Výzkumy v ASU AV ČR (79): Binární bílý trpaslík s magnetickou složkou

Značné procento bílých trpaslíků má vlastní magnetická pole, často velmi silné, v řádech tisíců až milionů gaussů¹⁾. Původ magnetismu v těchto degenerovaných hvězdách je stále obestřen záhadou. Odborníci dnes uznávají v zásadě dva modely uspokojivě vysvětlující magnetické vlastnosti bílých trpaslíků. Spíše v minulosti favorizovanou hypotézou bylo to, že předchůdcem magnetických bílých trpaslíků byly magnetické hvězdy typu Ap nebo Bp, které samy o sobě vykazují známky silných magnetických polí. Jednoduchými škálovacími zákony lze odvodit, že takto je možné dosáhnout intenzity polí až desítek milionů gaussů v degenerované hvězdě. Předchůdci trpaslíků se slabšími poli by pak musely být hvězdy, jež za svého života měly intenzity magnetických polí menší, často pod současnými detekčními limity.

V nedávné minulosti se ale do popředí zájmu dostala druhá hypotéza, která předpokládá, že magnetismus bílých trpaslíků je výsledkem dynamového procesu během vývoje interagujícího dvojhvězdného systému ve společné obálce. Důvodem současného zájmu o toto vysvětlení je především to, že všichni magnetičtí bílí trpaslíci jsou buď osamoceni (vznikli by srážkou dvojhvězdy ve společné obálce) nebo v těsných interagujících systémech. Žádný magnetický bílý trpaslík se nenachází v neinteragující dvojhvězdě s nedegenerovanou složkou.

Systém NLTT 12758, studovaný A. Kawkou a jejími kolegy, je dvojitě degenerovaným systémem, tedy dvojhvězdou složenou ze dvou bílých trpaslíků. Jeden z nich vykazuje známky magnetického pole, zatímco ten druhý je v rámci detekčních limitů nemagnetický. Tým využil pro podrobnou analýzu tohoto systému celou plejádu fotometrických i spektroskopických přístrojů na jižní polokouli, včetně dat z přehlídkových projektů. Z těchto pozorování určili fyzikální parametry této neobvyklé dvojhvězdy. Orbitální perioda dvojice tak činí přibližně 1,15 dne, hvězdy mají hmotnosti 0,69 a 0,83 hmotnosti Slunce a povrchové teploty 7220 a 7950 K (první údaj se vztahuje vždy k magnetizované složce). Magnetická složka se otáčí kolem své osy s periodou 22,6 minut, přičemž hlavním důvodem rotační modulace je nejspíš přítomnost chladnějších skvrn na povrchu trpaslíka.

Pro magnetickou komponentu autoři zkonstruovali též model magnetického pole. Podle tohoto modelu je intenzita magnetického pole chladnější složky 3,1 MG¹⁾ a střed magnetického dipólu je vychýlen od gravitačního středu hvězdy asi o desetinu poloměru směrem k severnímu pólu. Věk chladnutí pro obě komponenty je kolem dvou miliard let, což vzhledem k podobné hmotnosti obou složek potvrzuje konzistentní odvozený obraz systému.

Vypočtený vývojový model pak ukazuje množství vývojových zvratů. Hvězdy začínaly před téměř 2,8 miliardami let na hlavní posloupnosti s hmotnostmi 3,75 a 2,8 hmot Slunce a obíhaly se vzájemně s periodou 2656 dní. Do fáze rudého obra pak přešla hmotnější hvězda po 212 milionech let od počátku vývoje, ve věku 256 milionů let pak zaplnila svůj Rocheův lalok, čímž začala přetékat na méně hmotnou složku. Vytvořila se společná obálka, v níž se první složka záhy přeměnila na bílého trpaslíka. Vývoj ve společné obálce prudce zkrátil oběžnou periodu na 864 dní, vzdálenost obou složek se zkrátila skoro o dvě třetiny na 588 poloměrů Slunce.

Přeteklá hmota omladila druhou složku, z níž se ve věku 443 milionů let oficiálně stal modrý opozdilec. Ale i ten 452 milionů let po začátku vývoje expanduje na druhého obra, a posléze přetéká na první složku, z níž je již bílý trpaslík. Opět vzniká společná obálka, oběžná perioda dvojhvězdy se skokově mění na 1,16 dne a vzdálenost složek klesá na pouhých 5,3 poloměrů Slunce. Ve věku 571 milionů let se i z druhé složky stává kyslíko-uhlíkový bílý trpaslík.

Systém se nyní nachází v neinteragující fázi. Vyzařováním gravitačních vln se sice stále snižuje vzájemná vzdálenost obou složek, ale jejich splynutí nelze čekat dříve než za 140 miliard let. Jaký bude výsledek takového splynutí není v současnosti zcela zřejmé. Buď vznikne rychle rotující neutronová hvězda, nebo systém vybuchne jako supernova typu Ia.

Dvojitě degenerovaný systém je zajímavou astrofyzikální laboratoří, který v sobě skrývá odpovědi na otázky vývoje hvězd a hvězdných systémů i vzniku magnetických polí v hvězdách. Jen přímým studiem zajímavých systémů jako je například NLTT 12758 se lze k těmto odpovědím dobrat a astrofyzikové z ASU hrají v tomto procesu důležitou úlohu.

REFERENCE

Kawka, A. a kol., A fast spinning magnetic white dwarf in the double-degenerate, super-Chandrasekhar system NLTT 12758, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society v tisku, preprint arXiv:1612.00325

KONTAKT

Adéla Kawka, PhD
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR
Email: kawka@sunstel.asu.cas.cz

¹⁾ 1 gauss (G) je jednotka magnetické indukce v absolutní soustavě elektromagnetické, která je rovna 0,0001 T (tesla) v soustavě SI.  Jednotkou intenzity magnetického pole v abs. soustavě elektromagnetické je oersted (Oe), ve vakuu rovný 1 G.

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

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.