logo ČAS

Česká astronomická společnost

Registrace k odběru novinek
Domů ČAS Články Akce Obloha Download Rady Media Kontakt

Snímek dne
Mraky Asperitas nad Novým Zélandem
ČAM Leden 2015
Česká astrofotografie měsíce
Kometa C/2014 Q2 Lovejoy
Peter Aniol, Miloslav Druckmüller
Kometa C/2014 Q2 Lovejoy Foto: Peter Aniol, Miloslav Druckmüller
Slunce a Měsíc
Slunce fáze Měsíce
Na obloze
Výzkumy v AsÚ AV ČR (15): Be hvězda v těsné dvojhvězdě s horkým podtrpaslíkem 2014.10.16 06:00

(Popiska obrázku v závěru článku) Foto: Astronomický ústav AV ČRBe hvězdy, hvězdy spektrálního typu B obklopené plynným diskem, jsou setrvalým zájmem skupiny horkých hvězd stelárního oddělení AsÚ. I když se tyto objekty studují téměř 150 let, není dosud zcela vysvětlen původ cirkumstelárního disku. Jednou z možností je, že disk vzniká v důsledku vývoje těsných dvojhvězd. Vývojové modely těsných dvojhvězd ukazují, že více než polovina Be hvězd je v těsných dvojhvězdách, z nichž jednu složku tvoří Be hvězda a druhou složkou je horký podtrpaslík, malý ale horký objekt. Zatím však bylo podobných systémů nalezeno jen několik. Jejich charakteristickým rysem je periodicky proměnná emise v čáře neutrálního helia. Tato emise je důsledkem ozařování disku Be hvězdy energetickým zářením horkého podtrpaslíka. Tým P. Koubského se začal hledáním „chybějícího“ typu Be hvězd systematicky zabývat. Během dvouletého systematického úsilí se podařilo nalézt tři Be dvojhvězdy tohoto typu. Jednou z nich je objekt HD 161306, který pozorovali Perkovým dalekohledem v Ondřejově a dalekohledem Dominion Astrophysical Observatory v Kanadě. Počet známých Be hvězd s horkým podtrpaslíkem se sice v období několika let zdvojnásobil, ale rozpor mezi teoretickými modely vývoje těsných dvojhvězd se tím zdaleka nevyřešil.

Be hvězdy jsme v tomto přehledu výzkumných studií pracovníků AsÚ již jednou zmiňovali. Pro úplnost zopakujme, že Be hvězdy jsou horké hvězdy spektrálního typu B, u nichž jsou ve spektru přítomny emisní spektrální čáry. Původcem emisních čar však není hvězda samotná, ale plynný disk, který ji obklopuje. Mechanismus vzniku disků kolem těchto hvězd není zcela jasný, svoji roli ale zřejmě hraje i rychlá rotace a hvězdný vítr.

Studovaná hvězda HD 161306 je relativně jasnou Be hvězdou se zdánlivou jasností 8,3 magnitud, je tedy v dosahu i loveckého triedru. V roce 1922 byla u této hvězdy zaznamenána emise ve spektrální čáře Hα, objekt se dostal i do středu zájmu pracovníků stelárního oddělení AsÚ. Již při prvním pohledu na spektra pořízená Perkovým dalekohledem v Ondřejově v heliové čáře 667,8 nm bylo zřejmé, že emisní komponenta se v této čáře posouvá s časem od červené do modré části profilu a zpět. Od roku 2013 byla tato hvězda měřena také 1,22metrovým robotickým dalekohledem na Dominion Astrophysical Observatory v Kanadě. Spektrální rozlišení spektrografů připojených k oběma dalekohledů jsou poměrně vysoká a jasnost hvězdy dovoluje získat spektra s vysokým poměrem signálu k šumu. Jedno spektrum bylo doplněno i z veřejně dostupné databáze BeSS, která shrnuje spektra Be hvězd pořízených převážně amatérskými astronomy. Celkově bylo tedy pro analýzu použito 43 spekter mezi daty 22. 8. 2012 a 8. 4. 2014, z nichž 35 bylo pořízeno v Ondřejově.

Spektra byla zredukována standardními metodami. Byla opravena o systematické chyby optické soustavy i detektoru, tedy o expoziční bias a nerovnoměrnou citlivost, dále kalibrována ve vlnové délce. Kalibrovaná spektra byla rektifikována, tedy spektrum bylo normalizováno tak, aby spojité části spektra, tzv. kontinua, měla hodnotu právě jedna. V čarách Hα a v již zmíněné heliové čáře 667,8 nm byly s pomocí programu SPEFO, vyvinutého v Ondřejově, změřeny radiální rychlosti, tedy projekce pohybu zdroje, u něhož čára vzniká, do zorné přímky.

Výsledné radiální rychlosti byly podrobeny periodové analýze. Autoři použili Stellingwerfovu metodu založenou na minimalizaci rozptylu fázové křivky. Ta spočívá ve zkusmém skládání křivky radiálních rychlostí normované na jeden oběh soustavy, přičemž se předpokládá, že pokud je zvolená perioda správná, měřené body z jednotlivých oběhů si na sebe „sednou“ a složená křivka radiálních rychlostí se tak „vyhladí“. Touto metodou bylo stanoveno, že Be hvězda obíhá těžiště soustavy jednou za necelých 100 dní.

Křivky radiálních rychlostí získané z poloh čáry Hα a emisní složky v heliové čáře jsou vůči sobě fázově posunuty. Fázový posun obou křivek a pohyb emisní složky v heliové čáře naznačují, že HD 161306 patří ke Be dvojhvězdám se zářivou interakcí. Tyto objekty sestávají z Be hvězdy a horkého kompaktního objektu, který svým zářením vytváří v disku teplejší skvrny, jež jsou ve spektru patrné mimo jiné jako pohyblivé emisní složky v heliových čarách. První soustava tohoto typu - φ Per byla objevena na přelomu 80. a 90. let. Později přibyly dvě další, vesměs objekty viditelné pouhým okem. Teoretické výpočty však ukazují, že v dosahu Perkova dalekohledu by podobných objektů měly být desítky, možná stovky. Pracovníkům stelárního oddělení AsÚ se v minulých letech podařilo objevit díky systematickému zkoumání heliových profilů Be hvězd další tři podobné objekty. HD 161306 je jedním z nich. Pro exaktní potvrzení, že nově nalezené objekty jsou skutečně Be dvojhvězdy se zářivou interakcí je třeba najít spektrální čáry, které vznikají v kompaktním objektu. K tomu se hodí vakuová ultrafialová spektra, dnes prakticky nedostupná, nebo velmi dobře exponovaná optická spektra v okolí ionizovaného helia (468,6 nm). I když se podaří kompaktní složky nalézt, rozpor mezi počtem skutečně pozorovaných Be dvojhvězd a závěry výpočtů vývoje těsných dvojhvězd trvá. Snad právě další pozorování Be hvězd vnesou do této hádanky více jasno.


Popis obrázku v úvodu článku: Dynamické spektrum HD 161306 v oblasti heliové čáry dobře ukazuje na pohyb emisního vrcholu čáry související s osvětlováním disku Be hvězdy horkou kompaktní složkou ve dvojhvězdě. Na vodorovné ose je vynesena radiální rychlost, na svislé pak normalizovaná fáze oběhu.


Reference: Koubský, P. a kol., HD 161306: a radiatively interacting Be binary?, Astronomy & Astrophysics 567 (2014) A57
Kontakt: RNDr. Pavel Koubský, CSc., koubsky@sunstel.asu.cas.cz

Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR.

  Švanda Michal   Zobrazeno: 1703x   Tisk
Bolid a meteorit s rodokmenem 9. 12. 2014
Žereme vesmír@Hvězdárna a Planetárium Brno

Slovníček pojmů
Složky a projekty ČAS

Zvířetníkové světlo, Venuše a Mars: To vše je nám nyní dostupné po setmění. Stačí jen jasná průzračná obloha a pokud možno tmavý výhled k západu, protože kvůli světlu z měst prostě toto slabé světlo jen tak neuvidíme. Jasnou Venuši si ale můžeme vychutnat poměrně vysoko na jihozápadě ještě za světla. Kousek nad ní je slabší Mars. Fotil Vilém Heblík na Pardubicku.
02.17 21:22 Astro M. Gembec

Detail jádra komety: Rosetta se prosmýkla jen asi 6 km od jádra komety 67P a pořídila zajímavé detailní záběry. Něco už je k vidění na webu ESA. Zdroj.
02.16 21:06 Astro M. Gembec

Hlubinami vesmíru s Dr. Adélou Kawka: Nově v archivu TV Noe
02.11 12:14 Astro J. Suchánek

Hlubinami vesmíru s Doc. Miloslavem Zejdou, o dvojhvězdách 1. díl: Premiéra v sobotu 7. února ve 20 hod. na TV Noe. Bližší info včetně repríz
02.05 12:40 Nezařazeno M. Gembec

VISTA – pohled skrz Mléčnou dráhu:

Nový infračervený snímek mlhoviny Trifid odhaluje vzdálené proměnné hvězdy.

Zdroj: ESO

02.05 10:35 Astro M. Gembec

Archiv novinek
Astro.cz v cizím jazyce