Lem należy do klasy nanosatelitów. Jest kostką o boku 20 cm ważącą niespełna 7 kg. Satelita został złożony w Centrum Badań Kosmicznych w Warszawie według projektu kanadyjskiego. Heweliusz, już gotowy do startu, zawiera więcej podzespołów polskiej konstrukcji, między innymi nieco zmodyfikowany teleskop. Warto podkreślić, że pomysłodawcą misji BRITE jest Polak, Sławomir Ruciński, astrofizyk od wielu lat pracujący w Kanadzie. Komunikacja z satelitą realizowana jest przez centrum kontroli lotu w Centrum Astronomicznym im. M. Kopernika w Warszawie.

Podstawowym narzędziem naukowym Lema jest teleskop o średnicy obiektywu zaledwie 3 cm, zaopatrzony w filtr o barwie niebieskiej (obserwacje w zakresie  nm) oraz detektor CCD. Sprzęt, który pewnie wzbudziłby uśmiech politowania niejednego amatora obserwacji nocnego nieba, na orbicie ziemskiej staje się niezwykle cennym instrumentem. W obserwacjach naziemnych największym utrudnieniem są turbulentne ruchy powietrza, prowadzące do nieustannych zmian jasności i pozycji gwiazdy (tzw. migotanie gwiazd). Na orbicie problem nie istnieje i możliwe są precyzyjne pomiary jasności gwiazd (fotometria). Co ważne, będzie to fotometria dwubarwna, gdyż trzy satelity wyposażone są w filtr niebieski, a trzy w filtr czerwony (  nm). Tak niewielki teleskop pozwoli na precyzyjne obserwacje jedynie najjaśniejszych gwiazd, jaśniejszych od około 4 mag. Jest ich mniej więcej 600. Możliwe też będą mniej precyzyjne obserwacje słabszych gwiazd do około 7 mag.

Dane: Hipparcos/A. Pigulski

Gwiazdy BRITE na diagramie HR.

Co interesującego jest w tych kilkuset gwiazdach, które bez trudu dostrzegamy okiem nieuzbrojonym? Powyższy rysunek ilustruje położenie tych gwiazd na teoretycznym diagramie Hertzsprunga–Russella (HR), wykresie jasności absolutnej   w zależności od temperatury efektywnej   w kelwinach. Na diagramie dostrzegamy dwa wyraźne zgrupowania. Wzdłuż przekątnej wykresu przebiega ciąg główny grupujący gwiazdy, w centrum których zachodzą reakcje jądrowe prowadzące do przemiany wodoru w hel (palenie wodoru). W zdecydowanej większości są to gwiazdy jaśniejsze od Słońca, a co za tym idzie, bardziej masywne (na ciągu głównym obowiązuje przybliżona zależność  gdzie  to moc promieniowania). Druga grupa gwiazd (prawa część wykresu) to równie jasne, choć chłodniejsze czerwone olbrzymy palące hel w jądrze oraz ich ewolucyjne następczynie, gwiazdy asymptotycznej gałęzi olbrzymów (gwiazdy AGB), które po wyczerpaniu helu w centrum palą go w powłoce otaczającej węglowo-tlenowe jądro.

Żeby zrozumieć ogromne znaczenie najjaśniejszych gwiazd, musimy cofnąć się w czasie o 13 miliardów lat, do początków Wszechświata. Według modelu standardowego w pierwszych minutach po Wielkim Wybuchu nastąpiła pierwotna nukleosynteza, w wyniku której powstały jądra helu i śladowe ilości najlżejszych pierwiastków. Ani śladu węgla, tlenu, krzemu, żelaza czy innych cięższych pierwiastków (astronomicznych „metali”), budujących Ziemię, nas czy przedmioty, które nas otaczają. Wszystkie cięższe pierwiastki powstały w gwiazdach, w wyniku zachodzących kolejno procesów syntezy lżejszych pierwiastków w cięższe.

W gwiazdach masywnych  procesy syntezy prowadzą do wytworzenia żelaznego jądra. Palenie żelaza wymaga dostarczenia energii z zewnątrz. Ciśnienie promieniowania i gazu w pozbawionej źródła energii jądrowej gwieździe nie jest w stanie zrównoważyć grawitacji. Następuje spadek materii na jądro gwiazdy, a następnie odrzucenie jej części w potężnym wybuchu. W trakcie takiej eksplozji supernowej powstają pierwiastki cięższe od żelaza. Eksplozja rozprasza je w przestrzeni razem z produktami gwiezdnej nukleosyntezy oraz inicjuje procesy gwiazdotwórcze w okolicznych, wzbogaconych w metale, obłokach materii międzygwiazdowej.

Żyjemy dzięki najmasywniejszym i najjaśniejszym gwiazdom. Im większa jasność gwiazdy, tym szybciej ona ewoluuje. By wypalić centralne zapasy wodoru, gwiazda o masie Słońca potrzebuje 10 miliardów lat. Gwiazda dziesięciokrotnie masywniejsza potrzebuje na to zaledwie kilkunastu milionów lat. Od początku Wszechświata dziesiątki generacji najjaśniejszych i najmasywniejszych gwiazd pracowały, by wytworzyć materię budującą Układ Słoneczny.

Gwiazdy mniej masywne po opuszczeniu ciągu głównego i wypaleniu helu w centrum stają się gwiazdami AGB. Choć nigdy nie wybuchną jako supernowe, odgrywają równie ważną rolę we wzbogacaniu materii międzygwiazdowej w metale. Ciężkie pierwiastki powstają w nich w wyniku procesu s – wychwytu przez jądra atomów powolnych neutronów, które następnie przemieniają się w protony w wyniku rozpadu   W zewnętrznych warstwach gwiazd AGB powstaje też pył pełniący ważną rolę w chłodzeniu ośrodka międzygwiazdowego – kluczowym procesie umożliwiającym jego fragmentację i tworzenie nowych gwiazd. Zewnętrzne warstwy gwiazd AGB są rozdmuchiwane przez silny wiatr gwiazdowy, a pod koniec życia odrzucane w przestrzeń jako piękna, lecz krótkotrwała mgławica planetarna.

