Typy proměnných hvězd

Symbiotické proměnné



Symbiotické proměnné hvězdy jsou dlouhoperiodické interagující dvojhvězdy.

Základní údaje
Symbiotické proměnné hvězdy jsou dlouhoperiodické interagující dvojhvězdy, jejichž jednu složku tvoří vyvinutý červený obr (nejčastěji spektra M III), který přenáší hmotu na svého horkého a kompaktního průvodce (nejčastěji bílý trpaslík). Přenos hmoty se v naprosté většině případů uskutečňuje hvězdným větrem vyvinuté složky, který je jak známo velmi vydatný. Hvězdný vítr obra se intenzivním krátkovlnným zářením horké složky ionizuje a vzniká symbiotická mlhovina o teplotě 7000 K až 15000 K. Ve spektru soustavy tedy pozorujeme dvě hvězdné složky a jednu mlhovinnou. V katalogu GCVS je symbiotickým proměnným přiřazeno buď označení ZAND nebo nějaké úplně jiné (třeba mirida, bez známého typu, unikátní proměnná, nova, atd.). Statistika a členění tedy musí vycházet z jiných zdrojů než z GCVS.

Symbiotické proměnné hvězdy mohou být rozděleny do dvou podtypů na základě jejich vyzařování v infračervené oblasti (Allen 1983): typ S (stellar - hvězdný) obsahující obyčejné červené obry a typ D (dusty - prachový) složený z pulzující proměnné typu Mira obklopené horkou prachovou obálkou. Fyzikální příčina dělení je vzdálenost obou složek. Vzdálenost musí být tak velká, aby se tam červený obr "vlezl", a přitom musí být dostatečně malá, aby mohlo docházet k přenosu hmoty (mirida s prachovou obálkou je značně větší než obyčejný červený obr a tudíž musí mít kolem sebe více prostoru). Všechny symbiotické proměnné se známou orbitální periodou patří k podtypu S, u podtypu D jsou očekávané periody podstatně delší než obodobí sledování těchto hvězd. Obecně vzato, vzdálenost složek v symbiotikách typu D musí být vždy větší než oblast formování prachu. Pokud uvažujeme tuto oblast ł 5 ´ Rmiridy a poloměr miry Rmiridy ~ 1 ¸ 3 AU (např. Haniff, Scholz a Tuthill 1995), pak minimální vzdálenost složek dvojhvězdy je a ł 20 AU a příslušná orbitální perioda ł 50 let, pro jakoukoliv symbiotiku typu D.
Nejkratší oběžnou periodu má zřejmě čerstvě objevená StHa 190 (171 dnů; Munari a kol. 2001), ale ze zatím potvrzených symbiotik má nejkratší oběžnou periodu TX CVn (199 dnů, obrázek) a dále T CrB (228 dnů, obrázek).

Nedávno publikovaný katalog symbiotických proměnných hvězd obsahuje 188 potvrzených a 30 podezřelých objektů (Belczyński a kol. 2000). Z nich je 173 v naší Galaxii, 14 v Magellanových mračnech a jedna v Draco-1.

Charakteristické variace
Symbiotické proměnné se mohou měnit mnoha rozmanitými způsoby, které se studují pomocí spekter, křivek radiálních rychlostí a fotometrických změn. S dvojhvězdnou povahou souvisí zákryty horké složky chladnou, změny jasnosti červeného obra díky efektu odrazu (strana červeného obra přikloněná k horké složce je více zahřívána a tím pádem i svítivější) a slapové změny tvaru červeného obra (změny mají periodu poloviční než je oběžná). To bylo až donedávna uznávané vysvětlení. Ale Skopal (2001) ukázal, že reflexní efekt nedokáže ve většině konfigurací vyprodukovat změny jasnosti s amplitudou větší než 0,3 mag v oboru U (v oboru V menší než 0,1 mag) a pozorovaným tvarem. Tzv. reflexní efekt tedy vzniká díky ionizaci hvězdného větru chladné složky složkou horkou. Vzniklá mlhovina je částečně opticky neprůhledná a nesymetrického tvaru. Velká mlhovina produkuje sinusoidální variace, zatímco malá mlhovina se ve světelné křivce projeví plochými maximy a občas i sekundárním minimem, které může připomínat změny jako u slapově deformovaného obra. Rozdíl od dříve přijímaného modelu je ten, že se nezahřívá povrch červeného obra, ale hvězdný vítr, který produkuje.

