Aj hviezdy žijú
v pároch
Tesné dvojhviezdy ako viacnásobné sústavy
Naše Slnko je výnimočné tým,
že nie je gravitačne zviazané s inou hviezdou. V našej Galaxii je
totiž až 70% objektov dvojhviezdnych a takmer 20% trojhviezdnych. Multiplicita
hviezd nie je náhodná. Orbitálny pohyb zložiek dvojhviezdy umožňuje pohltiť
nadbytočný uhlový moment rotácie kolabujúcich protohviezdnych mračien. Zdá sa,
že vznik tesných dvojhviezd má na svedomí asistencia tretej zložky. Keďže ďalšie
telesá vo viacnásobných sústavách sú len odrobinky, ktoré zostali pri formácii
centrálnej dvojhviezdy, ich identifikácia nie je ľahká. Ide totiž zvyčajne o
chladných a málo hmotných trpaslíkov spektrálneho typu M.
Problematika viacnásobných
hviezdnych sústav, vďaka zdokonaľovaniu pozorovacích metód, ale aj
rýchlemu spracovaniu dát, prináša v poslednej dobe hŕbu nových
detekcií, podnecuje vznik nových teórií a naberá na
astrofyzikálnom význame. Dnes už poznáme aj trojhviezdnu sústavu
s extrasolárnou planétou (HD
188753). Katalóg
gravitačne zviazaných viacnásobných hviezd (Tokovinin, 2004) dnes
obsahuje zhruba tisíc sústav. Pri určovaní dráh zložiek hrá
rozhodujúcu úlohu apertúrna syntéza a inteferometria s dlhou
základňou (VLT interferometer, Mark III atď.). Pekným príkladom
asociácie hviezd, kde sa formujú nielen osamotené hviezdy ale aj
viacnásobné sústavy je Trapéz v M42 (Obr. 1).
Obrázok 1.: Asociácia horúcich hviezd v srdci M42
nazývaná Trapéz. Temer každá z týchto hviezd je dvojhviezdou. Podľa tohto
nestabilného nakopenia hviezd nazývame voľné, nehierarchické viacnásobné sústavy
trapezoidálneho typu. Snímok získaný HST. [kredit HST a J. Bally, D. Devine, R.
Sutherland]
Popudom pre môj výskum
a hľadanie ďalších telies v tesných dvojhviezdach bola
teória známeho astrofyzika Petra Eggletona, hovoriaca, že
pravdepodobne všetky tesné dvojhviezdy vznikli vo viacnásobných
sústavách. Ak totiž dvojhviezdy vznikajú priamo pri kolapse
protohviezdnych mračien, kde rozmery zložiek sú značne väčšie
ako ich rozmery počas vývoja na hlavnej postupnosti (čiže spaľovania
vodíka v jadre), nemôže dôjsť k vzniku dvojhviezd
s obežnými periódami len niekoľko hodín. Zložky
v protohviezdnom štádiu by sa už pri obežných periódach
niekoľkých dní dotýkali. Napriek tomu, pozorujeme obrovské množstvo
dvojhviezd s periódami kratšími ako jeden deň. I keď už
dávno som mal indície, že tesné dvojhviezdy sú sprevádzané ďalšími
zložkami, na základe fotometrických pozorovaní sa to zvyčajne nedalo
potvrdiť. Prelomom bolo až pozvanie Prof. Rucinského z David
Dunlap Observatory (University of Toronto) v Kanade. Nezávisle
odo mňa si všimol, že v jeho vzorke spektroskopických dvojhviezd
je až priveľa tretích telies, aby to bola náhoda. Pozvanie som prijal
a popri spektroskopických pozorovaniach na 1,88 metrovom
ďalekohľade, som začal zhromažďovať všetky možné pozorovania, ktoré
by naznačovali na prítomnosť ďalších telies v tesných
dvojhviezdach. Výsledkom niekoľkomesačnej práce bolo zistenie, že
minimálne 2/3 tesných dvojhviezd sú členmi viacnásobných sústav. Nuž
ale poďme pekne po poriadku.
Existencia ďalšieho telesa
v dvojhviezdnej sústave spôsobuje viacero efektov, ktoré
na jednej strane rušia pohyb a vývoj tesnej dvojhviezdy, na
druhej strane nám umožňujú jeho detekciu: V najhrubšom
priblížení by sa dali detekčné metódy rozdeliť na (i) priamu alebo
vizuálnu detekciu (ii) astrometrickú indikáciu (iii) spektroskopické
metódy (iv) fotometrickú indikáciu cez light-time efekt a (v) iné
indikácie.
Priame pozorovania
Hlavným zdrojom vizuálnych
dvojhviezd je Washington Double Star Catalog (WDS) [1]. V súčasnosti
obsahuje informácie o vyše 100 000 vizuálnych dvojhviezdach.
Orbitálny pohyb väčšiny z nich je veľmi pomalý a len okolo 1 800
z nich má spočítané vizuálne dráhy. Zo 151 kontaktných dvojhviezd
jasnejších ako 10 mag, ktoré boli vzaté do úvahy, patrí 43 k známym
vizuálnym dvojhviezdam. Keďže jedna zo zložiek je zaručene
dvojhviezda jedná sa minimálne o trojhviezdy. Dvojhviezdy v tomto
katalógu boli detegované vďaka dostatočnej uhlovej vzdialenosti
zložiek a otázka detekcie bola viac-menej náhodná. Za cieľavedomý
prieskum možno označiť až pozorovania, ktoré získal v rokoch 1998 a
2005 Slavek Rucinski na 3,6m CFHT na Havajských ostrovoch. Vďaka
dobre pracujúcej adaptívnej optike a rozlíšeniu blízkemu difrakčnému
limitu sa podarilo vo vzorke 43 kontaktných dvojhviezd detegovať 7
nových zložiek. Na obrázku 2 je porovnanie rozlíšenia 50cm
ďalekohľadom v Starej Lesnej obmedzené seeingom a výsledok práce
adaptívnej optiky na CFHT. Hranicou pozorovacích možností sa ukázala
V2388 Oph, kde sa ďalšia zložka prejavila len ako deformácia Airyho
disku pri separácii len 0.09". Mozaika z niekoľkých pekných
detekcií je na obrázku 3. Problémom pri priamej detekcii, či už
adaptívnou optikou alebo škvrnkovou interferometriou, je potvrdenie
fyzickej väzby medzi zložkami a vylúčenie optických párov.
Na pomoc nám tu môžu prísť spektroskopické pozorovania,
prípadne rozumný rozdiel jasností a farebných indexov alebo rovnaký
vlastný pohyb.
Obrázok 2.: Porovnanie rozlíšenia 50cm ďalekohľadu
Astronomického ústavu SAV v Starej Lesnej a 3,6m CFHT. Zatiaľ čo teoretická
rozlišovacia schopnosť 50cm ďalekohľadu vo vizuálnej oblasti je zhruba 0,2",
turbulencia v atmosfére zníži rozlíšenie na 1-2" v závislosti na pozorovacích
podmienkach. Využitím adaptívnej optiky sú v infračervenej oblasti získavané
difrakčne limitované snímky s rozlíšením 0,14", pričom typický seeing počas
pozorovaní bol 0,8". [kredit autor]
Astrometrická
detekcia
V súčasnosti najlepším zdrojom
astrometrických informácií o okolitých hviezdach sú katalógy
Hipparcos a Tycho, ktoré sú výsledkom misie ESA. Katalóg Hipparcos
udáva vysokopresné paralaxy, polohy a vlastné pohyby pre vyše 118 000
najjasnejších hviezd. Hoci katalóg bol publikovaný už pred 9 rokmi,
stále sa oplatí do neho nazrieť. Okrem základného katalógu obsahuje
aj tzv. "Double and Multiple Annex", kde sú uvedené údaje
o vizuálnych dvojhviezdach a viacnásobných sústavách. Pre
každý objekt je uvedený typ astrometrického riešenia (paralaktický
plus vlastný pohyb na oblohe). Z pohľadu detekcie viacnásobných
sústav sú najzaujímavejšie riešenia typu "G" a "X".
