Wstęp
Badanie ewolucji gwiazd i zmian zachodzących w ich wnętrzach ma fundamentalne znaczenie dla współczesnej astronomii. Szczególnie interesujące są gwiazdy masywne, rozumiane tutaj jako gwiazdy, które przechodzą przez wszystkie fazy produkcji ciężkich pierwiastków w jądrze aż do uzyskania żelaznego jądra i kolapsu grawitacyjnego. Znaczenie gwiazd masywnych jest bardzo duże właśnie z powodu produkcji ciężkich pierwiastków, które następnie w procesie wybuchu supernowej wzbogacają skład chemiczny Wszechświata. Gwiazdy masywne często są obiektami szybko rotującymi oraz zachodzi w nich wiele skomplikowanych procesów mieszania. Zarówno rotacja jak i mieszanie są bardzo istotnymi efektami, które mają ogromny wpływ na ewolucję, ale których szczegóły dalej nie są do- brze rozumiane lub są trudne do uwzględnienia w modelowaniu. Lepsze zrozumienie tych efektów ma duże znaczenie dla interpretacji wyników obserwacji, takich jak np. anomalie składu chemicznego czy częstotliwości pulsacji, których nie są w stanie wyjaśnić standardowe, proste modele.
Uzyskane wyniki obliczeń ewolucyjnych są wykorzystywane we wszystkich dziedzinach astrofizyki, a nowe metody obserwacyjne stawiają bardzo wysokie wymagania co do dokładności modeli. Niezbędne jest więc wykorzystanie nowoczesnych kodów ewolucyjnych, które w pełni wykorzystują potencjał współczesnych komputerów, cechują się wymaganą wysoką precyzją oraz uwzględniają wiele efektów fizycznych, które mogą mieć wpływ na uzyskane rezultaty. Warunki te spełnia kod MESA (Paxton i in. 2011, 2013, 2015), który wykorzystywany jest do przeprowadzenia większości obliczeń ewolucyjnych omawianych w tej rozprawie doktorskiej.
Bardzo interesujące są także pulsacje w gwiazdach masywnych, szczególnie w obiektach bardziej wyewoluowanych. Zmienne pulsujące typu widmowego B, które znajdują się na ciągu głównym, czyli gwiazdy typu SPB (ang. Slowly Pulsating B-type stars), β Cephei lub obiekty hybrydowe, łączące cechy tych dwóch typów, są raczej dobrze zbadane. Inaczej jest w przypadku gwiazd poza ciągiem głównym. Dotychczasowe obliczenia wskazywały, że ze względu na bardzo silne tłumienie promieniste, w jądrach nadolbrzymów typu B nie mogą propagować się mody pulsacji, w szczególności mody grawitacyjne, ponieważ tłumienie jest tym silniejsze im niższa jest częstotliwość danego modu. Ponadto obszar niestabilności gwiazd β Cephei, które pulsują głównie w modach ciśnieniowych, również nie wykraczał istotnie poza ciąg główny (np. Pamyatnykh 1999; Pamyatnykh & Ziomek 2007). Sytuacja zmieniła się kiedy za pomocą satelity MOST (Walker i in. 2003) przeanalizowana została zmienność niebieskiego nadolbrzyma HD 163899, o typie widmowym B2 Ib/II (Saio i in. 2006). W krzywej blasku wykryto 48 częstotliwości, które Saio i in. (2006) zinterpretowali jako mody pulsacji, w tym mody grawitacyjne o bardzo wysokich rzędach radialnych. Gwiazda ta stała się prototypem nowej klasy gwiazd pulsujących SPBsg (ang. Slowly Pulsating B-type supergiants) i jest na razie jedynym znanym przedstawicielem tej grupy. Saio i in. (2006) wytłumaczyli obecność pulsacji w gwiazdach typu SPBsg poprzez częściowe odbicie niektórych modów własnych od strefy konwekcyjnej związanej z warstwą palącą wodór. Umożliwia to pułapkowanie modu w zewnętrznej otoczce gwiazdy i efektywne napędzenie poprzez mechanizm nieprzezroczystości (κ). Brak dobrych oszacowań parametrów fizycznych HD 163899, nieznany etap ewolucyjny, silna zależność własności pulsacyjnych od parametrów modeli ewolucyjnych oraz nieznany wcześniej obszar niestabilności gwiazd typu B poza ciągiem głównym stanowiły dobrą motywację do dogłębnego zbadania własności gwiazd SPBsg oraz HD 163899 w tej rozprawie doktorskiej.
Celem prezentowanej rozprawy doktorskiej jest analiza modeli ewolucyjnych i pulsacyjnych gwiazd masywnych. Największy nacisk położony został na modele, które są adekwatne dla gwiazd typu SPBsg oraz gwiazdy HD 163899, czyli wyewoluowane modele ciągu głównego oraz modele nadolbrzymów. Rozważane masy początkowe to M0 = 7−26 M⊙. Wykonana analiza modeli ewolucyjnych skupia się na efektach rotacji oraz własnościach procesów mieszania. Badane jest mieszanie zarówno niebędące bezpośrednio związane z rotacją, takie jak konwekcja, semikonwekcja i przestrzeliwanie konwekcyjne, jak i mechanizmy mieszania będące bezpośrednim następstwem niestabilności rotacyjnych. Rotacja oraz mieszanie mają ogromny wpływ na budowę wewnętrzną gwiazdy, która determinuje własności pulsacyjne, oraz na powierzchniowe obfitości pierwiastków, które mogą być mierzone obserwacyjnie i wykorzystywane do ograniczania parametrów modeli.