Chladný obr může také vykazovat fyzickou proměnnost, nejčastěji radiální pulzace (všichni chladní obři v typu D a někteří typu S) nebo polopravidelné změny (podtyp S) na časové škále měsíců až roků (viz obrázek s křivkou CH Cyg). Kromě toho se vyskytují změny způsobené proměnným zastíněním způsobovaným okolohvězdným prachem (většina D systémů), cykly podobné slunečnímu, skvrny atd.

Proměnnost horké složky je ještě různorodější. Většina horkých složek v symbiotických systémech je tvořena svítivým (L ~ 1000 L¤) a teplým (T ~ 105 K) bílým trpaslíkem, jehož svítivost pochází z termonukleárně spalovaného materiálu získaného z chladné složky (u některých systémech byl ale tento předpoklad zpochybněn). V závislosti na rychlosti akrece mohou být tyto systému buď ve stavu "steady burning" (neustálé spalování dopadajícího materiálu) nebo prochází stádii zapálení nashromážděné vodíkové slupky. V mnoha případech mohou tato "zapálení" trvat i několik dekád - díky malé hmotnosti bílého trpaslíka. V mnoha systémech se navíc vyskytuje dlouhodobá (několik roků) aktivita horké složky, která může být způsobena fluktuacemi v akreci materiálu nebo přenosu hmoty.

Následují tři druhy "typických" (každý symbiotický systém je unikátní) druhů změn jasnosti: RX Pup, CI Cyg a CH Cyg.

RX Puppis - pravděpodobně rekurentní nova obsahující miridu
RX Pup je symbiotická dvojhvězda složená z dlouhoperiodické miridy (P » 578 dnů) obklopené tlustou prachovou slupkou a horkým bílým trpaslíkem o hmotnosti ~0,8 M¤. Vzdálenost složek může být až 50 AU (příslušná perioda oběhu ł 200 let), jak naznačuje přítomnost prachové slupky (při menší vzdálenosti by byl prach akretován horkou složkou nebo by se vzdálil ze soustavy; Mikołajewska a kol. 1999). Mirida nikdy není "nahá" bez svého prachového obalu - i během relativně "obnažených" fází vykazuje značně vysokou ztrátu hmoty, jejíž velikost se podobá galaktickým miridám s rychlou ztrátou hmoty.

Analýza dat RX Pup v různých spektrálních oborech ukazuje, že naprostá většina fotometrických a spektroskopických změn RX Pup v UV, vizuální a rádiové oblasti je zapříčiněno aktivitou horké složky. Mirida a její prachová slupka je zase zodpovědná téměř za všechny variace v infračervené oblasti (Mikołajewska a kol. 1999 a obrázek). Proměnná před třiceti lety vykonala erupci (podobnou nově). Horká složka zmenšovala svůj poloměr (za konstantní svítivosti) mezi roky 1975 a 1986 a byla zdrojem silného hvězdného větru, který neumožnil akreci hmoty z miridy. Kolem let 1988/9 horká složka změnila trend svého vývoje v HR diagramu a do roku 1991 zeslábla její svítivost až třicetkrát (vzhledem k maximální jasnosti ploché části křivky - viz hluboké minimum ve vizuální křivce na obrázku) a hvězdný vítr prakticky ustal. Kolem roku 1995 začal zbytek po nově (horká složka) znovu akretovat hmotu ztrácenou větrem miridy, jak naznačuje zvýšení optické jasnosti. Nejstarší pozorování naznačují, že podobný výbuch jako v sedmdesátých letech nastal kolem roku 1894.

Světelná křivka RX Pup v blízké infračervené oblasti vykazuje kromě pulzací miridy i výrazné dlouhodobé variace (obrázek). Dlouhodobé změny jsou nejlépe viditelné v panelu áJń, kde byly odstraněny pulzace miridy. Byly pozorovány velké změny zčervenání směrem k RX Pup, které byly doprovázeny zeslabeními v blízké infračervené oblasti (Mikołajewska a kol. 1999). Protože zčervenání spektrálních čar pocházejících z horké složky nebylo pozorováno, logicky vyvodíme, že jev nemá souvislost s horkou složkou ani s orbitálním pohybem. Jedná se o zastínění záření miridy způsobená obíhajícím oblakem prachu; podobné události byly pozorovány kromě symbiotických proměnných (např. Whitelock 1998) také u obyčejných mirid (např. Mattei 1997, Whitelock 1998). Při poslední takové události byla u RX Pup pozorována silná polarizace optického a infračerveného záření, což naznačuje, že jev způsobuje proměnnost parametrů okolohvězdného prachu kolem miridy (tj. počet a velikost částic; Mikołajewska a Ivison 2001).

CI Cygni - slapově deformovaný obr se sekundární složkou s akrečním diskem
Přestože většina symbiotických dvojhvězd přenáší hmotu pomocí hvězdného větru chladné složky, zdá se, že některé obsahují obra, který vyplňuje svůj Rocheův lalok. Takové systémy vykazují změny na časové škále let, které mohou být vysvětleny přítomností akrečního disku. Mezi nimi je nejlépe studovaná CI Cyg. Skládá se z obra spektrálního typu M5 II na asymptotické větvi obrů (M ~ 1,5 M¤) a horké složky o hmotnosti ~ 0,5 M¤, jejichž vzdálenost činí asi 2,2 AU (Kenyon a kol. 1991). Dosud není jasné, zda hmotu akretující horká složka je hvězdou hlavní posloupnosti nebo bílým trpaslíkem.

Na obrázku je znázorněna světelná křivka CI Cyg. Kromě hlubokých zákrytů horké složky červeným obrem jsou ve stádiu výbuchu zřetelné i oscilace s amplitudou 0,5 - 1,0 mag, které mají periodu asi 0,9 Porb. Také některé další systémy vykazují podobný jev v aktivním stavu, ve všech případech je dotyčná perioda o 10 - 15 % kratší než oběžná. I když původ tohoto jevu není dosud znám, Gális a kol. (1999) nedávno navrhli, že v případě AG Dra se jedná o radiální pulzace červeného obra a výbuchy jsou způsobeny rezonancí mezi pulzacemi a orbitálním pohybem. Na druhou stranu se tyto jevy vyskytují v době, kdy je příspěvek červeného obra do celkového záření velmi malý nebo zanedbatelný. Kromě toho se lidem zběhlým v oblasti kataklyzmických proměnných, hlavně hvězd typu SU UMa, hned vybaví známé superhumpy. Jejich perioda se liší od orbitální díky precesi akrečního disku, ve kterém superhumpy vznikají. To naznačuje, že by mohl být přítomen akreční disk.

Během výbuchu a jeho slábnutí jsou zákryty v optické oblasti spektra (UBV a spektrálních čarách H II, He I, He II) velmi ostré, zatímco v klidovém stavu se jedná spíše o sinusoidální změny. Kromě toho vykazují křivky v klidovém stavu v oborech VRI změnu s periodou poloviční orbitální, jak by se dalo čekat u obra eliptického tvaru (nemusí být pravda, viz výše). Amplituda změn DI = 0,15 mag je konzistentní s orbitálním sklonem 73° a poměrem hmotností Mobra/Mhorké složky = 3 (Kenyon a kol. 1991). Přechod od ostrých zákrytů k plochým byl doprovázen výraznými spektrálními změnami a objevením rádiového záření, jehož spektrum je velmi těžké vysvětlit.

CH Cyg - trojitý nebo dvojitý systém s magnetickým bílým trpaslíkem
Rekord ve složitosti světelných změn a množství pozorovaných jevů drží CH Cyg, systém s nejdelší změřenou oběžnou periodou - 15,5 roku, jehož světelnou křivku najdete na obrázku. Jak fotometrická světelná křivka tak křivka radiálních rychlostí vykazuje několik period. Přibližně 100 denní fotometrická perioda, která je nejlépe vidět v oborech VRI se obyčejně přisuzuje radiálním pulzacím červeného obra (Mikołajewski, Mikołajewska & Khudyakova 1992). Jak bylo ukázano, tato perioda se prodlužuje tempem asi 5 dnů/100 let, pravděpodobně kvůli vývoji červeného obra. Původ přibližně 756 denní periody, která se vyskytuje v křivce radiálních rychlostí, není dosud jasný. Existují pochyby, zda je systém dvojitý nebo trojitý (periody 756 dnů a 15,5 roku) a zda je symbiotický pár ten s kratší orbitální periodou nebo zda bílý trpaslík obíhá po vzdálenější dráze. Světelná křivka v blízké infračervené oblasti je podobná tomu, co provádí symbiotické miridy zakrývané prachem. Kromě toho byla Munarim a kol. (1996) objevena i fotometrická perioda 470 dnů, jejíž fázová křivka připomíná tzv. efekt odrazu (jenže perioda 470 dnů zase nebyla detekována ve spektroskopických datech, a tak je její vysvětlení dosud nejasné).

Horká složka vykazuje hned několik typů změn. Dochází zde k nepravidelným výbuchům doprovázenými rychlými a vydatnými výtrysky a jety. Kromě toho ještě rychlé změny na škále minut a další zvláštnosti, které nemohou být vysvětleny obyčejnou teorií symbiotických dvojhvězd (viz výše). Spekuluje se o nestabilní akreci na magnetického bílého trpaslíka (viz Fyzikální model).

Proměnná byla po dlouhou dobu (asi 100 let) neaktivní a sloužila jako Morganova-Keenanova standardní hvězda pro spektrální typ M6 III. V roce 1963 se ale v jejím spektru objevily emisní čáry a silně proměnné modré kontinuum - bílý trpaslík se "probudil". Od té doby se CH Cyg zařazuje k symbiotickým proměnným a byla studována na všech dostupných vlnových délkách, od rádiové oblasti až ke gamma paprskům. Maximální jasnost 5,6 mag (V) byla dosažena kolem roku 1984 v době zatím největšího pozorovaného výbuchu, který trval skoro deset let. Minimální jasnost 10,5 mag (V) byla dosažena roku 1996.

Fyzikální model
Základní fyzikální model symbiotických proměnných hvězd už byl zmíněn výše. Znovu pro zopakování: dlouhoperiodická dvojhvězda složená z bílého trpaslíka, červeného obra, který na trpaslíka přenáší hmotu (většinou hvězdným větrem), a mlhoviny, která vzniká ionizací hvězdného větru červeného obra. Kromě tohoto základního a standardně uznávaného modelu existují i některá jeho vylepšení či modifikace. Nejčastěji se týkají systému CH Cyg, jehož vysvětlení pomocí standardního modelu je velice, velice těžké.

Nejčastěji zmiňovaným alternativním modelem pro CH Cyg je "magnetic propeller" (něco jako magnetická vrtule). Tato teorie vznikla původně pro vysvětlení chování neutronových hvězd v rentgenových dvojhvězdách, ale lze ji aplikovat i na symbiotické proměnné. Nezbytným předpokladem modelu je horká rotující složka se silným magnetickým polem. Plyn zachycený gravitací bílého trpaslíka se usazuje na hranici jeho magnetosféry. Pod touto hranicí je dopadající hmota kontrolována magnetickým polem (až 108 G) a rotuje stejně rychle jako hvězda (korotace). Plyn se usazuje na hvězdu pokud je poloměr magnetosféry menší než poloměr korotace, kde je kepleriánská rychlost oběhu rovná rychlosti rotace hvězdy (stejné jako geostacionární dráha kolem Země). Akrece je způsobena převahou gravitační síly nad silou odstředivou. Opačný jev (tj. vypuzování hmoty od hvězdy) nastává, když je poloměr magnetosféry větší než poloměr korotace; rotující magnetické pole se chová jako "vrtule". Díky souběžné existenci akrece a vypuzování hmoty z hvězdy dochází k interakci obou proudů, která dosud není příliš prozkoumaná. Předpokládá se, že hmota vypuzovaná od hvězdy se neztratí, ale vytvoří kolem magnetosféry bílého trpaslíka obálku. Podrobnější popis modelu je mimo rámec tohoto útvaru a ani autor mu příliš nerozumí. Pro zájemce doporučuji práci Panferov a Mikołajewski (2000).
Pozorovatelné příznaky "magnetické vrtule" jsou: (i) nevyzpytatelné změny, když je poloměr magnetosféry poblíž nebo pod poloměrem korotace, (ii) poklesy jasnosti, které nastanou při změně stavu akretor-"vrtule" nebo nestabilitě akrece, (iii) výtrysky, (iv) svítivost horké složky pochází od velice nehomogenní obálky kolem bílého trpaslíka.
Kromě CH Cyg jako zákrytového systému patří k objektům vysvětlovaným tímto modelem také MWC 560 (=V694 Mon), která ale na rozdíl od CH Cyg má téměř nulový orbitální sklon. V soustavě tedy nenastávají zákryty, ale zato výtrysk míří přímo na nás a je pozorován jako modrý posun některých spektrálních čar (někdy i stejně velký červený posun).

