Novinky

Na čem pracujeme: Složky těsné vizuální dvojhvězdy 1 Del rozlišeny spektroskopicky

Sledování dvojhvězd je jednou z nejoblíbenějších kratochvílí amatérských astronomů. Ale ani profesionálové vícenásobnými systémy rozhodně nepohrdají. Vždyť právě z pozorování dvojhvězd lze získat velmi přesné informace o základních parametrech těchto hvězd – na dálku je lze zvážit, změřit a vůbec usoudit na to, co jsou tyto hvězdy vlastně zač. Některé dvojhvězdy však zůstávají oříškem kvůli technickým omezením. Jednou z takových je i hvězda 1 Del, u níž Jiří Kubát z ASU s kolegy konečně rozlišil spektra obou komponent.

Spektroskopické dvojhvězdy jsou kategorií hvězd, kdy jednotlivé složky v dalekohledu nerozlišíme a výsledné spektrum je tedy mixem světel obou komponent. Protože se ale obvykle jedná o systémy, které se vzájemně obíhají, je možné využít sofistikovaných metod analýzy a z řady pozorování, nejlépe pokrývajících více než jednu oběžnou periodu systému, tato dvě spektra separovat.

To u vizuálních dvojhvězd, u nichž jsou složky blízko sebe, nelze udělat, neboť jejich oběžné doby jsou obvykle příliš dlouhé. Podobná situace nastává, obíhají-li se složky dvojhvězdy v rovině kolmé na směr k pozorovateli – ani pak není možné běžné analytické metody použít. Mezi podobně obtížné systémy patří i nejzápadnější hvězda souhvězdí Delfína, tedy 1 Del. Četná pozorování ukazují, že se jedná ve skutečnosti o trojhvězdu, přičemž dvě hlavní složky A (šesté hvězdné velikosti) a B (osmé hvězdné velikosti) se nacházejí blízko sebe (necelou obloukovou vteřinu od sebe) a třetí komponenta (čtrnácté hvězdné velikosti) tuto dvojici doprovází z povzdálí téměř 17“. Rozlišení komponent A a B je výzvou pro amatérské dalekohledy a silně závisí na aktuálních pozorovacích podmínkách.

Tím však výčet zajímavostí tohoto systému nekončí. Spektroskopická pozorování ukázala, že kombinace A+B je ve skutečnosti objektem s emisními čarami a že přinejmenším jedna z komponent je horká, spektrálního typu B. Zapadla by tedy do třídy Be hvězd, jejichž studium má ve Stelárním oddělení ASU velkou tradici. Obecně se usuzuje, že emisní čáry nepocházejí z hvězdy, ale z okolní obálky. Emisní čáry 1 Del jsou ovšem dlouhodobě stabilní, což značí, že v obálce nedochází k výrazným časovým proměnám. Tato vlastnost je v třídě Be hvězd neobvyklá a pro astronomy neuvěřitelně cenná. Příčiny Be jevu totiž stále nejsou uspokojivě vysvětleny a počítačové modely často narážejí na nutnost zahrnutí časové závislosti, což vše velmi komplikuje. Stálé hvězdy s obálkou jsou tedy ideální vzdálenou laboratoří pro výzkum tohoto jevu.

Ke vzniku dobrého modelu je ovšem nutné znát parametry hvězd v systému. V případě blízkých vizuálních dvojhvězd, jakou je právě 1 Del, to není prakticky možné, neboť se obě komponenty na štěrbině spektrografu překrývají a jak již bylo řečeno, díky dlouhé oběžné době nelze využít metody rozmotávání spekter. Jiří Kubát s kolegy učinili pokus s pomocí Perkova 2m dalekohledu v Ondřejově. Počkali si, až bude spojnice obou komponent kolmá na štěrbinu spektrografu, obrazem dvojhvězdy po štěrbině posouvali a pořídili tři spektra: když byl obraz dvojhvězdy velmi vpravo na štěrbině, velmi vlevo a uprostřed. Spektra se lišila, neboť se dá očekávat, že díky pozici bude jednou přispívat spíše komponenta nalevo, zatímco podruhé spíše ta napravo. I tak se ve všech třech pozicích míchalo světlo z obou složek. Z předběžné analýzy trojice spekter vyplynulo, že emisní obálkou bude obalena spíše svítivější komponenta než ta méně svítivá. Z ondřejovských spekter nebylo možné určit více.

Týmu se však i díky již zmíněným ondřejovským spektrům podařilo získat pozorovací čas na osmimetrovém dalekohledu VLT (Yepun) v Chile vybaveném spektrografem s vysokým rozlišením SINFONI, který umožňuje pořizování spekter v prostorově odlišených oblastech, tzv. spaxelech. Velikost spaxelu je volitelná a autoři použili 0,05“ × 0,1“, což nastavuje i odpovídající prostorové rozlišení spekter. V nich již bylo možné přesvědčivě odseparovat příspěvky obou složek a získat odhady dalších, dosud nepublikovaných, parametrů systému.

Komponenta 1 Del A je tedy horkou emisní hvězdou, komponenta B je hvězdou podobného spektrálního typu jako A, ovšem bez přítomnosti emise, ale s výrazně rozšířenými profily absorpčních čar. Toto rozšíření je vyvoláno rychlou rotací hvězdy, jež se podle závěrů J. Kubáta a kolegů otáčí obvodovou rychlostí 370 m/s. Zvolená spektrální oblast bohužel neumožňuje jednoznačnou identifikaci spektrálních typů obou složek, neboť se zde nachází jen velmi málo spektrálních čar pocházejících z fotosfér hvězd. Práce však naznačuje cestu, kterou se vydat, máme-li se o 1 Del dozvědět ještě více.

Michal Švanda

Citace práce

Kubát J. a kol, Spectroscopy of close visual binary components of the stable shell star 1 Delphini, Astronomy & Astrophysics 587 (2016) A22, preprint arXiv:1601.05236.

Kontakt:
doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc., kubat@sunstel.asu.cas.cz