Głównymi celami obliczeń pulsacyjnych jest znalezienie modeli odpowiadających gwieździe HD 163899 oraz zbadanie własności pulsacyjnych gwiazd leżących w pasie niestabilności typu SPBsg. Wstępna analiza Saio i in. (2006) pokazała, że własności pulsacyjne tych gwiazd są odmienne od własności typowych zmiennych pulsujących typu B należących do ciągu głównego. Celem tej rozprawy jest znaczące poszerzenie stanu wiedzy na temat tych obiektów. Badane są między innymi niestabilność modów pulsacji oraz ich własności energetyczne. Rozważana jest także możliwość identyfikacji modów pulsacji w gwiazdach typu SPBsg z fotometrycznych amplitud i faz. Jednym z największych wyzwań jest określenie etapu ewolucyjnego HD 163899, ponieważ nie wiadomo czy jest to niebieski nadolbrzym w fazie pierwszego przejścia w kierunku gałęzi czerwonych olbrzymów czy też obiekt znajdujący się na niebieskiej pętli podczas palenia helu w jądrze. Niewykluczone jest także, że może to być bardzo szczególny obiekt ciągu głównego, co potencjalnie mogłoby zupełnie zmienić interpretację gwiazd SPBsg.
Struktura prezentowanej rozprawy doktorskiej jest następująca. W rozdziale 3 przedstawione są równania budowy wewnętrznej gwiazd oraz wybrane zagadnienia mikro- oraz makrofizyki stosowane w kodzie ewolucyjnym MESA i mające zastosowanie w prezentowanych obliczeniach. Rozdział 4 zawiera krótką charakterystykę liniowych nieadiabatycznych pulsacji gwiazdowych. W rozdziale 5 omówione są wyniki obliczeń ewolucyjnych dla rotujących gwiazd masywnych na etapach od ZAMSu (ang. Zero Age Main Sequence) do fazy niebieskiego nadolbrzyma palącego wodór w otoczce. Do obliczeń użyto wersji kodu MESA 8845. Ponieważ badane są masywne modele gwiazd, we wszystkich obliczeniach w tym rozdziale uwzględniono utratę masy. Najważniejszym celem tego rozdziału było zbadanie wpływu efektów mieszania, w szczególności wpływu mieszania rotacyjnego, na powierzchniowe obfitości pierwiastków. W kolejnych trzech rozdziałach omówione są własności pulsacyjne gwiazd masywnych. Każdy z tych rozdziałów przedstawia nowy etap badań tych obiektów możliwy dzięki dostępności nowej wersji kodu MESA oraz nowych danych obserwacyjnych. Rozdział 6 zawiera omówienie własności pulsacyjnych nierotujących gwiazd masywnych obliczonych kodem Warsaw - New Jersey. Jest to jedyny fragment rozprawy, w którym ten kod ewolucyjny został wykorzystany. Pokazane zostały obszary niestabilności pulsacyjnej oraz omówiono własności oraz wzbudzanie modów pulsacji w gwiazdach typu SPBsg. Przedyskutowano także możliwość identyfikacji modów w gwiazdach SPBsg z fotometrii wielobarwnej. Własności pulsacyjne nierotujących modeli obliczonych kodem MESA w wersji 5819 prezentowane są w rozdziale 7. Zbadany został wpływ różnych efektów na obszary niestabilności pulsacyjnej w fazie na ciągu głównym oraz w fazie nadolbrzyma przed i po zapaleniu helu. W szczególności pokazano efekt metaliczności, tablic nieprzezroczystości, dyfuzji atomowej, utraty masy oraz przestrzeliwania z warstw konwekcyjnych. Ponadto zbadano dokładnie własności modów pulsacji w modelach na etapie nadolbrzyma w fazach przed i po zapaleniu helu w jądrze. Przedyskutowano również kwestię, czy HD 163899 może być obiektem znajdującym się w fazie palenia helu w jądrze na niebieskiej pętli. Rozdział 8 zawiera wyznaczenia nowych parametrów fizycznych gwiazdy HD 163899 z widm o wysokiej rozdzielczości (HARPS) oraz wykorzystanie ich do nałożenia ograniczeń na parametry modeli. W rozdziale tym policzone zostały rotujące modele ewolucyjne obliczone wersją kodu MESA 8845. Pokazano zastosowanie zmodyfikowanych poprzez mieszanie rotacyjne powierzchniowych obfitości pierwiastków do wyznaczenia swoistej prędkości rotacji HD 163899 oraz ograniczenia innych parametrów. Ponadto podjęto próbę interpretacji częstotliwości obserwowanych w tej gwieździe. Prezentowaną rozprawę doktorską kończy podsumowanie.
