Wszechświat skrywa przed nami wiele tajemnic. Szczególnie interesujące dla astronomów są te, które dotyczą gwiazd oraz ich ewolucji. Jedną z dotychczas nierozwiązanych zagadek jest problem ewolucji gwiazd w gromadach kulistych.

Problem wielu populacji gwiazd w gromadach kulistych

Gromady kuliste to gęsto upakowane skupiska starych gwiazd, które obserwowane z Ziemi mają kształt kulisty. Uważa się, że gwiazdy takich gromad powstają z jednego, gigantycznego obłoku molekularnego. Zatem większość gwiazd należących do gromady powinna być w podobnym wieku i mieć podobną metaliczność. Jednak obserwacje nie potwierdzają tego założenia. W gromadach kulistych dostrzeżono wiele gwiezdnych populacji. Gwiazdy należące do tej samej populacji mają podobną metaliczność, natomiast gwiazdy należące do różnych populacji są na innym etapie ewolucji.

Prawdopodobne rozwiązanie tego problemu zaproponowała dwójka irańskich naukowców: Ebrahim Hassani i Seyyed Milad Ghaffarpour Mousavi. Sugerują oni, że powstawanie wielu populacji gwiazd w gromadach jest powiązane z ciemną materią.

Diagram H-R a obserwacje gromad kulistych

Richard Powell/Wikipedia

Diagram Hertzsprunga-Russella.

Na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawione są ścieżki ewolucyjna różnych typów gwiazd. Na jednej osi wykresu umieszczony jest typ widmowy gwiazdy, temperatura jej fotosfery albo wskaźnik barwy, a na drugiej osi jej jasność absolutną lub moc promieniowania. W trakcie swej ewolucji gwiazda przechodzi przez poszczególne etapy zaznaczone na wykresie, charakterystyczne dla gwiazd swojego typu np. gwiazd ciągu głównego, białych karłów czy olbrzymów.

Zgodnie z założeniem, że wszystkie gwiazdy gromad kulistych rodzą się z jednego obłoku molekularnego, powinny one ewoluować wzdłuż jednej wąskiej ścieżki na diagramie H-R. Jednak badania spektroskopowe wykazują, że dla większości gromad istnieją co najmniej dwie takie ścieżki.

Ebrahim Hassani, Seyyed Milad Ghaffarpour Mousavi

Diagram H-R dla gromady kulistej ω Centauri GC (NGC 5139), największej tego typu gromady w naszej galaktyce. Kolorami oznaczone zostały gwiazdy o różnej metaliczności (stosunku żelaza do wodoru w jądrze Fe/H). W tej gromadzie wyróżniono 3 populacje charakteryzujące się podobną metalicznością.

Ciemna materia a ewolucja gwiazd

Na ewolucję gwiazd wpływ może mieć obecność ciemnej materii. Najważniejsza w życiu każdej gwiazdy jest synteza jądrowa, w której jądra wodoru łączą się ze sobą, tworząc jądra helu. Proces ten jest funkcją temperatury. Gdyby cząstki ciemnej materii anihilowały w gwiazdach, to wpływałoby na temperaturę w ich jądrze, co z kolei zmieniałoby szybkość fuzji jądrowej i tym samym – szybkość zużywania jąder wodoru.

Zgodnie z takim założeniem obecność ciemnej materii wpływałaby na skład chemiczny gwiazd. Zatem w zależności od obecności ciemnej materii gwiazdy pochodzące z tego samego obłoku molekularnego przechodziłyby poszczególne etapy ewolucji w różnym tempie. To sprzyjałoby powstawaniu populacji gwiazd mających podobną metaliczność. Można zatem wysnuć tezę, że im więcej ciemnej materii w otoczeniu danej gwiazdy, tym większe będzie jej odchylenie od standardowej ścieżki ewolucyjnej.

Symulacje ewolucji gwiazd

Hassani i Mousavi stworzyli symulację komputerową i obliczyli szybkość, z jaką gwiazdy przechwytują ciemną materię. Badali oni ewolucję gwiazd o tej samej masie w środowiskach o różnej ilości ciemnej materii oraz ewolucję gwiazd o różnej masie w takich samych warunkach. Wyniki symulacji zostały zestawione na wykresach z ewolucją gwiazd w warunkach standardowych

Symulacje potwierdzają, że obecność ciemnej materii wpływa na odchylenie ewolucji gwiazd od ścieżki standardowej. Gdy cząstki ciemnej materii anihilują wewnątrz gwiazdy, stanowią nowe źródło energii, zwiększając jej jasność i wpływając na zmianę miejsca na diagramie H-R. Symulacja potwierdziła także, że większa gęstość ciemnej materii koreluje z większymi odchyleniami od modelu standardowego.

Ebrahim Hassani, Seyyed Milad Ghaffarpour Mousavi

Na wykresach przedstawiono, jak ewolucja gwiazd o tej samej masie przebiega w środowisku o różnej gęstości ciemnej materii. Niebieską linią zaznaczono standardową ścieżkę ewolucji gwiazd przy zerowym wpływie ciemnej materii (ρχ = 0). Czerwona linia na wykresach b-f przedstawia ewolucję gwiazd w środowiskach o rosnącej gęstości ciemnej materii (ρχ ≠ 0).

Ebrahim Hassani, Seyyed Milad Ghaffarpour Mousavi

Na wykresie przedstawiono, jak przebiega się ewolucja gwiazd o różnej masie w środowisku o takiej samej gęstości ciemnej materii. Niebieska linia reprezentuje ewolucję gwiazd przy zerowym wpływie ciemnej materii, a czerwoną ewolucję gwiazd przy niezerowym wpływie ciemnej materii. Masy gwiazd zmieniają się, wzrastając od 0,5x (x = masa Słońca) na wykresie a przez 1,0x, 1,5x, 2,0x, 2,5x do 3,0x na wykresie f.

Wnioski

Powstawanie populacji gwiazd wewnątrz gromad kulistych pozwala przypuszczać, że ciemna materia jest w nich rozłożona nierównomiernie. Dla gromady ω Centauri GC zaobserwowano, że w region centralny charakteryzuje się wyższym od średniego dla całej gromady stosunkiem masy do jasności. Zatem prawdopodobnie im bliżej centrum tej gromady kulistej, tym większa gęstość ciemnej materii.

Możemy przypuszczać, że nie tylko w gromadach kulistych, ale także w całych galaktykach ciemna materia jest rozłożona nierównomiernie. Jeśli założenie o wpływie ciemnej materii na ewolucję gwiazd jest prawdziwe, być może udałoby się wyjaśnić wiele przypadków gwiazd o wyjątkowej ścieżce ewolucji.