Osobliwości gwiazd osobliwych
XII. Dynamo czy bateria?

W poprzednim artykule przedstawiłem hipotezę akrecji materii w polu magnetycznym jako jedną z możliwych prób wytłumaczenia specyfiki gwiazd Ap. Zgodnie z powyższą hipotezą, dwie tak istotne cechy charakterystyczne tych gwiazd, jak występowanie pola magnetycznego i anomalie składu chemicznego na powierzchni, powiązanie są z sobą w sposób przyczynowy: wychwyt atomów z ośrodka międzygwiazdowego przez wirującą magnetosferę gwiazdy Ap prowadzi w opisany (w poprzednim numerze Uranii) sposób do utworzenia anomalii składu chemicznego atmosfery. Model selektywnej akrecji magnetycznej nie może jednak wyjaśnić, w jaki sposób powstały silne pola magnetyczne w gwiazdach Ap; wszak w teorii Havnesa-Contiego gwiazdy te obdarzone są silnym polem magnetycznym od początków swego istnienia.

W zasadzie można by na tym poprzestać, ograniczając się do stwierdzenia, że obserwowane przez nas obecnie gwiazdy osobliwe odznaczały się od początku silnym polem magnetycznym, i dzięki niemu właśnie nabyły osobliwości składu chemicznego. Skąd jednak wzięło się owo pole magnetyczne? Czy istniało ono już w gazie międzygwiazdowym z którego powstały gwiazdy Ap,1 czy też wytworzyło się w jakiś sposób w trakcie ich powstawania lub nawet ewolucji? W pierwszym przypadku obserwowane dziś pole magnetyczne gwiazdy osobliwej stanowiłoby pozostałość, „skamielinę” pierwotnego pola magnetycznego z tego obszaru Galaktyki, w którym gwiazda owa się narodziła; można by je krótko nazwać polem szczątkowym. Nasuwa się z miejsca pytanie, jaka jest szansa przetrwania takiego pola podczas ewolucji gwiazdy. W drugim znów przypadku, gdy dopiero ewoluująca gwiazda „dorabia się” własnego pola magnetycznego, znaleźć należy taki mechanizm fizyczny, który byłby odpowiedzialny za powstanie owego pola.

I w jednym i w drugim przypadku wyjaśnienie uwzględniać musi ten fakt, że typowe gwiazdy magnetyczne należą do klas widmowych od A 0 do F 2. (W tym miejscu przypominam położenie gwiazd osobliwych na diagramie HR — patrz Urania, nr 12 z 1975 r., str. 359). Ani gwiazdy klas wcześniejszych niż B 4, ani też gwiazdy klas późniejszych niż F 2 nie należy do grupy gwiazd Ap. A nawet i w tym zakresie klas widmowych, w którym spotyka się gwiazdy Ap, stanowią one zaledwie między 10 a 25% wszystkich gwiazd. Jak wyjaśnić w sposób naturalny, że tylko u niektórych gwiazd w tej części diagramu HR zachowało się szczątkowe pole magnetyczne (w pierwszym przypadku), bądź też powstało samorzutnie własne pole (w drugim przypadku)? Jakim szczególnym warunkom fizycznym to przypisać?

Współczesna teoria ewolucji gwiazd pozwala nam znaleźć pewną specyficzną właściwość tych gwiazd ciągu głównego, które leżą w obszarze Ap (jak w skrócie nazywać będziemy obszar zajmowany przez klasy widmowe od A 0 do F 2, tj. ten obszar, w którym znajdują się obecnie gwiazdy osobliwe). Właściwość ta wyróżnia owe gwiazdy z obszaru Ap od ich sąsiadek oz lewej górnej części ciągu głównego (należących do klas widmowych O i B, tj. do klas wcześniejszych2 i od ich sąsiadek z prawej części owego ciągu (należących do klas widmowych późniejszych niż F 2): Jest to fakt, że w początkach swej ewolucji przechodziły one przez tzw. fazę Hayashiego, dziś zaś praktycznie pozbawione są powierzchniowej warstwy konwekcyjnej.

Użyte przez nas w powyższym sformułowaniu określenia nie muszą być każdemu znane. Wyjaśnijmy je pokrótce. Zanim powstające z lokalnych zagęszczeń materii międzygwiazdowej gwiazdy „wylądują” ostatecznie na swym obecnym miejscu na ciągu głównym (gdzie spalając wodór w sposób stacjonarny przeżyć mogą, w zależności od masy, od milionów do miliardów lat), przechodzą przez krótkotrwałe stadia wstępne, podczas których źródłem wypromieniowywanej energii nie są reakcje jądrowe we wnętrzu, a tylko procesy kontrakcji grawitacyjnej. Jeśli masa zagęszczenia, z którego w ten sposób tworzy się gwiazda, nie jest zbyt wielka, wtedy możliwa jest tzw. faza Hayashiego, podczas której za transport energii wydzielanej w centrum — ku powierzchni, przez którą jest wypromieniowywana, odpowiada mechanizm konwekcji. Krytyczną wartością masy, poniżej której możliwa jest jeszcze pełna konwekcja we wnętrzu gwiazdy podczas stadium wstępnego ewolucji, jest wartość około dwu mas słonecznych, odpowiadająca w przybliżeniu klasie widmowej A 0. Przez fazę Hayashiego przechodzą więc zarówno gwiazdy z obszaru Ap, jak też i gwiazdy późniejszych typów widmowych.

Transport energii z centralnych obszarów gwiazdy ku jej powierzchni odbywać się może w zasadzie za pomocą jednego z dwóch mechanizmów fizycznych: przez konwekcję albo przez promieniowanie. W zależności od warunków panujących we wnętrzu gwiazdy i zależnych od takich z kolei czynników, jak masa gwiazdy, ciśnienie, temperatura itp., w określonym obszarze przeważa pierwszy lub drugi mechanizm. Ugruntowana już od kilkudziesięciu lat nauka o budowie wewnętrznej gwiazd przewiduje występowanie warstwy konwekcyjnej tuż pod powierzchnią gwiazdy ciągu głównego. W takiej warstwie konwekcyjnej zachodzi nieustanne mieszanie materii. Jeśli grubość (a ,co za tym idzie, i masa) takiej warstwy jest znaczna, wtedy nie sposób wyobrazić sobie, by utrzymać się zdołały jakiekolwiek niejednorodności składu chemicznego. Warunkiem koniecznym więc, żeby np. do gwiazd Ap stosować można było modele ZUPPES czy AMOM (Urania, nr 7 z b.r., str. 194), jest znikoma część masy gwiazdy, przypadająca na jej zewnętrzną warstwę konwekcyjną. Warunek ten spełniają dość dobrze gwiazdy typów widmowych wcześniejszych niż F. Głębokim warstwami konwekcyjnymi odznaczają się natomiast gwiazdy typów późniejszych.

Gwiazdy z obszaru Ap (charakteryzują się tym, że przechodziły przez fazę całkowitej konwekcji we wstępnych stadiach ewolucji, a z chwilą, gdy zaczęło się w nich spalanie wodoru, nie ma praktycznie konwekcji w warstwie powierzchniowej. Obie te cechy specyficzne, związane z ich historią i strukturą, pozwalają zrozumieć, dlaczego wyłącznie w tym obszarze występują gwiazdy magnetyczne.

Przede wszystkim zauważmy, że przejście przez fazę Hayashiego nie pozwala na zachowanie pierwotnego pola magnetycznego (chyba że było ono tak silne, iż całkowicie uniemożliwiło konwekcję, ale w takim razie nie byłoby fazy Hayashiego). Z drugiej jednak strony, właśnie w fazie Hayashiego możliwe są ruchy wirowe materii (na ogół zjonizowanej). Turbulentny ruch ładunków elektrycznych prowadzi, zgodnie z prawami elektrodynamiki, do generacji pola magnetycznego. Na powyższy mechanizm powstawania pola magnetyczngeo, nazwany mechanizmem dynama, zwrócili w ostatnich latach uwagę M. Steenbeck, F. Krause, M. Schüssler i inni. Powstaje pytanie, czy wytworzone w ten sposób pole magnetyczne przetrwać może w gwieździe, gdy skończy się faza Hayashiego. Gdy gwiazda z obszaru Ap zaczyna spalać swój wodór, wtedy transport energii przez promieniowanie zajmuje miejsce konwekcji; cienka zewnętrzna warstewka konwekcyjna w praktyce się nie liczy. Wydaje się, że linie sił wytworzonego wcześniej (w efekcie dynama) pola magnetycznego wtedy właśnie ulegają „wmrożeniu” w materię. Tak więc pola magnetyczne gwiazd Ap stanowić mają pozostałość z fazy Hayashiego. W gwiazdach typów widmowych późniejszych niż F 2 pola magnetyczne z fazy Hayashiego nie mają szansy na przetrwanie, gdyż nie można ich zamrozić w głębokich zewnętrznych warstwach konwekcyjnych, w których wciąż zachodzi mieszanie materii. W gwiazdach zaś typów wczesnych (O i B), które nie przechodziły przez fazę Hayashiego, nie było turbulencji, nie powstało więc wtórne pole magnetyczne (choć gdyby skądinąd powstać mogło, wtedy by i przetrwało, gdyż nie ma zewnętrznej warstwy konwekcyjnej). W obszarze typów widmowych od A 0 do F 2 sytuacja jest zatem unikatowa: jeśli nawet nie było pierwotnego pola magnetycznego, wtedy w efekcie dynama pole takie mogło powstać, a następnie z dużą dozą prawdopodobieństwa mogło się zachować.

