Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 7 (vyšlo 14. února, ročník 6 (2008)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Akreční disk binárního systému WZ Sagittae

Ivan Havlíček

Pozorování vzájemně se ovlivňujícího binárního systému hvězd WZ Sagittae (v souhvězdí Šípu) prováděná souběžně na observatoři KPNOKPNO – Kitt Peak National Observatory. Observatoř byla založena v roce 1958, leží 90 km jihozápadně od Tusconu. Observatoři patří tři velké dalekohledy a hostí 19 dalších dalekohledů a dva radioteleskopy různých organizací. a dalekohledem SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. v minulém roce upřesnila dosavadní představy o akrečních discích. Akreční disky vznikají nabalováním hmoty na trpasličí složku soustavy. Jde o dvě hvězdy, které jsou natolik blízko u sebe, že může docházet k přetékání hmoty z jedné hvězdy na druhou. Rozměrově mohou být hvězdy různě velké, jsou známy systémy s hvězdnými obry a také s hvězdami zkolabovanými do neutronových hvězdNeutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století. či černých děrČerná díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.. Hmotnostně mohou být přitom obě hvězdy srovnatelné. Za určitých podmínek pak hmota z jedné hvězdy přetéká na druhou složku za vzniku tzv. akrečního disku. Není vzácností, že k přetékání hmoty dochází i opakovaně a hvězda, která v jednom cyklu pohlcovala hmotu druhé hvězdy, se později stane dárcem a hmota přetéká obdobným mechanizmem zpět. Obě složky jsou přitom od sebe vzdáleny srovnatelně jako ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičićovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru.MěsícMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl).. Doba jejich oběhu bývá od několika hodin po desítky minut (binární soustava WZ Sge obíhá 81 minut a 38 sekund).

Proměnné hvězdy – hvězdy měnící svou jasnost. K základním typům patří pulzující hvězdy, eruptivní proměnné hvězdy, zákrytové promněnné hvězdy a ostatní. Výzkum proměnných hvězd přispívá k pochopení vnitřní stavby hvězd, dynamiky přenosu hmoty mezi složkami, k pochopení závěrečných stádií vývoje hvězd, ale i k měření vzdáleností ve vesmíru (cefeidy, supernovy typu Ia).

Bílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS.

Neutronová hvězda – těleso tvořené degenerovaným neutronovým plynem o hmotnosti menší než přibližně 2 MS (Tolmanova-Oppenheimerova-Volkoffova mez). Typický průměr neutronové hvězdy je v řádu desítek kilometrů, průměrná hustota 1011 kg m−3 dosahuje hodnot hustoty atomového jádra. Neutronové hvězdy vznikají při gravitačním kolapsu velmi hmotných červených veleobrů, při výbuchu supernovy typu II. Obrovský tlak způsobuje „vtlačení“ elektronů do protonů za vzniku neutronů a neutrin. Neutronové hvězdy byly teoreticky předpovězeny ve 30. letech 20. století.

Černá díra – objekt, který kolem sebe zakřiví čas a prostor natolik, že z něho nemůže uniknout ani světlo. Část z nich vzniká kolapsem hvězdy v závěrečných fázích vývoje. Druhou skupinu tvoří obří černé díry sídlící v centrech galaxií. Rotující černé díry kolem sebe vytvářejí akreční disky látky a v ose rotace výtrysky vysoce urychlených částic. Paradoxně akreční disky i výtrysky, vznikající v bezprostředním okolí černé díry, velmi intenzivně vyzařují.

Akreční disk

Akreční disk byl dosud chápán jako tenký rotační objekt ve tvaru talíře
či válce, v jehož středu se nachází trpasličí hvězda. Zdroj: NOAO.

Poloha objektu WZ Sge

Poloha objektu WZ Sge (označená dvojitou šipkou WZ). Zdroj: Kyoto University.

Vyhledávací mapka objektu WZ Sge

Vyhledávací mapka WZ Sge pro pozorovatele. Pole má strany 5′×5′,
nejslabší hvězdy mají 15,5m. Zdroj: University of Southampton.

WZ Sge je kataklyzmatická (eruptivní)Eruptivní proměnné – proměnné hvězdy měnící náhle svou jasnost. Důvodem může být interakce dvojhvězd nebo různé katastrofické procesy. Do této třídy patří novy, supernovy, hypernovy, symbiotické proměnné, kataklyzmatické proměnné a některé mladé hvězdy. proměnná trpasličí novaNova – hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let.. U tohoto typu objektů se jedná o binární systém, kdy z jedné složky přetéká relativně konstantním způsobem hmota na složku druhou. V místě styku s akrečním diskem obklopujícím trpasličí složku však dochází díky hromadění hmoty k vytvoření tzv. horké skvrny. Tato horká skvrna je projevem nahromadění hmoty a při neustálém zvětšování se stane nestabilní vzhledem k dynamice a vyzařování akrečního disku. Následně se může tato hmota zhroutit na trpasličí hvězdu při současném bouřlivém uvolnění energie, které pozorujeme jako vzplanutí novy.

Přetékání hmoty

Přetékání hmoty z obří hvězdy na trpasličí složku systému za vzniku akrečního disku. V místě dotyku plazmatického mostu stahované hmoty s akrečním diskem je zřetelná jasná oblast deformovaná rotací disku – tzv. horká skvrna. Zdroj: NASA.

K poslednímu známému zjasnění objektu WZ Sge došlo 23. července 2001, tato událost byla pozorována amatérskými i profesionálními astronomy na celém světě. Z počáteční 8m v období 23. – 24. 7. 2001 poklesla jasnost hvězdyJasnost hvězdy – osvětlení vyvolané hvězdou na rovině proložené pozorovacím místem a kolmé k dopadajícím paprskům. Jasnosti hvězd na obloze se liší o mnoho řádů, proto se využívá logaritmická míra této veličiny – hvězdná velikost neboli magnituda. Jasnost klesá se vzdáleností objektu a závisí na pohlcování světla v mezihvězdném prostoru – tzv. extinkci. Vztah mezi jasností a hvězdnou velikostí vyjadřuje Pogsonova rovnice:
m2m1 = 2,5 log J1 / J2.
k 15. 8. 2001 plynule na 10,7m. Pak nastal během dvou dnů rázný pokles až na 12,9m a následně hvězda opět začala zjasňovat.

Magnituda WZ SGE

Graf poklesu jasnosti od maxima WZ Sge z roku 2001 (červené čtverečky) a porovnání s obdobnými daty naměřenými v roce 1978 (modré kosočtverečky). Známo je ještě zjasnění ze dne 22. 11. 1913 a další obdobné ze dne  29. 6. 1946. Zdroj: AAVSO. Spirální struktury v objektu WZ SGE

Spektrografem na 2,5-metrovém dalekohledu INTINT – Isaac Newton Telescope. Jeden ze tří dalekohledů skupiny ING. Dalekohled Isaac Newton Telescope má primární zrcadlo o průměru 2,54 m a ohniskový poměr f/2,94. Pracuje na rovníkové montáži. Přístroje mohou být umístěny do korigovaného primárního ohniska f/3,29 nebo do f/15 ohniska Cassegrainova. Celková hmotnost je okolo 90 tun. Dalekohled je určen k širokoúhlému snímkování a k nízkodisperzní spektroskopii. na observatoři La Palma byly pořízeny tyto snímky spirálních struktur v akrečním disku WZ Sge. Dopplegramy ukazují rozložení emise He II (468,6 nm) a CIII (474,7 nm) a lze z nich vyčíst, že v disku dominují dvě spirální ramena. H-beta a He I (492,5 nm) naopak vykazují vysoce proměnnou absorpci jádra struktury. Je to poprvé, co byla pozorována spirální struktura akrečního disku u WZ Sge. Od následných pozorování této soustavy je očekáváno porozumění vývoji struktury akrečních disků. Zdroj: AAVSO, Harvard Smithsonian Center for Astrophysics.

Při pozorování v infračerveném oboru SSTSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology. bylo však v roce 2007 zjištěno mnohem větší vyzařování soustavy WZ Sge, než by odpovídalo dosavadním modelům. Jde o soustavu, jejíž jednou složkou je bílý trpaslíkBílý trpaslík – jedna z možných závěrečných fází vývoje hvězd. Hvězda, ve které degenerovaný elektronový plyn vyvíjí gradient tlaku (způsobený Pauliho vylučovacím principem), který odolává gravitaci. Poloměr je 1 000 km až 30 000 km, hustota řádově 103 kg cm-3, maximální hmotnost 1,4 MS. Hmotnější bílí trpaslíci jsou nestabilní, explodují jako supernovy typu Ia. Tuto tzv. Chandrasekharovu mez odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Objev prvního bílého trpaslíka: Již v roce 1834 Fridrich Bessel předpověděl průvodce Síria A z newtonovské teorie na základě vlnovkovité trajektorie hvězdy Sírius. Tento průvodce (Sírius B) byl objeven v optické dílně bratří Clarků roku 1862 (Alvan Clark – test objektivu průměru 45 cm). Sírius B je prvním známým bílým trpaslíkem. Byla na něm demonstrována správnost newtonovské teorie (vlnovkovitá trajektorie Síria A) i potvrzena OTR (červený posuv). Sírius B je enormně malý a hustý bílý trpaslík s průměrem 11 736 km, ρ = 3×103 kg cm−3. Povrchová teplota je 24 800 K, vzdálenost 8,6 l.y. a hmotnost 1,03 MS. o hmotnosti M = 0,59 MS, a druhá složka má hmotnost m = 0,03 MS. Rozměry systému jsou uváděny takto: R ~ 0,87×104 km a r ~ 7×104 km, vzájemná vzdálenost hvězd je a = 3,7×105 km. Celý systém je, díky přetékání hmoty přes akreční disk z méně hmotné hvězdy na bílého trpaslíka, zdrojem záření od vysokých energií v RTG až po záření v rádiovém oboru. Astrofyzikální modely vycházející z dosud provedených měření byly tedy velmi přesné co se týče výsledků očekávaných pozorování. Postupně se ale ukázalo, že pozorování nelze vysvětlit jen pomocí tenkého plynného akrečního disku. Takový disk tvořený jen horkým plynem by nemohl zářit v infračervené oblasti, což ale bylo naměřeno týmem SST. Astronomové naměřili pomocí SST u hvězdy WZ Sge intenzivní záření na vlnové délce 4,5 a 8 mikrometrů. Pozorování byla potvrzena také pomocí dalekohledu 2,1 m NSF a 0,9 m WIYNWIYN – observatoř na Kitt Peaku s dalekohledy o průměrech 0,9 metru a 3,5 metru. Její název čteme „win“ a je zkratkou čtyř zde působících institucí: University of Wisconsin, Indiana University, Yale University a National Optical Astronomy Observatory. na observatoři na Kitt Peaku.

Pozorovací okna SST

Pozorovací okna Spitzerova vesmírného dalekohleduSST (Spitzer Space Telescope) – Spitzerův vesmírný dalekohled. Kosmická observatoř NASA pracující v infračerveném oboru, která byla vynesena na oběžnou dráhu v srpnu 2003 nosnou raketou Delta 7920H ELV. Zrcadlo má průměr 85 cm. Přístroje byly chlazeny kapalným heliem na teplotu 5,5 K do roku 2009. Pozorovací spektrální rozsah byl v období chlazení 3÷180 μm. Od roku 2009 pracuje dalekohled v „teplém“ režimu – teplota celého dalekohledu je cca 30 K a  pracuje jen přístroj IRAS na vlnových délkách 3,6 μm a 4,5 μm. Program observatoře má na starosti California Institute of Technology.. Svislé pruhy značí různé intervaly vlnových délek elektromagnetického záření. Zleva jako první nastupuje viditelné spektrum, které odpovídá lidskému rozsahu vidění. Následují pásma J, H a K, ve kterých ještě pracují pozemské infračervené dalekohledy. Následující spektrální intervaly pokrývají rozsah od 3 do 160 mikrometrů a jsou pomocí tří vědeckých přístrojů dostupné jen mimo atmosféru, tedy prostřednictvím SST.

IRAC (The Infrared Array Camera) zaznamenává obrázky v rozsahu od 3,6 do 8,0 mikrometrů.

IRS (The Infrared Spectrograph) rozkládá infračervené světlo pomocí čtyř modulů podobně jako spektrální hranol a pracuje v rozsahu 5,3 až 40 mikrometrů.

