zachowanie widać w pobliżu niewidocznego z tej perspektywy bieguna połodniowego. Wraz z rozległymi obszarami o podobnej polaryzacji widoczne są mniejsze regiony zawierające obie polaryzacje pola magnetycznego (bliskie sobie obszary żółci i błękitu), rozproszone niemal po całej powierzchni gwiazdy. Te “dwubiegunowe” obszary  niezbędne są do wytworzenia poskręcanych i powyciąganych linii pola, które prowadzą do powstawania rozbłysków rentgenowskich oraz CME. W rzeczywistości dwubiegunowe obszary “aktywne” tej gwiazdy są dużo liczniejsze niż te obserwowane na Słońcu. Jak widać model przewiduje, że czerwone karły powinny charakteryzować się dużo większą liczbą rozbłysków rentgenowskich. Siła pola magnetycznego na tym zdjęciu to zazwyczaj kilka kiloGaussów, co najmniej dziesięć razy więcej niż w przypadku typowego pola magnetycznego Słońca.

Magnetic field simulation
Numerical simulation aimed at studying magnetic field generation in a red dwarf star. The two magnetic polarities are depicted in yellow and blue. The cyan-color pipe shows the rotation axis. Credit: Rakesh Yadav.

Podsumowując, ta “gwiazda w komputerze” jest w stanie sama wytwarzać bardzo silne pole magnetyczne i zakłada, że tego typu gwiazdy powinny być dużo bardziej aktywne niż Słońce. Uczyniliśmy pewien postęp w tym względzie, że owa symulowana gwiazda mieści się w granicach, które ustaliliśmy obserwacyjnie. Kolejnym krokiem jest wykorzystanie prognoz z symulacji i przetestowanie ich w dokładniejszych obserwacjach. Projekt Pale Red Dot to właśnie ten krok.

O autorach

Elodie Hébrard

Élodie Hébrard uzyskała stopień doktora w astrofizyce w 2015 roku w Institut de Recherches en Astrophysique et Planétologie na Uniwersytecie w Tuluzie (Francja). W swojej pracy bada wykorzystanie techniki obrazowania Zeemana-Dopplera (ZDI) do charakteryzowania aktywności i pola magnetycznego gwiazd, tworząc nowe podejścia do filtrowania sygnałów prędkości radialnej spowodowanych aktywnością gwiazdy, które mogą być brane za sygnały potwierdzające obecność planet. Élodie aktualnie jest pracownikiem naukowym w Departamencie Fizyki i Astronomii na University of York (Kanada).

Rakesh Yadav

Rakesh Yadav jest astrofizykiem teoretycznym wykorzystującym superkomputery do zrozumienia w jaki sposób planety i gwiazdy wytwarzają swoje pola magnetyczne. W 2011 ukończył studia na kierunku Fizyka w Indian Institute of Technology w Kanpur, w Indiach. Przeniósł się do Niemiec w 2012 roku, aby rozpocząć studia doktoranckie z astrofizyki obliczeniowej w  Max Planck Institut für Sonnensystemforschung oraz na Uniwersytecie w Getyndze. Po otrzymaniu stopnia doktora w 2015 roku rozpoczął pracę naukową w Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.