Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Skład chemiczny Słońca, który uważany jest za typowy dla ośrodka międzygwiazdowego, charakteryzuje się większą obfitością tlenu niż węgla. Dlatego też, nowo powstające gwiazdy mają stosunek tych pierwiastków (O/C) > 1. Cykle termojądrowe zachodzące we wnętrzach gwiazd AGB (ang. Asymptotic Giant Branch) mogą zmienić fotosferyczny stosunek O/C w wyniku wyniesienia i wymieszania (tzw. 3-ci dredge-up) nowo-zsyntetyzowanego węgla na powierzchnię gwiazdy. Z chwilą gdy obfitość węgla przewyższy obfitość tlenu powstaje gwiazda węglowa (np. Iben & Renzini, 1983). Warunki fizyczne panujące na powierzchni gwiazd AGB (T~2500 K i gęstość ~1014 cm^-3) sprawiają, że gaz znajduje się głównie w postaci molekularnej ze składem chemicznym dobrze opisanym równowagą termochemiczną. Modele równowagowych procesów chemicznych zachodzących w fotosferach gwiazd AGB pokazują, że molekuła czadu (CO), która ma stosunkowo wysoką energię wiązania, zużywa prawie całkowicie mniej obfity pierwiastek, tj. prawie cały węgiel w gwiazdach tlenowych i prawie cały tlen w gwiazdach węglowych zostaje zużyty na produkcję CO. W gwiazdach węglowych równowagowe procesy chemiczne prowadzą do powstawania głównie molekuł zawierających węgiel (CO, HCN, C₂H₂ - np. Tsuji, 1973, Pułecka i in., 2007), zaś w gwiazdach tlenowych do powstawania związków zawierających tlen (CO i H₂O). Ta dychotomia składu chemicznego znajdowała do 2000 r. potwierdzenie w obserwacjach. Dla przykładu: Tabela 1 z pracy Cernicharo i in. (2000), wymieniająca molekuły odkryte w IRC+10 216 pokazuje, że są one głównie węglowe. IRC+10 216 jest najbliższą nam gwiazdą węglową (odległość około 150 pc), która służy za laboratorium do badań astrochemicznych w ośrodku bogatym w węgiel.

       W 2001 r., dzięki obserwacjom przeprowadzonym przez satelitę SWAS (ang. The Submillimeter Wave Astronomy Satellite), odkryto istnienie wody w otoczce gwiazdy węglowej IRC+10 216 (Melnick i in., 2001). Detekcja ta została potwierdzona przez satelitę ODIN (Hasegawa i in., 2006). Oszacowana obfitość wody, w stosunku do wodoru molekularnego w otoczce IRC+10 216, jest rzędu 10^-7 i o 3-4 rzędy wielkości przewyższa obfitości przewidywane przez modele procesów zachodzących w warunkach równowagi termochemicznej. Aby wyjaśnić to nieoczekiwane odkrycie, Melnick i in. (2001) zaproponowali model, w którym woda pochodzi z rozbijania powłok lodowych komet znajdujących się w formacjach, podobnych do Pasa Kuipera z naszego Układu Słonecznego, przez promieniowanie gwiazdy AGB, której jasność jest kilka tysięcy razy większa od jasności Słońca. Dzięki obserwacjom naziemnym (Ford i in., 2003, Ford i in., 2004) odkryli w otoczce tej gwiazdy węglowej kolejne molekuły tlenowe: OH i H₂CO (formaldehyd). Molekuła OH jest produktem dysocjacji wody, ale jej profil obserwowany w IRC+10 216 różni się znacząco od profilu linii wody odkrytej w 2001 roku. Autorzy zasugerowali, że obserwowane różnice w kształtach profili linii wody i OH mogą być wynikiem akcji maserowej lub też niesymetrycznego rozkładu molekuły OH. Oszacowana obfitość formaldehydu w stosunku do wody wynosi około 1% i zgadza się ze stosunkiem obfitości tych molekuł w kometach Układu Słonecznego. Autorzy nie znaleźli jednak metanolu w IRC+10 216, który (o ile skład chemiczny komet wokół Słońca i IRC+10 216 jest podobny) powinien zostać odkryty.

       Alternatywne wytłumaczenie obecności wody w IRC+10 216 zaproponowała Willacy (2004), pokazując, że woda może powstawać w wyniku dysocjacji molekuły H₂ podczas adsorpcji i dysocjacji CO na powierzchni pyłu złożonego z żelaza, które pełni rolę katalizatora tej reakcji (kataliza Fischera-Tropscha). Problemem tego modelu jest jednak niepotwierdzona obecność pyłu "żelaznego". Kolejną propozycją teoretyczną, próbującą wyjaśnić obecność wody w IRC+10 216, była hipoteza chemii nierównowagowej prowadzącej do powstawania wody w wyniku reakcji pomiędzy O i molekularnym wodorem w obszarze zewnętrznym, gdzie następuje dysocjacja CO poprzez promieniowanie międzygwiazdowe (Agundez & Chernicharo, 2006). Jednak, aby ten model był w stanie przewidzieć obserwowaną w IRC+10 216 obfitość wody, autorzy musieli założyć, że współczynnik reakcji O + H₂ musi być o 3 rzędy wielkości większy, niż do tej pory przypuszczano. Reasumując, dotychczasowe próby wyjaśnienia obecności wody (i innych molekuł tlenowych) w otoczce wokół najbliższej gwiazdy węglowej nie przyniosły ostatecznego rozstrzygnięcia.

       Problem stał się jeszcze bardziej intrygujący dzięki obserwacjom Herschel/HIFI. Neufel i in. (2010) pokazali, że otoczka kolejnej gwiazdy węglowej, V Cyg, która była obserwowana przez HIFI, wykazuje obecność pary wodnej. Warto zaznaczyć, że pierwsza detekcja wody na 557 GHz uzyskana w 2001 r. z najbliższej gwiazdy węglowej przy pomocy satelity SWAS wymagała około 400 godzin integracji, a przy pomocy instrumentu HIFI uzyskaliśmy ją dla znacząco bardziej odległej gwiazdy w czasie integracji rzędu 1 godziny. Pokazuje to niezwykły postęp jaki został osiągnięty w ostatniej dekadzie, w obserwacjach w zakresie sub-milimetrowym.

       Rysunek 1 przedstawia znormalizowane profile najniższych przejść molekuły orto-H₂O (1_1,1-0_0,0) na 1113.343 GHz (górny panel, linia czerwona) oraz molekuły para-H₂O (1_1,0-1_0,1) na 556.936 GHz (dolny panel, linia czerwona) obserwowanych przez HIFI z otoczki gwiazdy węglowej V Cyg. W molekule para- H₂O spiny wodorów w jądrze ustawione są antyrównolegle, zaś w molekule orto- H₂O równolegle. Dodatkowo przedstawione profile uśredniono do kanału prędkości o szerokości 1 km/s. Dla porównania: na górnym panelu czarną linią przedstawiono nieuśredniony profil linii CO (6-5) i dopasowanie paraboli (kolor zielony) do tej linii. W przypadku linii optycznie grubej, pochodzącej od źródła nierozdzielonego przez wiązkę teleskopu Herschel, profil linii ma zawsze kształt paraboliczny. Porównanie kształtu parabolicznej linii CO (6-5) z linią para-H₂O pokazuje na wyraźną absorpcję tej ostatniej w niebieskiej jej części. Może to być wynikiem innego, niż w przypadku czadu rozkładu molekuł wody, ale też inne efekty, związane z transferem promieniowania w liniach molekularnych, mogą być istotne. Jak widać z dolnego panelu profil linii para-H₂O (1_1,0-1_0,1) jest inny niż w przypadku przejścia (1_1,1-0_0,0) w molekule orto-H₂O, a linia HCN (7-6) ma kształt


       Obserwacje kilku innych gwiazd węglowych AGB instrumentem HIFI pokazały, że woda jest obecna nieomal we wszystkich obserwowanych gwiazdach (Neufeld i in., 2011b). W pracy tej potwierdzono, zaobserwowany na przykładzie V Cyg i IRC+10 216, brak korelacji pomiędzy szacowaną ilością wody a tempem utraty masy w obserwowanych gwiazdach. W świetle powszechnej obecności wody, w otoczkach wokół gwiazd węglowych, bardzo intrygującym wydaje się wyjaśnienie przyczyn, dlaczego niektóre gwiazdy węglowe nie mają wody w swoich otoczkach. Takim zaskakującym przykładem jest gwiazda BM Gem, która zaliczana jest do krzemianowych gwiazd węglowych, tj. gwiazd, które pokazują jednoczesną obecność struktur pochodzących od molekuł węglowych i pyłu tlenowego (krzemianów). Jak to pokazano na przykładzie innej krzemianowej gwiazdy węglowej, V778 Cyg, są to układy podwójne złożone z gwiazdy węglowej AGB i towarzysza będącego gwiazdą tlenową. W V778 Cyg rozdzielono emisję maserową H₂O z dysku wokół towarzysza gwiazdy węglowej (Szczerba i in., 2006). Zastanawiające jest więc, dlaczego HIFI nie widzi emisji termicznej wody z takich dysków.

       Opisane powyżej obserwacje HIFI (tylko najniższe przejścia w molekule orto- i para-H₂O) nie pozwalają jednak na weryfikację, która z możliwych hipotez jej powstawania w gwiazdach węglowych jest poprawna. Powodem uzyskania tylko takich obserwacji był fakt, że pomimo odkrycia w 2001 r. wody w IRC+10 216, do jej poszukiwania w innych gwiazdach węglowych podchodziliśmy bardzo sceptycznie, próbując sprawdzić jedynie czy woda jest obecna w tych gwiazdach i planując stosunkowo krótkie obserwacje (mniej niż godzina na źródło). Jedynym wyjątkiem jest gwiazda IRC+10 216, w przypadku której wykonaliśmy obserwacje 7 wyższych przejść z molekuły wody. Wyższe przejścia generowane są w pobliżu gwiazdy centralnej, gdzie warunki fizyczne umożliwiają wzbudzanie molekuł do wysokich poziomów energetycznych. Model fenomenologiczny, który zastosowaliśmy do interpretacji otrzymanych danych, pozwolił pokazać, że tylko modele zakładające istnienie wody od 2-3 promieni gwiazdy są w stanie wytłumaczyć, w sposób konsystentny, obserwowane strumienie wszystkich linii (Neufeld i in., 2011a). Tym samym, żaden z modeli opisanych powyżej nie jest w stanie wytłumaczyć obecności wody w otoczkach gwiazd węglowych, albowiem wszystkie z nich przewidują powstawanie wody w obszarach o co najmniej rząd wielkości dalszych od gwiazdy centralnej. Możliwe jest, że to fale uderzeniowe generowane przez pulsacje gwiazdy prowadzą do dysocjacji molekuły CO i do zapoczątkowania nierównowagowych procesów chemicznych produkujących wodę (Cherchnef, 2011). Ciekawy model wyjaśniający obecność wody w gwiazdach węglowych został zaproponowany przez (Decin in., 2010). W modelu tym, opartym o obserwacje PACS i SPIRE, zakłada się, że otoczka ma strukturę kłaczkowatą, która pozwala na dotarcie międzygwiazdowego promieniowania ultrafioletowego do wewnętrznych warstw otoczki i dysocjację ¹³CO. Uwolniony w ten sposób tlen wchodzi w reakcje z wodorem, prowadząc do powstania wody. Pomimo swojej atrakcyjności model ten zakłada, że każda gwiazda węglowa znajduje się w otoczeniu silnych źródeł zewnętrznego pola promieniowania, co wydaje się mało prawdopodobne.

       W drugim konkursie, na czas otwarty na instrumencie HIFI, otrzymaliśmy dodatkowy czas na obserwacje różnych izotopów wody w otoczkach wokół gwiazd węglowych. Mamy nadzieję, że przyczynią się one do znalezienie odpowiedzi na frapujące pytanie o pochodzenie wody w otoczkach gwiazd węglowych.

---

Informacje o autorze:

Ryszard Szczerba
Centrum Astronomiczne im. M. Kopernika,
Rabiańska 8, 87-100 Toruń

---

Literatura:

Agundez M., & Cernicharo J., 2006, ApJ, 650, 374

Cernicharo J., Guelin M., Kahane C., 2000, A&AS, 142, 181

Cherchneff I., 2011, A&A, 526, L11

Decin L., Agundez M., Barlow M.J., Daniel F., Cernicharo J., i in., 2010, Nature, 467, 64

Ford K.E.S., Neufeld D.A., Goldsmith P.F, Melnick G.J., 2003, ApJ, 589, 430

Ford K.E.S., Neufeld D.A., Schilke P., Melnick G.J., 2004, ApJ, 614, 990

Hasegawa T. I., Kwok S., Koning N., Volk K., Justtanont K., i in., 2006, ApJ, 637, 791

Iben I., & Renzini A., 1983, ARA&A, 21, 271

Melnick G.J., Neufeld D.A., Ford K.E.S., Hollenbach D.J., Ashby M.L.N., 2001, Nature, 412, 160

Neufeld D.A., Gonzalez-Alfonso, E., Melnick G., Pułecka M., Schmidt M., Szczerba R., i in., 2010, A&A, 521, L5

Neufeld D.A., Gonzalez-Alfonso, E., Melnick G., Szczerba R., Schmidt M., i in., 2011a, ApJ, 727, L28

Neufeld D.A., Gonzalez-Alfonso, E., Melnick G., Szczerba R., Schmidt M., i in., 2011b, ApJ, 727, L29

Pułecka M., Schmidt M., Shematovich V.I., Szczerba R., 2007, A&A, 469, 553

Szczerba R., Szymczak M., Babkovskaia N., Poutanen J., Richards A.M.S., Groenewegen M.A.T., 2006, A&A, 452, 561

Tsuji T. , 1973, A&A, 23, 411

Willacy K., 2004, ApJ, 600, 87

Miniatura: ESA (Image by AOES Medialab)

• Obserwacje instrumentem HIFI z pokładu Obserwatorium Kosmicznego Herschel (część 1/3)
• Obserwacje instrumentem HIFI z pokładu Obserwatorium Kosmicznego Herschel (część 2/3)

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: