V694 Mon - hvězda s vrtulí

V694 Mon - A Star with a Propeller


Perseus 5/1999



V694 Mon je zvláštní symbiotická dvojhvězda s výtryskem ve směru našeho pohledu na ni. Díky popsanému optickému chování můžeme usuzovat, že právě v této době prochází hvězda neaktivní fází, při níž máme neobyčejnou příležitost studovat okolí horké složky. Velmi potřebná jsou dat v oborech UV a X. Neaktivní fáze skončí pravděpodobně roku 2000.
          
V694 Mon is very peculiar symbiotic binary with a jet in our line-of-sight. We can assume that the star enters an inactive phase which may end up in the year 2000. We can therefore easily observe the close surroundings of the hot component. Additional UV and X-ray observations are crucial.



     V694 Mon (MWC 560) byla objevena Merrillem a Burwellem v roce 1943 jako objekt vykazující silné emisní spektrum. Později se zjistila příslušnost tohoto objektu k symbiotickým dvojhvězdám. Systém se skládá z červeného obra se spektrem M4.5 a bílého trpaslíka, jenž je pravděpodobně obdařen nezvykle silným magnetickým polem. V optické oblasti spektra dominuje horké kontinuum hvězdy spektrálního typu B až A. "Les" spektrálních čar (hlavně HI a jednou ionizované kovy) má konstantní radiální rychlost a relativně malé změny intenzity. To znamená, že z našeho pohledu se v soustavě neprojevuje orbitální pohyb a tudíž se na ni díváme "zhora". Nejzajímavější na V694 Mon se zdá být výtrysk (jet), jenž míří přímo na nás a ve spektru se projevuje velmi širokými a proměnnými absorpčními čarami jednou ionizovaných kovů a také Balmerovy série vodíku. Relativní radiální rychlost, s níž se k nám výtrysk pohybuje, dosahuje hodnot až 6000 km/s. Další absorpční, ale i emisní, čáry ve spektru mají červený posun kolem 2000 km/s, ale jinak stejný tvar a šířku jako modře posunuté čáry prvního jetu a indikují přítomnost opačně orientovaného výtrysku. V694 Mon je tedy ojedinělou symbiotickou proměnnou s akrečním diskem a bipolárním výtryskem. Předpokládá se, že tento objekt je pravděpodobně prototypem nové podtřídy symbiotických dvojhvězd, tzv. propellers, což česky znamená něco jako lodní šroub nebo vrtule (proto ten podivný nadpis). Nezvykle velká svítivost horké složky v těchto objektech pochází částečně od akrece hvězdného větru červeného obra a částečně z rotační energie bílého trpaslíka přenesené na dopadající hmotu pomocí magnetického pole.
Obrázek 1     Obrázek 1: Flickering v oboru U 1. ledna 1998. Křížky je
     zaznačena jasnost srovnávací hvězdy (HD 59380)
     během pozorování posunutá o konstantu. (IBVS 4598)

Obrázek 2     Obrázek 2: Vizuální odhady V694 Mon A. Jonese. Byla
     provedena korekce -0,22 mag pro shodu s oborem V. (IBVS 4519)

Obrázek 3     Obrázek 3: Světelná křivka V694 Mon z různých zdrojů (body).
     Hlavní část tvoří data získaná ze sonnebergských desek. Plná
     čára je proložení sinusoidou s amplitudou 0,72 mag a elementy
     JD(Min) = 243755 + 1930 × E. (IBVS 3824)
     Po fyzikálním popisu soustavy se konečně můžeme zabývat její proměnností. Solidní fotometrická data ve více oborech můžeme nalézt teprve od roku 1990 po vyhlášení pozorovací kampaně Tomovem (1990). Světelné změny probíhají na časových škálách minut až roků. Začneme od nejrychlejších změn. Jako u většiny hvězd s akrečním diskem (ze symbiotických třeba CH Cyg) se u V694 Mon vyskytují rychlé změny jasnosti, tzv. flickering (Obr. 1). Probíhá v řádu desítek minut až hodin. Největší amplitudy dosahuje v oboru U (až 0,7 mag) a zdá se, že v období minimální jasnosti (neaktivní fáze) je amplituda největší. Poblíž maxima se rozsah změn zmenší na 0,3 mag. Na pozadí tohoto jevu může být emisní čára HII. Na časové škále desítek až stovek dnů se vyskytují živé změny eruptivního charakteru (Obr. 2). Typická amplituda může být (podobně jako mezi 23. 3. - 23. 4. 1997) 1,5 mag (U), 0,9 mag (B), 0,7 mag (V), 0,3 mag (R) a pravděpodobně 0,1 až 0,15 mag v oboru I. Dlužno poznamenat, že spektru v oboru I dominuje záření červeného obra, a proto světelné změny v této oblasti odpovídají pravděpodobně pulzacím červeného obra. V neposlední řadě se projevuje také orbitální perioda (ač ze spektra nezjistitelná) modulacemi jasnosti s periodou 1930 dnů a amplitudou 0,72 mag, jak ukazuje obrázek 3. Tyto změny nesouvisí s pulzacemi chladné složky, protože takto pravidelné mohou být pouze miridy a ty nemají periody delší než 1000 dnů. Tyto změny se vysvětlují odlišnou vzájemnou vzdáleností složek. Nestabilní přenos hmoty z červeného obra do akrečního disku může produkovat dlouhodobé variace jasnosti, jak ukazují vrcholy vymykající se funkci na obrázku 3. Lze též pozorovat dlouhodobý vzestup jasnosti.
      V polovině minulého léta poklesla jasnost V694 Mon v oboru B pod hranici 12 mag, z čehož se dá předpokládat, že se hvězda podobně jako v letech 1943 - 1954, 1958 - 1961 a 1969 - 1971 uchyluje do neaktivního stavu. V tomto stavu neprojevuje horká složka sytému žádnou aktivitu. Tato fáze může trvat až několik let, dokud se obě hvězdy nesetkají poblíž periastra své dráhy (kolem roku 2000), jež je opět vybudí do aktivní fáze. Během neaktivní fáze máme jedinečnou příležitost prozkoumat blízké okolí bílého trpaslíka, takže pozorování v ultrafialovém, rentgenovém a rádiovém oboru jsou velmi užitečná.

Literatura/References:


Zpět na seznam článků