Výzkumy v ASU AV ČR (44): Rekurentní novy v galaxii M 31

Novy jsou zvláštní kategorií tzv. kataklyzmických dvojhvězd, tedy dvojhvězdného systému s jednou kompaktní komponentou. V případě nov jde o bílého trpaslíka, na něhož z méně vyvinuté složky přetéká hmota přes librační bod. Jakmile přesáhne hmotnost akreované obálky mez stability, překotně se zapálí termonukleární reakce v atmosféře bílého trpaslíka a hvězda krátce výrazně zazáří – v maximu jasnosti je typicky desettisíckrát jasnější oproti klidovému stavu. Na pozemské obloze pozorujeme klasickou novu. Překročí-li hmotnost bílého trpaslíka a obálky Chandrasekharovu mez (přibližně 1,4 hmotnosti Slunce), trpaslík náhle gravitačně zkolabuje, exploze prostoupí celou hvězdu a pozorujeme supernovu typu Ia. Ta vede k destrukci trpaslíka.

Explozi novy však bílý trpaslík obvykle přežije. Jakmile se materiál v obálce vyčerpá, termojaderná reakce pohasne, jasnost hvězdy se vrátí k normálu a začíná opět pomalá fáze ukládání materiálu přitékajícího z dárcovské hvězdy. Již takto z náhledu věci je zřejmé, že k výbuchu novy by mělo docházet v daném systému opakovaně a to tak dlouho, dokud je k dispozici materiál přicházející ze sekundární složky vyplňující svůj Rocheův lalok nebo dokud není trpaslík zničen. Problémem je, že odhadnuté časy nutné pro znovudosažení potřebného limitu jsou v řádu tisíců až milionů let, tedy déle než sahá pozorovatelská zkušenost lidstva. Jsou ovšem i exempláře, u nichž tento jev probíhá opakovaně v kratších časových škálách, v desítkách až stovkách let. Pokud se opakují po méně než 100 letech, označíme takové za rekurentní novy. Aby bylo možné rychlé opakování překotné termojaderné fúze, je po teoretické stránce nutné, aby bílý trpaslík měl hmotnost blízkou Chandrasekharovu limitu a navíc rapidní přítok hmoty ze sousední hvězdy, v řádu 10^-7 až 10^-8 hmotností Slunce za rok.

Zatímco v naší Galaxii máme z moderní éry informace o stovkách klasických nov, těch rekurentních je známo pouze deset. Pozorování nov v naší vlastní Galaxii jsou však ztížena tím, že se do Galaxie díváme „z boku“, takže mezihvězdný prach nám neumožní dohlédnout příliš daleko a nemáme tak dokonalý přehled o dění v celé Galaxii. Naproti tomu blízká galaxie M 31 leží téměř v ideální orientaci (vidíme celý disk) dostatečně blízko na to, abychom v ní mohli rozlišit jednotlivé hvězdy – a tedy i jednotlivé novy. V současnosti je v M 31 katalogizováno více než 900 nov a v tomto počtu je tak tato galaxie lepším kandidátem pro vyhledávání rekurentních nov než náš vlastní hvězdný ostrov.

Vzhledem k již zmíněné specializaci K. Hornocha z ASU na novy v M 31 (dlužno podotknout, že Kamil je jinak universálním pozorovatelem operujícím jak 0,65m dalekohled v Ondřejově tak 1,54m Dánský dalekohled v Chile především s cílem časově rozlišené fotometrie planetek) není tedy až tak velkým překvapením, že se vyjma autorství již zmíněných Astronomických telegramů objevil v posledním roce v seznamu autorů i tří prací vydaných v prestižních astronomických odborných časopisech, které se zabývají rekurentními novami v M 31.

Dva z těchto článků zevrubně analyzovaly jeden zajímavý exemplář s katalogovým označením M31N 2008-12a. Její výjimečnost je zejména v tom, že k zažehnutí novy dochází s periodou velmi blízkou pouhému jednomu roku! Tedy každý rok (v těchto letech na podzim) v tomto systému dojde k překročení potřebné meze a překotné termojaderné reakci. Ta je velmi rychlá, nova se do původního stavu dostává za pouhé tři týdny (zářivý výkon poklesne na šestinu za pouhé dva dny). Podle provedených analýz a dohledání předchůdce na snímcích z Hubbleova dalekohledu se zdá, že jde nejspíše o bílého trpaslíka s hmotností 1,38 hmotnosti Slunce a přítokem hmoty ze sekundáru rychlostí 3,6×10^-7 hmotnosti Slunce za rok. Průvodcem je nejspíš vyvinutá hvězda ve stádiu červeného obra, nedá se ale vyloučit ani scénář s přítomnosti podobří složky. Vzhledem k opakování jevu s železnou pravidelností se podařilo očekávaný výbuch v říjnu 2014 pozorovat se zpožděním pouhého necelého dne. Po každém výbuchu se od epicentra šíří vlna materiálu rychlostí kolem 2600 km/s, což je mnohem méně, než se v podobných situacích očekává. Navíc postupující obálka znatelně zpomaluje o cca 280 km/s každý den, což je zřejmě způsobeno přítomností cirkumstelárního materiálu, jehož původ je nejspíš ve hvězdném větru sekundární složky. Přítomnost „mlhavosti“ na snímcích pořízených ve vodíkové čáře Hα tomuto scénáři přisvědčuje.

O systému  M31N 2008-12a tedy máme až překvapivě mnoho informací s ohledem na to, že se jedná o systém v jiné galaxii. A další informace se čekají. To až ke konci tohoto roku dojde k dalšímu vzplanutí, na které bude čekat celá armáda pozemních dalekohledů (ondřejovské nevyjímaje), tak i těch na oběžné dráze včetně HST (avšak viz poznámka dole).

M31N 2008-12a však není jedinou rekurentní novou známou v M 31, o čemž pojednává třetí článek, jehož je K. Hornoch spoluautorem. Z provedené studie vyplývá, že z 964 nov známých ke konci roku 2013 jich dvanáct je nejspíše rekurentních a další čtyři systémy jsou z rekurence silně podezřelé. Statisticky tedy vychází, že kolem 4 % nov pozorovaných v posledním století v M 31 jsou novy rekurentní. Autoři provedli dodatečnou Monte Carlo simulaci a odhadli efektivitu použitého vyhledávacího algoritmu, která vychází velmi malá, kolem pouhých 10 % (tedy devět z deseti rekurentních nov by při použitém přístupu nebylo odhaleno).

Pokud tato dvě čísla extrapolujeme zjistíme, že v M 31 je přinejlepším každá třetí nova rekurentní s časem opakování menším než 100 let. Pro myslitelné parametry dvojhvězdných systémů to znamená, že rekurentní novy nejspíše nepřispívají příliš ke vzniku supernov typu Ia (odhadem z tohoto scénáře pochází asi 2 % supernov Ia v galaxii jako je M 31), favorizovaným scénářem vzniku supernov typu Ia se tedy podle této práce stává srážka dvou bílých trpaslíků.

Takový závěr má větší dopad než se zdá. Kdyby totiž supernovy Ia vznikaly z rekurentních nov, došlo by k jejich zážehu při stejné hmotnosti materiálu a tedy i celková svítivost takových supernov by měla být pro všechny jevy srovnatelná. To je základní předpoklad tzv. standardní svíčky, metody používané v kosmologii pro určování vzdáleností. Právě s využitím supernov typu Ia jako standardních svíček bylo mimo jiné odhaleno zrychlené rozpínání vesmíru. Při srážkách dvou bílých trpaslíků ale může být hmotnost v okamžiku zážehu různá, z čehož vyplývá i různá svítivost. Takové objekty by však jako standardní svíčky byly jen obtížně použitelnými, resp. určené vzdálenosti by byly zatíženy značnou nejistotou a stejně nejistými by se staly i závěry s jejich pomocí učiněné.

A tak se zdá, že činnost, s kterou začínal K. Hornoch jako amatér, může pomoci získat odpovědi na základní otázky dotýkající se struktury a vývoje celého vesmíru.

Poznámka: Těsně před vydáním této zprávy se astronomové dočkali. Rekurentní nova M31N 2008-12a opět zjasnila, jako první oznámili objev astronomové z Havaje 28. srpna 2015. Jedná se tedy již o celkově osmou pozorovanou erupci tohoto systému. Na jejím sledování se samozřejmě podíli i Kamil Hornoch a jeho kolegové, o čemž svědčí např. Astronomický telegram č. 7969. Erupci vůbec poprvé pozoruje i Hubblův kosmický dalekohled.

Reference:
Darnley, M. J. a kol., A remarkable recurrent nova in M31: Discovery and optical/UV observations of the predicted 2014 eruption, Astronomy & Astrophysics (2015) přijato, arXiv:1506.04202
Darnley, M. J. a kol., A remarkable recurrent nova in M 31: The optical observations, Astronomy & Astrophysics 563 (2014) id.L9, arXiv:1401.2905
Shafter, A. W. a kol., Recurrent Novae in M31, Astrophysical Journal Supplement 216 (2015) article id. 34, arXiv:1412.8510

Kontakt:
Kamil Hornoch, kamil.hornoch@asu.cas.cz

Převzato: Astronomický ústav AV ČR