Novinky

Na čem pracujeme: Nové dvojhvězdy s horkou podtrpasličí hvězdou a vlastnosti této populace hvězd

Hvězdy jsou v diagramu efektivní teplota—svítivost (tzv. Hertzsprungově-Russelově diagramu) rozloženy nerovnoměrně. Nejvíce jich najdeme na hlavní posloupnosti, méně pak v oblasti rudých obrů a nemalý počet zástupců i úplně vlevo dole mezi bílými trpaslíky. Na H-R diagramu jsou však přítomny i nejrůznější exotičtější typy hvězd, mezi něž patří i modří podtrpaslíci. Ti se stali cílem přehledové studie A. Kawky, S. Vennese a jejích kolegů z AsÚ i jiných astronomických institucí ve světě.  

Astrofyzikové jsou přesvědčeni, že modrý podtrpaslík je výsledkem specifického vývoje hvězd v podstatě slunečního typu. Taková hvězda standardně expanduje do fáze rudého obra, po zapálení helia v jádře se dostává na asymptotickou větev obrů a po vyhasnutí reakcí, gravitačním kolapsu jádra a odhození vnějších obálek se přesouvá mezi bílé trpaslíky. U modrých podtrpaslíků se očekává, že tato hvězda přišla o svou vodíkovou obálku ve fázi rudého obra ještě před zapálením helia v jádře. To se potom podepisuje na jejich vlastnostech. Jedná se o téměř čistě heliové hvězdy (pouze asi 1 % hmoty je složeno z vodíku) s hmotností kolem poloviny Slunce. Důvod této ztráty obálky je nejasný, očekává se však, že vývoj v těsné dvojhvězdě by mohl přinést vysvětlení. Osamělí modří podtrpaslíci by pak mohli být výsledkem srážky dvou bílých trpaslíků. Vývojové modely předpovídají, že z modrých podtrpaslíků se stanou bílí trpaslíci bez toho, aby hvězda prošla jakoukoli další „obří“ fází.

Vzhledem ke zmíněné nejistotě původu těchto hvězd patří jejich výzkum k aktivním astrofyzikálním tématům. A. Kawka, S. Vennes a jejich kolegové tedy využili pozorování z nejrůznějších dalekohledů na celém světě, včetně dalekohledů Evropské jižní observatoře a ondřejovského Perkova 2m dalekohledu a studovali spektroskopicky vlastnosti vzorku 38 modrých podtrpaslíků. Spojování byť kalibrovaných dat z více dalekohledů do jedné homogenní řady je vždy poněkud ošemetné a je třeba jej dělat velmi pečlivě, aby nebyly do měření zaneseny systematické chyby vedoucí při analýze k artefaktům. Ukazuje se, že může docházet k systematickému posunu pozice spektrálních čar v důsledku nepřesného umístění obrazu hvězdy na štěrbinu spektrografu a to zejména v případě, kdy je velikost obrazu hvězdy rozmazaného zemskou atmosférou menší než je šířka štěrbiny. Autoři vtipně využili k vzájemné kalibraci telurické čáry (tedy spektrální čáry vznikající v zemské atmosféře), s jejichž pomocí se podařilo systematické posuvy mezi přístroji odstranit.
Autoři porovnali fundamentální parametry podtrpaslíků ve vzorku s vývojovými modely a zjistili určitý nesoulad. V případě hvězd na extrémní horizontální větvi byl nesoulad s teoretickými modely publikován i jinými autory v souvislosti s asteroseismickými studiemi. Zdá se, že tento nesoulad by mohl být důsledkem způsobu, jakým se ve hvězdných vývojových modelech zachází s konvekcí, a také nepřesnostmi v opacitních tabulkách.

Sedm objektů z této skupiny bylo cílem detailnější studie radiálních rychlostí, z nichž bylo šest nově identifikováno jako dvojhvězdné systémy. Autoři pro každý z těchto systémů určili nejpravděpodobnější typ průvodce podtrpasličí hvězdy. Mezi nimi je velmi zajímavou např. dvojhvězda s označením GALEX J0805-1058, v níž má podtrpaslík velmi malou hmotnost mezi 0,2 a 0,3 hmotnostmi Slunce. Malá amplituda křivky radiálních rychlostí vyvolaná průvodcem svědčí buď pro průvodce s velmi malou hmotností nebo pro malý sklon oběžné roviny. Ten je neznámý. Ze statistických studií však vyplývá, že jen s malou pravděpodobností (méně než 1 %) je sklon velmi malý, tento případ by svědčil o hmotnosti průvodce větší než půl hmotnosti Slunce a průvodcem by byl normální bílý trpaslík. Pokud by byl sklon mezi 10 a 26 stupni (s pravděpodobností téměř 9 %), průvodcem by byla hvězda s hmotností menší než 0,3 hmotnosti Slunce a šlo by nejspíše o červeného trpaslíka. Nejpravděpodobněji (s pravděpododobností téměř 90 %) je však sklon dráhy tělesa větší než 26 stupňů a pak by průvodcem byla podhvězdná složka (např. hnědý trpaslík) s hmotností menší než 0,08 Slunce.

Jiný typ pozorování je zapotřebí k rozhodnutí, který z nastíněných scénářů se realizuje ve skutečnosti. Např. světelné křivky seskládané s orbitální periodou nevykazují žádné variace větší než 12 milimagnitud. Přitom z literatury je známo, že kombinace hnědého trpaslíka a horkého podtrpaslíka variace světelné křivky v řádu desítek milimagnitud obvykle mají, ty by musely být v kvalitních fotometrických řadách GALEX J0805-1058 detekovány. Autoři proto uzavírají, že nepřítomnost změn ve světelné křivce svědčí pro velmi malý rozměr sekundární složky.

Objev nových exemplářů podtrpaslíků ve dvojhvězdách tak doplnil známý vzorek těchto hvězd, jehož pečlivou analýzou se A. Kawka, S. Vennes a jejich kolegové zabývali v druhé části článku. Statisticky se ukazuje, že až 40 procent horkých podtrpaslíků má svého průvodce. Tito průvodci jsou převážně ze dvou skupin hvězd: buď může jít o málo hmotného chladného trpaslíka nebo naopak o horkého bílého trpaslíka. Existuje i třetí skupina, kde průvodce horkého podtrpaslíka je hmotnější hvězda spektrálního typu G-K s velmi dlouhou periodou (déle než rok).

Kinematika známých zástupců horkých podtrpaslíků navíc naznačuje, že jde o populaci starých hvězd, jež obsahuje i několik zástupců kulového hala Galaxie.

Michal Švanda

Citace práce

Kawka, A., Vennes, S., a kol., New binaries among UV-selected, hot subdwarf stars and population properties, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society in press (2015), ArXiv:1504.03241

Kontakt: Dr. Adéla Kawka, kawka@sunstel.asu.cas.cz