Chandra: Obserwacje burzliwego związku dwóch gwiazd

Źródło: NASA/CXC/SAO/R. Montez et al. / Adam Block/Mt. Lemmon SkyCenter/U. Arizona

W biologii słowo symbioza odnosi się do dwóch organizmów żyjących blisko siebie i ze sobą oddziałujących. Astronomowie od dawna badają klasę gwiazd – znanych jako gwiazdy symbiotyczne – które oddziałują ze sobą w podobny sposób. Wykorzystując dane zebrane za pomocą Obserwatorium Rentgenowskiego Chandra i innych teleskopów, astronomowie zaczynają dowiadywać się jak burzliwy może być tak bliski związek dwóch gwiazd.

R Aquarii (R Aqr) to jedna z najlepiej poznanych gwiazd symbiotycznych. Znajdująca się około 710 lat świetlnych od Ziemi para, a właściwie zmiana jej jasności zauważona została gołym okiem prawie tysiąc lat temu. Od tego czasu astronomowie regularnie obserwowali ten obiekt dochodząc w pewnym momencie do wniosku, że R Aqr to nie jedna gwiazda, a dwie: mały, gęsty biały karzeł i chłodny, czerwony olbrzym.

Czerwony olbrzym ma swoje własne interesujące właściwości. Wszak za miliardy lat nasze Słońce także przejdzie w stadium czerwonego olbrzyma po tym jak wyczerpie zapasy wodoru w swoim jądrze i zacznie chłodnieć i powiększać swoje rozmiary. Większość czerwonych olbrzymów jest łagodna i spokojna, ale niektóre pulsują z okresem wynoszącym od 80 do 1000 dni, tak jak w przypadku gwiazd typu Mira, które charakteryzują się dużymi zmianami jasności. Ten podzbiór czerwonych olbrzymów nazywany jest gwiazdami zmiennymi typu Mira Ceti.

Czerwony olbrzym w układzie R Aqr to właśnie zmienna typu Mira Ceti, której jasność równomiernie zmienia się o czynnik 250. Drugi ze składników, biały karzeł nie zmienia swojej jasności. co ciekawe biały karzeł jest około 10 000 razy jaśniejszy od czerwonego olbrzyma. Biały karzeł charakteryzuje się temperaturą powierzchni rzędu 20 000K podczas gdy czerwony olbrzym zaledwie 3000K. Oprócz tego biały karzeł ma tylko nieznacznie mniejszą masę od swojego gwiezdnego towarzysza, jednak z uwagi na fakt, że jest znacznie bardziej kompaktowy, jego pole grawitacyjne jest silniejsze. Pole grawitacyjne białego karła przyciąga rozdęte zewnętrzne warstwy zmiennej Mira, które stopniowo opadają na powierzchnię karła.

Od czasu do czasu na powierzchni białego karła zbierze się wystarczająco dużo materii, aby doszło do fuzji termojądrowej wodoru. Uwolnienie energii w tym procesie może prowadzić do eksplozji nowej, asymetrycznej eksplozji, która wyrzuca zewnętrzne warstwy gwiazdy z prędkością rzędu ponad 15 milionów km/h w przestrzeń kosmiczną. Zewnętrzny pierścień materii wokół układu wiele nam mówi o historii akich eksplozji. Naukowcy uważają, że do powstania tego pierścienia doprowadziła eksplozja nowa w roku 1073. Dowody na tę eksplozję pochodzą z danych zebranych w zakresie optycznym, z koreańskich zapisów „gościnnej” gwiazdy, która pojawiła się w 1073 roku w tej części nieba, gdzie znajduje się R Aqr oraz z antarktycznych rdzeni lodowych. Wewnętrzny pierścień natomiast jest pozostałością po erupcji z początku lat siedemdziesiątych XVIII wieku. Dane w zakresie optycznym (czerwony) widoczne na najnowszym zdjęciu R Aqr także przedstawiają wewnętrzny pierścień. Zewnętrzny jest dwa razy szerszy od wewnętrznego, jednak jest zbyt ciemny, aby było go widać na tym zdjęciu.

Wkrótce po wyniesieniu w przestrzeń kosmiczną w 1999 roku teleskopu rentgenowskiego Chandra naukowcy rozpoczęli monitorowanie zachowania R Aqr. Dane z Chandry (niebieski) na powyższym zdjęciu ujawniają obecność dżetu emisji rentgenowskiej, który rozciąga się ku górze i w lewo. Promieniowanie rentgenowskie zostało prawdopodobnie wyemitowane przez fale uderzeniowe.

Wraz z kolejnymi obserwacjami R Aqr za pomocą teleskopu Chandra prowadzonymi w 2000, 2003 i 2005 roku astronomowie obserwowali zmiany w dżecie. Plamy emisji rentgenowskiej stopniowo odsuwają się od gwiezdnej pary z prędkością 1,8 i 2,8 milionów kilometrów na godzinę. Pomimo przemieszczania się z mniejszymi prędkościami niż materia wyrzucona w eksplozji nowej, dżety napotykają na swojej drodze niewiele materii dzięki czemu nie zwalniają. Z drugiej strony, materia z nowej sprząta z okolicy dużo więcej materii i znacznie bardziej zwalnia, co tłumaczy dlaczego pierścienie są niewiele większe od dżetów.

Wykorzystując odległości plam od układu podwójnego i zakładając, że prędkości pozostały stałe, zespół naukowców z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics w Cambridge w stanie Massachusetts oszacował, że do powstania plam doprowadziły erupcje do których doszło w latach pięćdziesiątych i osiemdziesiątych XX wieku. Owe erupcje były mniej energetyczne i nie tak jasne jak eksplozja nowej w 1073 roku.

W 2007 roku zespół kierowany przez Joya Nicholsa z CfA doniósł o możliwym wykryciu nowego dżetu w R Aqr. Oznaczałoby to kolejną erupcję, do której mogło dojść na początku XXI wieku.  Jeżeli te mniej silne i słabo poznane erupcje pojawiają się co kilka dekad, następna powinna mieć miejsce w ciągu nadchodzących 10 lat.

Niektóre układy podwójne zawierające białe karły regularnie prowadzą do eksplozji nowych. Jeżeli R Aqr jest jedną z takich wielokrotnych nowych, a okres między eksplozjami z 1073 i 1773 roku się powtarza, następna eksplozja nowej w tym układzie powinna mieć miejsce w latach siedemdziesiątych XXV wieku. W trakcie takiego zdarzenia jasność układu może wzrosnąć kilkaset razy sprawiając, że będzie to wydarzenie wyraźnie widoczne gołym okiem, a gwiazda stanie się jedną z kilkunastu najjaśniejszych gwiazd na niebie

Ciągły monitoring tej gwiezdnej pary będzie niezbędny, aby zrozumieć naturę tego gwałtownego gwiezdnego związku.

Źródło: Chandra X-ray Center