Gwiazdy obserwowane przez BRITE, czyli masywne gwiazdy ciągu głównego oraz chłodne olbrzymy, są więc niezwykle ważne. Dominują one ekologię Wszechświata, są kluczowe w zrozumieniu obiegu materii w kosmosie. Tymczasem nasza wiedza o tych gwiazdach jest ciągle niepełna. Wynika to z niedoskonałości teorii budowy i ewolucji gwiazd, w szczególności niepewności w opisie konwekcji, mieszania materii wewnątrz gwiazd czy ich rotacji. Zbadanie tych procesów wymaga zajrzenia do wnętrza gwiazd, co potrafimy już zrobić! Podobnie jak sejsmologia pozwala nam poznać strukturę wnętrza Ziemi dzięki badaniu rozchodzenia się fal sejsmicznych, tak asterosejsmologia pozwala na zbadanie wnętrz gwiazd dzięki rozchodzącym się w nich falom dźwiękowym – oscylacjom gwiazd prowadzącym m.in. do zmian jasności.

O asterosejsmologii pisaliśmy obszernie w Delcie 6/2009, teraz jedynie krótkie przypomnienie. Oscylacje gwiazdy, przejawiające się zmianami jej kształtu, jasności i temperatury, mogą zachodzić w wielu różnych modach równocześnie. Geometrię modu określa liczba powierzchni węzłowych wewnątrz gwiazdy i liczba linii węzłowych na jej powierzchni (stopień modu). Częstotliwość modu określają warunki panujące wewnątrz gwiazdy wzdłuż trajektorii rozchodzenia się fali. Im niższy stopień modu, tym głębiej mod ten penetruje wnętrze gwiazdy. Konstruując model sejsmiczny gwiazdy, czyli próbując odtworzyć częstotliwości modów obserwowanych w danej gwieździe za pomocą modeli teoretycznych, badamy strukturę wewnętrzną gwiazdy oraz testujemy poprawność naszych modeli. Jest to istota asterosejsmologii.

By skonstruować dobry i wartościowy model sejsmiczny, mówiący nam jak najwięcej o gwieździe, potrzebujemy dobrych obserwacji: jak największej liczby modów, precyzyjnego zmierzenia ich częstotliwości i ich zidentyfikowania, czyli określenia geometrii (np. stopni modów). Częstotliwość można określić bardzo dokładnie, dysponując precyzyjną i pozbawioną przerw fotometrią. Regularnie powtarzające się przerwy w obserwacjach, trudne do uniknięcia w obserwacjach naziemnych (dzień!), prowadzą do aliasów – dodatkowych częstotliwości w widmie oscylacji, nieodpowiadających rzeczywistym zmianom, a wynikających ze sposobu próbkowania sygnału. Konstelacja satelitów BRITE pokazuje tu swoją siłę. Choć jeden satelita będzie mógł obserwować daną gwiazdę jedynie przez około 15 do 40 minut w ciągu trwającego 100 minut obiegu Ziemi, to równoczesna obserwacja obiektu przez kilka satelitów konstelacji zmniejszy problem aliasów. Obserwacje tej samej gwiazdy, trwające nieprzerwanie nawet do 90 dni, pozwolą na detekcję wielu modów, także o małych amplitudach zmian jasności (na poziomie mmag). Dużo trudniejszy jest problem identyfikacji modów – niezbędnej do poprawnego porównania mierzonych częstotliwości z wyliczonymi z modelu teoretycznego. Ułatwi to fotometria wielobarwna, gdyż stosunki amplitud i różnice fazy oscylacji w dwóch różnych zakresach długości fal są charakterystyczne dla danego modu oscylacji. Tę metodę opracowali i rozwinęli polscy astrofizycy, m.in. Jadwiga Daszyńska-Daszkiewicz, Wojciech Dziembowski i Aleksiej Pamiatnych. Duża jasność obserwowanych gwiazd pozwoli z kolei na łatwe i szybkie uzyskanie widm promieniowania tych gwiazd za pomocą łatwo dostępnych, dwu-, trzymetrowych teleskopów naziemnych. Obserwacje spektroskopowe pozwalają zmierzyć prędkość radialną powierzchni gwiazdy, pomocną w identyfikacji modów oraz dającą nam pełniejszy obraz pulsacji. Dodatkowo analiza widma promieniowania pozwala na umiejscowienie obserwowanej gwiazdy na teoretycznym diagramie HR, co jest istotnym ograniczeniem przy konstruowaniu modelu sejsmicznego.

Oscylacje nie są jedynym procesem prowadzącym do zmian jasności gwiazd. Silne wiatry gwiazdowe i wyrzuty materii z powierzchni, charakterystyczne dla najjaśniejszych gwiazd, również prowadzą do zmian jasności, podobnie jak niejednorodności powierzchni (plamy) połączone z rotacją. Mamy nadzieję, że BRITE znacząco przyczyni się do lepszego zrozumienia tych interesujących procesów. Choć podobne badania wykonywały już potężne (i wieleset razy droższe) teleskopy kosmiczne CoRoT i Kepler, to najjaśniejsze gwiazdy były poza ich zasięgiem, ponieważ ich światło zbierane z dużej powierzchni zwierciadła błyskawicznie wysyca detektory CCD. BRITE, choć niewielki, pozwoli nam zgłębić tajemnice tych niezwykle ważnych gwiazd.