MIPS (The Multiband Imaging Photometer for Spitzer) pořizuje obrázky ve třech přednastavených vlnových délkách od 24 do 160 mikrometrů. MIPS ale také pracuje jako spektrograf v intervalu od 50 do 100 mikrometrů.

Dvěma největšími zdroji světla ve vesmíru jsou hvězdy a prach. Na pozadí grafu je naznačeno poměrné zastoupení intenzity světla hvězd a prachu vzhledem k elektromagnetickému spektru. Zdroj: SST.

Nový model

Nový model: hustý chladný prachový disk zářící v IR. Zdroj: NOAO.

Nový model soustavy WZ Sge by mohl vypadat následovně: z průvodcovské hvězdy je na trpaslíka stahován materiál, který kolem něj vytváří tenký disk horkého plynu obdobně jako předpokládaly dosavadní teorie. Tento disk je ale ukryt uvnitř obřího chladného prachového disku, jehož rozměry jsou alespoň dvacetkrát větší než rozměr disku plynného a jehož složení si lze představit jako oblak částic rozměrů srovnatelných s malými planetkami. Hmotnostně se tento prachový disk odhaduje v řádu alespoň poloviny hmotnosti disku plynného. Nelze však vyloučit, že jde o spodní hranici a že je zde ukryto hmoty mnohem více. Prachový disk pohlcuje světlo plynoucí z bílého trpaslíka a z plynného akrečního disku a díky této absorpci následně září v infračervené oblasti.

Tento objev znamená možná převratnou změnu v popisu nejen proměnných binárních systémů, jakým je výše popsaná dvojhvězda. Pokud se potvrdí prvotní odhady hmotnosti prachového disku, pak je nutná revize dosavadních teorií popisujících chování velkých uskupení hvězd, mezihvězdné hmoty a i celých galaxií a jejich struktur. Bude nutno znovu prověřit dosavadní pozorování podobných systémů a poopravit dle nových výsledků popisy velkých hvězdných soustav. Je totiž možné, že právě v akrečních discích je ukryta alespoň část hmoty, kterou astronomové hledají a je označována již od třicátých let minulého století jako tzv. „temná hmotaTemná hmota – hmota ve vesmíru nebaryonové povahy, která není složena z kvarků. Temná hmota udržuje pohromadě svítící objekty velkých rozměrů, které díky ní v periferních oblastech obíhají rychleji, než odpovídá gravitačnímu zákonu aplikovanému na viditelnou hmotu. Podle posledních odhadů na základě pozorování existuje ve vesmíru 5 % baryonové hmoty, 27 % temné hmoty a 68 % temné energie. Existuje několik hypotetických částic, které jsou vhodnými kandidáty na částice temné hmoty, dosud však nebyly objeveny. Termín „temná hmota“ zavedl v roce 1933 Fritz Zwicky, když zjistil, že se členové Kupy galaxií ve Vlasech Bereniky pohybují v průměru rychleji, než by odpovídalo gravitačním účinkům viditelné látky. Existují také teorie, které se pokoušejí vysvětlit rotační křivky galaxií a pohyby galaxií v kupách jiným způsobem než temnou hmotou.“. Temná hmota je přitom odpovědná za to, že galaxie a jim měřítkově podobné struktury drží ve vesmíru pohromadě.

Klip týdne: Binární soustava s tenkým akrečním diskem

Binární systém (mpeg, 4 MB)

Binární soustava s tenkým akrečním diskem. V animaci je zobrazen binární systém, jehož jednou složkou je neutronová hvězda (popřípadě černá díra) a druhou je obří modrá hvězda. Plyn přetéká plazmovým kanálem z obří hvězdy na kompaktní složku přes akreční disk. Nestability v disku mohou způsobovat náhlá vzplanutí neutronové hvězdy v případě pohlcení většího množství dopadající hmoty. V místě dotyku plazmového mostu s diskem je zřetelná horká skvrna, která je na animaci zbarvena žlutooranžově. V této animaci je znázorněn typický tenký horký plynný akreční disk bez prachové složky. Plynný disk ukrytý uvnitř obřího prachového útvaru se nachází například u hvězdy WZ Sge, kde je kompaktním objektem bílý trpaslík. (mpeg, 4 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage