Výzkumy v ASU AV ČR (194): ν Gem: hierarchická trojhvězda s hvězdou se závojem

Špička hlavní posloupnosti hvězd Hertzsprungova-Russelova (H-R) diagramu v oblasti tzv. raných spektrálních typů, tedy hvězdy typu O až A, v sobě obsahuje hvězdy, s nimiž se pojí velmi zajímavé fyzikální jevy. Tyto masivní horké hvězdy jsou častými předchůdci supernov typu II, v H-R diagramu tudy také prochází pruh pulsační nestability. Na chladnějším konci této oblasti nalezneme hvězdy se zvláštním chemickým složením.

Navíc sem patří také hvězdy postižené tzv. Be jevem, tedy hvězdy, v jejichž spektru se vyskytují emisní čáry, které mají původ v okolohvězdné obálce. Jev Be je jednou ze zvláštností hvězdné ZOO, který stále není zcela uspokojivě vysvětlen. V literatuře je asi nejvíce přijímán model, podle něhož pocházejí emisní čáry z disku, který obklopuje rychle rotující horkou hvězdu. Rychlá rotace je zřejmě jednou z podmínek pro vznik disku. Současná představa totiž naznačuje, že látka v disku je doplňována z povrchu rychle rotující hvězdy při epizodických výronech. Tyto výrony mohou být vyvolány například pulsacemi, jak naznačuje jeden z modelů, a protože hvězdy rotují rychlostí blízkou kritické, postačí jen malý impuls, aby v oblasti rovníku chuchvalec látky z hvězdy získal větší než únikovou rychlost. Látka však neuniká volně do prostoru, ale kupí se v rovníkové rovině a vytváří rozsáhlý plynný disk. Ten musí být neustále doplňován dalšími výrony, neboť samovolná životnost takového disku se počítá na měsíce.  

V hypotéze zůstává jeden velký otazník: jak je možné, že se tyto hvězdy otáčejí tak rychle? Z provedených přehledových pozorování se zdá, že Be hvězdy nenacházíme příliš často ve dvojici s jinou hvězdou na hlavní posloupnosti. Horké hvězdy jsou ale obecně osamoceny jen výjimečně. Je tedy možné, že v původní dvojhvězdě se druhá složka vyvíjela rychleji, při vzájemném přenosu hmoty předala souputnici výrazné množství momentu hybnosti, čímž ji roztočila, a následně se vyvinula do degenerovaného stavu, v němž je jen obtížně odhalitelná. V úvahu přicházejí i vícehvězdné interakce.

Pro lepší pochopení těchto jevů je výhodné studovat Be hvězdy ve vícenásobných systémech, což nám umožňuje „na dálku“ velmi přesně určit fyzikální parametry těchto hvězd. ν Geminorum je vhodnou příležitostí. První známky vícenásobnosti této hvězdy pocházejí z počátku 20. století, kdy bylo objeveno, že jasnost této hvězdy, nacházející se 540 světelných let od nás v souhvězdí Blíženců, se mění s periodou okolo 9,6 let. Pozorovatelé už tenkrát poukazovali na velmi komplexní změny vzhledu spektrálních čar. Složky této dvojhvězdy jsou příliš blízko u sebe, aby bylo možné je rozlišit dalekohledy. Odlišit od sebe dvě hlavní komponenty bylo možné až prostřednictvím interferometrie.
Prací, které se ν Gem zabývaly, nalezneme v literatuře celou řádku. Na sklonku 20. století bylo jasné, že jedna z hvězd systému nese neklamné známky Be jevu, na vysvětlení komplexní proměnnosti tvaru spektrálních čar to ale nestačilo. Až teprve před 15 lety se objevila informace, že dostupná pozorování by bylo možné vysvětlit lépe, kdyby Be hvězda obíhala nejen jednu horkou hvězdu, ale hned jejich nerozlišený pár. Trvalo to ještě pěknou řádku let, než se podařilo sesbírat pozorovací materiál, s jehož pomocí se týmu astronomů, mezi nimi i pracovníkům pražské části ASU, podařilo tuto hypotézu prokázat.

Zkombinovat a uvážit se toho muselo opravdu hodně. Jednak byla k dispozici interferometrická pozorování. A to jak metodou skvrnkové interferometrie, při níž jsou pořizovány sekvence velmi krátkých expozic a jejich chytrým složením lze velmi účinně potlačit vliv zemské atmosféry, která jinak limituje prostorové rozlišení. Skvrnkovou interferometrií se podařilo při několika příležitostech rozlišit hlavní složky A (horká hvězda) a B (hvězda s Be jevem) a získat tak geometrický pohled na zdánlivou dráhu těchto složek. Dále byla použita i interferometrie s dlouhou základnou, při níž se kombinuje dohromady světlo z více dalekohledů a získá se tak úhlové rozlišení, jaké by poskytoval dalekohled o průměru srovnatelném se vzájemnou vzdáleností dalekohledů. Tato pozorování byla pořízena pomocí interferometru CHARA v Kalifornii, na němž teď pracuje bývalý diplomant Petra Hadravy Robert Klement, který je současně hlavním autorem představovaného článku. Optická interferometrie na dlouhé základně umožnila zobrazit nejen složky A a B, ale i zcela prokazatelně rozlišit složku A na dvě komponenty s označením Aa a Ab. Pro dráhové řešení autoři využili spektroskopická měření, jejichž těžiště bylo pořízeno 2metrovým Perkovým dalekohledem v Ondřejově, a dále pak v ESO a dalších světových observatořích. Autoři využili i archivní pozorování z nejrůznějších zdrojů shromážděné v databázi BeSS. K dispozici měli i polarimetrická pozorování z přístroje HPOL, jejichž časová řada významně přispěla k závěru, že orientace disku okolo složky B je dlouhodobě stabilní.

Klíčem k úspěšné klasifikaci jednotlivých hvězd a výpočtu orbitálního řešení trojhvězdy bylo použití metody rozmotávání spekter. Program KOREL vyvinutý Petrem Hadravou slouží k oddělení spekter jednotlivých složek z časové sekvence pozorovaných spekter celé soustavy a k současnému určení parametrů oběžné dráhy. Pro časové okamžiky odpovídající pořízeným spektrům je možné také stanovit radiální rychlosti jednotlivých složek.

K lepšímu popisu oběžných drah jednotlivých složek trojhvězdy bylo použito současné řešení křivky radiálních rychlostí a vizuálních orbit získaných z interferometrie pomocí dalšího Hadravova programu FOTEL. Každá z pozorovacích řad je citlivá na jiné parametry oběžných drah a jejich kombinace tak umožňuje získat smysluplné řešení, které vyhovuje všem těmto pozorováním. Při modelování datových řad se jen málokdy podaří získat jednoznačné řešení, obvykle je těch „dobrých“ hned několik a na první pohled není zřejmé, které z nich je „lepší“. Nejinak tomu bylo i v případě ν Gem. Na základě vlastností těchto řešení z nich autoři podle své zkušenosti vybrali jedno, které považují za reprezentativní, nejlépe vyhovující fyzikálním předpokladům.

Podle tohoto řešení je pak ν Gem trojhvězdou složenou z trojice hvězd s téměř identickými hmotnostmi 3,3 hmotnosti Slunce. Dvě z těchto hvězd vytvářejí dvojhvězdu A, ty se vzájemně obíhají po téměř kruhových dráhách s periodou 53,8 dne. Jedna z dvojice hvězd je méně jasná, ta se současně projevuje širšími spektrálními čarami než její kolegyně. Vzhledem k tomu, že by mělo jít o hvězdy stejné hmotnosti, věku i chemického složení, není jasné, proč jedna z nich má asi poloviční jasnost. Je možné, že v této hádance bude hrát roli odlišná rotační rychlost těchto hvězd.

Dvojhvězda A je pak z větší vzdálenosti doprovázena složkou B, která je hvězdou obklopenou plynným diskem. Be hvězda oběhne dvojhvězdu A jednou za 19,1 roků po výstředné dráze. Obě oběžné roviny jsou si velmi blízké, s vysokou pravděpodobností je jim blízká i rovina plynného disku kolem složky B. Vzhledem k celkovému zarovnání systému je nepravděpodobné, že by byla složka B zachycena dvojhvězdou. Otázkou tedy zůstává, jak složka B přišla ke svému velmi vysokému rotačnímu momentu hybnosti. Nelze vyloučit, že i B je ve skutečnosti dvojhvězdou, kdy průvodcem by mohl být velmi malý a slabý bílý trpaslík coby pozůstatek rychleji se vyvíjející složky, který stále uniká spatření. A pozornosti by nemělo ani uniknout, že všechny tři známé hvězdy v trojhvězdě mají téměř identické hmotnosti. I tato situace je mezi známými systémy značně neobvyklá a zasloužila by si vysvětlení. Pravděpodobně tyto otevřené otázky, nejasnosti a podivnosti v systému ν Gem časem povedou k rozluštění tajemství původu této podivné trojhvězdy.

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Stelární oddělení ASU AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR