Naukowcy naszkicowali układ podwójny starzejących się gwiazd z wykorzystaniem ponad 100 lat obserwacji
Astronomowie stworzyli najlepszy jak dotąd obraz zmiennej RV Tauri, rzadkiego typu układu podwójnego, w którym dwie gwiazdy – jedna zbliża się do końca swojego życia – krążą wewnątrz ogromnego dysku pyłu. 130-letni zbiór danych obejmuje najszerszy zakres światła zebranego dotychczas dla jednego z tych układów, od fal radiowych po promieniowanie rentgenowskie.
W galaktyce Drogi Mlecznej jest tylko około 300 znanych zmiennych typu RV Tauri. Skoncentrowaliśmy się w naszych badaniach na drugim co do jasności układzie, nazwanym U Monocerotis, będącym pierwszym z układów, z którego wykryto promieniowanie rentgenowskie – powiedziała Laura Vega, główna autorka artykułu.
Artykuł opisujący te wyniki został opublikowany w The Astrophysical Journal.
Układ, w skrócie nazywany U Mon, znajduje się w odległości 3600 lat świetlnych w konstelacji Jednorożca. Obie gwiazdy układu krążą wokół siebie raz na około 6,5 roku po orbicie nachylonej pod kątem 75o względem naszego pola widzenia.
Główna gwiazda układu, żółty nadolbrzym, ma masę około dwukrotnie większą niż Słońce, ale rozmiar stukrotnie większy. Walka między ciśnieniem a temperaturą w jej atmosferze powoduje, że regularnie rozszerza się i kurczy, a pulsacje te powodują przewidywalne zmiany jasności z naprzemiennymi głębokimi i płytkimi spadkami blasku – cecha charakterystyczna układów RV Tauri. Naukowcy wiedzą mniej o gwieździe towarzyszącej, ale sądzą, że ma ona podobną masę i jest znacznie młodsza od gwiazdy głównej.
Chłodny dysk wokół obu gwiazd składa się z gazu i pyłu wyrzucanego przez gwiazdę główną w trakcie jej ewolucji. Korzystając z obserwacji radiowych wykonanych radioteleskopem Submillimeter Array na Maunakea na Hawajach, zespół Vegi oszacował, że dysk ma około 82 mld km średnicy. Układ podwójny krąży w szczelinie centralnej, która wg naukowców jest porównywalna z odległością między obiema gwiazdami w ich maksymalnej separacji, która wynosi 870 mln km.
Kiedy gwiazdy są najbardziej od siebie oddalone, są mniej więcej w jednej linii, względem nas. Dysk częściowo zasłania gwiazdę główną i tworzy kolejną przewidywalną fluktuację blasku układu. Vega i jej koledzy uważają, że dzieje się tak, gdy jedna lub obie gwiazdy oddziałują z wewnętrzną krawędzią dysku, wysysając strumienie gazu i pyłu. Sugerują, że gwiazda towarzysząca kieruje gaz do własnego dysku, który nagrzewa się i generuje wypływ gazu emitujący promieniowanie X. Model ten mógłby wyjaśnić promieniowanie rentgenowskie wykryte w 2016 roku przez satelitę XMM-Newton.
W swojej analizie układu U Mon zespół Vegi uwzględnił również 130 lat jego obserwacji w świetle widzialnym.
Najwcześniejsze dostępne pomiary układu, zebrane 25 grudnia 1888 roku pochodzą z archiwów Amerykańskiego Stowarzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO), międzynarodowej sieci astronomów amatorów i zawodowych astronomów. AAVSO dostarczyło dodatkowych pomiarów historycznych, począwszy od połowy lat czterdziestych XX wieku do chwili obecnej.
Naukowcy wykorzystali również zarchiwizowane obrazy skatalogowane przez Digital Access to a Sky Century @ Harvard (DASCH), projekt w Harvard College Observatory w Cambridge poświęcony cyfryzacji obrazów astronomicznych ze szklanych płyt fotograficznych wykonanych przez teleskopy naziemne w latach 1880-1990.
Blask U Mon zmienia się zarówno dlatego, że gwiazda główna pulsuje, jak i dlatego, że dysk częściowo ją przysłania co 6,5 roku. Połączone dane AAVSO i DASCH pozwoliły zespołowi Vegi dostrzec jeszcze dłuższy cykl, w którym jasność układu rośnie i spada co około 60 lat. Uważają, że zakrzywienie lub grudka na dysku, znajdująca się mniej więcej tak daleko od układu, jak Neptun od Słońca, powoduje tę dodatkową zmienność podczas jego orbitowania.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