Sú to zdanlivo osamotené hviezdy, ktoré vykazujú astrometrické
poruchy. Pri riešení typu "G", na spoľahlivý popis
paralaktického pohybu (vyvolaného pohybom Zeme okolo Slnka), bolo
potrebné pridať akceleračný člen. To znamená, že zdanlivo osamotená
hviezda sa na oblohe nepohybuje rovnomerne ale jej pohyb sa zrýchľuje
alebo spomaľuje, čiže pozorujeme časť dráhy astrometrickej
dvojhviezdy. Riešenia typu "X" (stochastické) sú zase
odrazom zdanlivo nevysvetliteľného "náhodného" pohybu
hviezdy na oblohe (tzv. cosmic error ). Na rozdiel od akceleračných
riešení tu bude orbitálna perióda neviditeľnej zložky značne kratšia
ako interval pozorovní Hipparcosu (3 roky). Zo vzorky 151 hviezd sa
našlo 8 sústav, ktoré vykazujú astrometrické poruchy. Najväčší
astrometrický zmätok predstavuje V401 Cyg, ktorá okolo strednej
polohy poskakuje o zhruba 0,025".
Obrázok
3.: Difrakčne limitované snímky vizuálnych
dvojhviezd získané 3,6m ďalekohľadom CFHT (Mauna Kea, Hawaii) v rokoch (1998 a
2005) v K filtri (2,2 mikrometra) využitím adaptívnej optiky. Zatiaľ čo
dvojhviezdna podstata väčšiny objektov je zrejmá, pri ER Ori sa sprievodca
skrýva v 1. difrakčnom krúžku a v prípade V2388 Oph (uhlová vzdialenosť zložiek
0,09") sa prejavuje len deformáciou difrakčného obrazu. Uhlový rozmer všetkých
obrázkov je 4,6x4,1". Snímky získal Slavek Rucinski. [kredit Slavek Rucinski a
autor]
Spektroskopické metódy
Spektroskopia poskytuje veľmi
dôležité informácie nielen o chemickom zložení, teplote, tlaku
alebo rotácii hviezd ale umožňuje detegovať a študovať aj viacnásobné
sústavy. Vzhľadom na amatérske rozmery našich prístrojov na Slovensku
som si po spektroskopické pozorovania musel zájsť až za "Veľkú
mláku". Detekcie tretích telies už boli medziproduktom programu
na David Dunlop Observatory po niekoľko rokov. Zvlášť tvrdým a
nevyriešeným orieškom boli 3 štvorhviezdne sústavy VW LMi, ET Boo a
TV UMi. Všetky tri majú hierarchiu podobnú známej štvorhviezde
severnej oblohy epsilon Lyrae: dve tesné dvojhviezdy obiehajú po
relatívne veľkej vzájomnej dráhe okolo seba. Pritom jedna dvojhviezda
je vždy zákrytová, druhá má dlhšiu orbitálnu periódu a zákryty
nevykazuje. Zatiaľ čo čiary nezákrytovej dvojhviezdy v ET Boo a TV
UMi boli separované len v niekoľkých nociach u VW LMi to bolo naopak:
v čiarach bolo vidieť zvyčajne 4 profily. Aby bolo možné pochopiť
konfiguráciu sústavy, bolo treba identifikovať v každom spektre
jednotlivé zložky. Aj keď sa zdalo, že všetko je správne zmerané,
radiálne rýchlosti vykazovali neúmerný rozptyl. Nakoniec sa ukázalo,
že perióda vzájomného obehu dvojhviezd tvoriacich štvorhviezdu je iba
355 dní! Okrem priamych detekcíí v spektrálnych čiarach (pozri Obr.
4), sa prítomnosť ďalšej zložky podarilo preukázať po odpočítaní
príspevku dvojhviezdy v 7 prípadoch. Zvyčajne išlo o K alebo M
trpaslíkov vykazujúcich typické spektrum plné čiar kovov či dokonca
molekúl. Existencia tretieho telesa môže byť indikovaná aj
zmenami rýchlosti ťažiska dvojhviezdy. Problémom je tu zvyčajne
nedostatok homogénnych pozorovaní.
Obrázok 4.:
Detekcia tretích aj ďalších zložiek skrývajúcich sa pri
zákrytových dvojhviezdach využitím spektroskopie. Extrakcia funkcie rozšírenia
(podobnej strednému profilu čiary) umožnila detegovať nové viacnásobne sústavy, ktoré
pri pohľade na oblohu vyzerajú ako osamotené hviezdy. Tesnej zákrytovej
dvojhviezde zodpovedajú široké profily, ďalším, pomaly rotujúcim zložkám úzke
profily. Orbitálna fáza tesnej kontaktnej dvojhviezdy je uvedená pod názvom. Zatiaľ čo
ET Boo a VW LMi sú štvorhviezdy a AG Vir je trojhviezda, V566 Oph nevykazuje
v spektrách žiadne ďalšie zložky. Podľa práce [3]. Pozorovania získané na
1,88m ďalekohľade DDO. [kredit autor]
Light-time efekt (LITE)
Tento zvláštny termín nie je nič
iné ako časové oneskorovanie sa javov v astronómii spôsobený
konečnou rýchlosťou svetla. V roku 2004 mu bola venovaná konferencia
"Light-time effect in Astrophysics", ktorá sa konala v
Bruseli.
Už v 17. storočí Ole Roemer na
základe oneskorovania a predbiehania sa úkazov Galileiho mesiačikov
Jupitera určil rýchlosť svetla vo vákuu. LITE asistoval aj pánom
Hulse a Taylorovi pri objave a štúdiu prvého dvojhviezdneho pulzaru
PSR 1913+1916, kde dôsledkom konečnej rýchlosti svetla sa
perióda pulzov neutrónovej hviezdy periodicky menila kvôli
obehu okolo druhej neutrónovej hviezdy. LITE sa dá použiť na zistenie
ďalšieho telesa všade tam, kde máme zdroj presne periodických zmien
jasnosti alebo pulzov, čiže presné astrofyzikálne hodiny. Takými sú
minimá zákrytových dvojhviezd, prípadne maximá pulzujúcich hviezd. V
našom prípade boli využité všetky dostupné okamihy miním študovaných
kontaktných dvojhviezd. LITE u časti z nich bol známy (Obr. 5, LITE
pri XY Leo) a existencia ďalšieho telesa potvrdená. U 8 sústav sa
však podarilo interpretovať zmeny orbitálnej periódy prítomnosťou
ďalšieho telesa po prvýkrát. Keďže LITE spôsobuje zmena
vzdialenosti zdroja od pozorovateľa, analýzou miním môžeme
získať orbitálne parametre, podobne ako pri spektroskopických
pozorovaniach, kde sledujeme rýchlosť pozdĺž zorného lúča. Nevýhodou
LITE pri štúdiu tesných dvojhviezd je fakt, že ho môžu
ovplyvniť, prípadne simulovať skutočné zmeny periódy, spôsobené
prenosom hmoty medzi zložkami, či odtokom hmoty zo sústavy.
Obrázok 5.: Light-time efekt v štvornásobnej sústave XY
Leo zloženej zo zákrytovej kontaktnej dvojhviezdy a aktívnej dvojhviezdy so
zložkami neskorého spektrálneho typu. Prítomnosť druhej dvojhviezdy sa prejavuje
oneskorovaním sa alebo predbiehaním okamihov miním zákrytovej dvojhviezdy.
Perióda vzájomnej dráhy je 21 rokov. [kredit autor]
Iné, nepriame metódy
Okrem týchto zjavných metód,
existencia tretieho telese môže byť indikovaná rôznymi pekuliaritami
fotometrických a spektroskopických meraní. Ak je pomer periód dráhy
tretieho telesa a tesnej dvojhviezdy malý (povedzme medzi 10 až 100),
poruchy dráhy tesnej dvojhviezdy už nie sú zanedbateľné. Výsledkom sú dva možné
efekty: (i) apsidálny pohyb excentrických dráh (ii) precesia dráhy tesnej
dvojhviezdy. Keďže apsidálny pohyb má zvyčajne príčiny v tesnej dvojhviezde
samotnej, druhý efekt je rukolapnejší. Ak je tesná dvojhviezda zákrytová,
precesia dráhy spôsobí zmeny sklonu dráhy a teda aj zmeny hĺbky miním.
Doteraz je známych 7 takýchto zákrytových dvojhviezd. Zaujímavým prípadom je SS
Lac, ktorá bola do roku 1955 zákrytovou dvojhviezdou, vďaka precesii dráhy sa
zákryty postupne stratili a dnes svoju jasnosť prakticky nemení. Poslednou
sústavou, ktorú sa podarilo detegovať [2] je V685 Cen, kde pozorovania
v intervale 21 rokov indikujú zmenu sklonu dráhy asi o 5 stupňov (Obr.
6). Hoci pri kontaktných dvojhviezdach nie je známa žiadna takáto sústava, táto
technika s prírastkom pozorovaní môže viesť k detekcii viacnásobných
sústav.
Obrázok 6.: Precesia dráhy
zákrytovej dvojhviezdy V685 Cen, s veľkou pravdepodobnosťou vyvolaná masívnym
tretím telesom na krátkoperiodickej dráhe. Dôsledkom precesie dráhy je zmena
uhla sklonu dráhy prejavujúca sa zmenami amplitúdy svetelnej krivky. Prevzaté z
práce [2]. [v685 Cen]
Pri štúdiu vzorky 151 tesných sústav jasnejších
ako V = 10 mag boli použité ako indikácia aj pekuliarita rőntgenového toku (Obr.
7) a pekuliarita farebného indexu. Podobne ako u Slnka, dôsledkom
rotácie hviezd neskorých spektrálnych typov s konvektívnymi obálkami je
vytváranie magnetického poľa a vyžarovanie rőntgenového žiarenia. Pri
dvojhviezdach raných spektrálnych typov s radiačnými obálkami preto emisiu
rőntgenového žiarenia nemôžeme očakávať. Ako zdroj údajov nám poslúžila
prehliadka oblohy v rőntgenovom žiarení: ROSAT All Sky Survey (RASS).
Ukázalo sa, že časť objektov, vykazuje silné rőntgenové žiarenie aj keď to pri
ich spektrálnom type nemôžeme očakávať. Je pravdepodobné, že skrývajú opticky
nedetekovanú hviezdu prípadne dvojhviezdu, ktorá generuje pozorované rőntgenové
žiarenie.
Obrázok 7.: Pomer
rőntgenových a bolometrických tokov pre kontaktné dvojhviezdy jasnejšie ako V =
10
mag. Kontaktné dvojhviezdy s dlhšími periódami, kde sa neočakáva
silné rőntgenové žiarenie hostia pravdepodobne osamotenú hviezdu
alebo dvojhviezdu neskorého spektrálneho typu. "Dolná obálka"
približne vyznačuje dolnú hranicu pomeru rentgenového a
bolometrického toku pre sústavy neskorých spektrálnych typov.
Niekoľko objektov pod touto hranicou sú známe trojviezdy (V345
Gem, TU UMi, CT Cet alebo V752 Mon), kde neaktívna, ale dominantná zložka znižuje tento pomer.
Podľa práce [4].
Cez niekoľko kontaktných dvojhviezd prechádza počas svojho
18-ročného cyklu Mesiac. Jeho ostrý okraj a veľká vzdialenosť predčí
rozlíšením aj najväčšie ďalekohľady. Zákryty hviezd Mesiacom však zostavájú pri
štúdiu viacnásobných sústav pomerne nevyužité.
Konečný cenzus...
Problémom väčšiny metód
je, že potrebujú nezávislé potvrdenie. Až dlhoročné pozorovania
viacerými metódami umožňujú poznanie jednotlivých sústav a potvrdenie
ich multiplicity. Preto pri finálnom spočítaní boli vzaté do úvahy
len sústavy, kde je existencia ďalšieho telesa zistená
spektroskopicky alebo astrometricky, prípadne viacerými indikáciami.
Z našej vzorky 151
kontaktných sústav sa ukázalo byť členom viacnásobnej sústavy 64
sústav, čiže 42% objektov [4]. Ak vezmeme do úvahy len severnú
oblohu, kde je k dispozícii bohatší pozorovací materiál, toto
číslo sa vyšplhá až na 59%. Pritom je zrejmé, že niektoré zložky sú
príliš slabé, iné príliš blízko, pre časť zákrytových dvojhviezd nie
je dostatočný počet okamihov miním. Keďže výberové efekty neboli
započítané to znamená, že nie je možné vylúčiť možnosť, že všetky
tesné dvojhviezdy vznikajú vo viacnásobných sústavách.
Theodor Pribulla
Astronomický ústav SAV
059 60 Tatranská
Lomnica
Referencie:
[1] http://ad.usno.navy.mil/wds/
[2] Mayer, P., Pribulla, T.,
Chochol, D., 2004, Inf. Bull. Variable Stars No 5563
[3] Pribulla, T., Rucinski,
S.M., Lu, W. et al., Astron. J., v tlači
[4] Pribulla, T., Rucinski,
S.M., 2006, Astron. J., 131, 2986