Powyższe wskazanie, dlaczego tylko w wymienionym wąskim przedziale typów widmowych powstać mogły gwiazdy magnetyczne, nie wyjaśnia nam jeszcze, dlaczego w tym samym przedziale typów widmowych mamy „normalne” gwiazdy bez pola magnetycznego. Nie wnikając w to nie do końca rozwiązane zagadnienie dodajmy tylko, że krytyczna wartość masy gwiazdy, przy której przejść ona musi przez fazę Hayashiego, zależy — jak wykazały rachunki — od przyjętych założeń, warunków początkowych w obliczeniach. Jeżeli zaś wartość ta zmieniać się może w pewnych granicach, zależnie od stanu początkowego materii, z której powstała gwiazda, wtedy dziwić się nie należy temu, iż w pewnych warunkach tworzyć się mogły gwiazdy obdarzone silnym polem magnetycznym, w innych zaś — praktycznie go pozbawione.

Gdy już w efekcie dynama powstanie pole magnetyczne i utrzyma się w gwieździe, wtedy obecność jego sprzyjać może narastaniu anomalii składu chemicznego, np. poprzez omówioną w poprzednim artykule selektywną akrecję materii z ośrodka międzygwiazdowego. Wydaje się to dość prawdopodobnym mechanizmem prowadzącym do powstania osobliwości składu chemicznego powierzchni gwiazd Ap.

W rozumowaniu dotychczas przedstawionym obecność pola magnetycznego tkwi u podstaw anomalii składu chemicznego. Czy nie można odwrócić jednak roli przyczyny i skutku?. Czy pole magnetyczne nie tworzy się w efekcie istnienia anomalii składu chemicznego. A. Z. Dołginow z Leningradu zwraca uwagę na to, że anomalie chemiczne w gwiazdach Ap odznaczają się silną korelacją z polem magnetycznym. W tych przypadkach, gdy dzięki wielokrotnym obserwacjom spektroskopowym rotujących gwiazd Ap uzyskiwano widma z coraz to innych, zwróconych ku nam, części ich powierzchni, plamista struktura powierzchni tych gwiazd nie ulega wątpliwości. Na powierzchni rozrzucone są w sposób nierównomierny „plamy” z podwyższoną lub obniżoną koncentracją różnych pierwiastków. Ze względu na duże rozpowszechnienie helu szczególnie ważne dla zrozumienia, jak taki rozkład plam prowadzi do powstania pola magnetycznego, mogą być plamy helowe. W obszarze plamy zawartość helu (w stosunku do wodoru) okazać się może dziesięciokrotne niższa niż w sąsiedztwie. Stopień jonizacji helu na powierzchni gwiazd Ap jest nieporównywanie niższy niż wodoru; wynika stąd, że stężenie elektronów w obszarze plamy niższe jest niż w jej otoczeniu. Różnica stężeń elektronów pomiędzy dwoma obszarami prowadzić będzie do przepływu prądu elektronów. Ciśnienie spada wzdłuż promienia w miarę przybliżania się ku powierzchni gwiazdy; mówimy, że gradient ciśnienia skierowany jest radialnie. Zarazem na skraju plamy gradient stężenia helu i gradient stężenia elektronów nie są równoległe do gradientu ciśnienia, mają składowe prostopadłe do promienia gwiazdy. W wyniku tego pojawia się tzw. polaryzacyjne pole elektryczne, nazwane przez Dołginowa polem „bateryjnym”. Ma ono charakter wirowy, odpowiada za pojawienie się prądu, a w rezultacie — i pola magnetycznego o charakterze toroidalnym. Przy niejednorodnościach składu chemicznego ograniczonych do obszarów powierzchniowych otrzymać można pola sięgające do 10³ gausów, jeśli nie jednorodności rozkładu helu sięgają głębiej, pola magnetyczne mogą być dziesięć do stu razy silniejsze. Wspomniane wartości odpowiadają natężeniom wyznaczonym dla gwiazd magnetycznych.

Jak widać z powyższego, dość pobieżnie naszkicowanego mechanizmu, niejednorodności składu chemicznego na powierzchni gwiazd Ap prowadzić mogą do wytwarzania pola magnetycznego. Efekt powyższy nazwano efektem bateryjnym — w analogii do zasady działania baterii i ogniw galwanicznych, w których siła elektromotoryczna powstaje w wyniku wyrównywania stężenia dwóch roztworów elektrolitów.

Efekt bateryjny nie wyklucza efektu dynama. Oba mogą się w pewnej mierze uzupełniać. Wyobrazić sobie można na przykład taki oto ciąg zdarzeń. Dzięki polu magnetycznemu, wytworzonemu w efekcie dynama w fazie Hayashiego, powstały anomalie składu chemicznego na powierzchni gwiazdy; anomalie te z kolei poprzez efekt bateryjny podtrzymują pole. Pomiędzy polem magnetycznym a anomaliami chemicznymi na powierzchni istnieje zatem wzajemne sprzężenie zwrotne! Pytania zaś, postawionego w tytule niniejszego artykułu, nie należy rozumieć jako alternatywy wyłączającej.