Pro CH Cyg byl nedávno navržen model (Kato 2000), který vysvětluje dílčí zeslabení pozorovaná v nedávném aktivním stavu. Samo o sobě se nabízí vysvětlení v podobě zákrytů; tato zeslabení však nejsou periodická a navíc je jejich tvar asymetrický - pokles je rychlejší než vzestup. Kato (2000) si všiml podobnosti mezi světelnou křivkou CH Cyg a V Sge, super měkkým zdrojem rentgenového záření, které se dostavuje právě ve stavech nízké jasnosti. Samotné superměkké zdroje rentgenového záření nejsou dosud příliš prozkoumány, jejich charakteristickým znakem je emise He II a jety. Jak naznačuje sám autor teorie, jedná se pouze o částečné a jedno možné vysvětlení.

Jednou z donedávna nevyřešených otázek jsou zdánlivé změny oběžné periody u symbiotických dvojhvězd (resp. rozdílné oběžné periody určené spektroskopicky a fotometricky). Jak je zřetelné z obrázku, jasnost proměnné a perioda spolu navzájem korelují. To je způsobeno změnou rozložení energie ve spektru horké složky při přechodu mezi různými stavy. Během klidové fáze, kdy dominují optickému spektru mlhovinné čáry, nastávají minima před spektroskopickou konjunkcí obra a bílého trpaslíka. Zatímco během aktivních fází, kdy záření díky rekombinaci atomů a elektronů poklesne a objeví se chladná slupka kolem horké složky, nastávají minima přesně ve shodě se spektroskopickými pozorováními (další detaily a více světelných křivek a O-C diagramů ve Skopal 1998).

V současnosti zbývá vyřešit ještě hodně otázek kolem symbiotických dvojhvězd. Co způsobuje vícenásobné výbuchy u CI Cyg a podobných systémů? Jaké procento z nich obsahuje slapově deformovaného obra? Co způsobuje sekundární periodu (0,9 - 0,8 Porb) v době výbuchu u některých systémů? Je možné to pokládat za důkaz existence akrečního disku?

Možnosti amatérského sledování
Pozorování mirid je důležité nejenom kvůli pochopení podstaty symbiotického fenoménu, ale také kvůli studiu podobných prostředí u jiných objektů (obři, planetární mlhoviny, novy, supernovy, super měkké zdroje rentgenového záření, horké hvězdy a dokonce aktivní galaktická jádra). Kromě toho umožňuje pochopit evoluci v systému oddělené dvojhvězdy o nízké hmotnosti.

V současné době známe kolem 120 symbiotik třídy S jasnější 15 mag (V). Z nich známe orbitální periody jen u 30 (18 je zákrytových). U 21 známe spektroskopické dráhy a u 8 z nich mohl být určen i poměr hmotností. U 33 galaktických symbiotických dvojhvězd typu D známe pulzační periody (a tedy potvrzení přítomnosti miridy) jen u 12 z nich.

Pole symbiotických proměnných hvězd je tedy pro amatéry dosud otevřené. Samozřejmě, že je lepší použít CCD kameru a měření vykonávat v několika filtrech (čím víc, tím líp), ale i pouhé vizuální odhady při velkém počtu mohou být velmi užitečné. To dokládá velké množství vizuálních křivek rozesetých na pravé straně tohoto útvaru a velké množství detailů, které lze pomocí nich demonstrovat. Většina profesionálních článků o symbiotických proměnných přikládá k fotoelektrickým a CCD křivkám také vizuální odhady.

Několik hvězd z programu MEDÚZY a informace o nich
Skupina pozorovatelů proměnných hvězd MEDÚZA má ve svém pozorovacím programu také několik symbiotických proměnných hvězd. Kromě světelných křivek T CrB, TX CVn, CH Cyg a CI Cyg, které už byly prezentovány a rozebrány výše, má MEDÚZA pozorování pro:

Zpět na obsah

Literatura: