Podwójne gwiazdy centralne mgławic planetarnych



Pobieranie 30.7 Kb.
Data02.05.2016
Rozmiar30.7 Kb.
Podwójne gwiazdy centralne mgławic planetarnych

Albert A. Zijlstra

Streszczenie: Artykuł ten przedstawia naszą wiedzę na temat podwójnych gwiazd centralnych mgławic planetarnych oraz niektóre opinie związane z ich ewolucją. Wyróżniamy trzy typy interakcji: typ 1 - gdzie towarzysz powoduje utratę masy, typ 2 – gdzie towarzysz kształtuje utratę masy, ale jej nie potęguje; typ 3 - gdzie szeroka orbita powoduje ruch środka masy prowadząc do spiralnego osadzenia na wietrze. Prowadzone są badania na temat podwójnych gwiazd centralnych i separacje są porównane do rozdzielenia układu podwójnych gwiazd post-AGB. Efekt wyraźnej bliskiej podwójnej ewolucji w mgławicowej morfologii jest poddawany ciągłej dyskusji. Gwiazdy podwójne o post-wspólnej otoczce są otoczone przez cienkie rozszerzające się dyski wyrzucane na orbitalną płaszczyznę. Szersze gwiazdy podwójne dają dużo grubszy ekspandujący torus. Typ 1 binarnej ewolucji przewiduje szerokie rozmieszczenie mas gwiazd centralnych przekrzywione względem niskich mas. Zaobserwowane rozmieszczenie masy sugeruje, że jest mało prawdopodobne, że to jest jedyny kanał prowadzący do formowania się mgławicy planetarnej. Nowa próbka niewielkiego wybrzuszenia mgławicy pokazuje, że jest około 40% mgławic z podwójnie-wywołaną morfologią.



  1. WSTĘP

Tradycyjny pogląd na gwiezdną ewolucję na Asymptotycznej Gałęzi Olbrzymów (AGB) i poza nią jest ten o pojedynczej gwieździe. Gwiazda AGB składa się z tlenowo-węglowego rdzenia (jądra), otoczonego przez otoczkę, w której zachodzą reakcje termojądrowe. Ta otoczka na przemian przechodzi w stadium wodorowe i helowe, przerywane przez rozbłyski helowe, pulsy termiczne. Nuklearny region jest otoczony przez konwekcyjną powłokę. Radialne pulsacje (kurczenie/rozszerzanie gwiazdy) rosną w amplitudzie i okresie, podczas gdy gwiazda wspina się po AGB. Podczas stadium Miry okresy pulsacji wynoszą 150-400 dni, a amplituda jasności bolometrycznej może zmieniać się w zakresie jednego magnitudo lub więcej (amplituda jasności wizualnej może przekraczać 8 magnitudo, potęgowana poprzez różne pasma molekularne).

Silne pulsacje prowadzą do formowania się rozległej atmosfery. W odległych regionach pył ulega zagęszczeniu: ciśnienie promieniowania, prowadzi teraz wysoko efektywną gwiezdną utratę masy. Tempo utraty masy zwiększa tempo nuklearnej fuzji i wyczerpuje otoczkę. Kiedy masa otoczki zostaje zredukowana do Mc~0.02 Msun, to fotosfera załamuje się i temperatura efektywna wzrasta. Wiatr gwiazdowy maleje lub zanika: teraz gwiazda jest otoczona przez oderwaną i rozszerzającą się powłokę. Kiedy gwiazda jest wystarczająco gorąca, aby zjonizować wyrzucony materiał, formuje się mgławica planetarna (PN).

Pomimo, że istnieje mocny dowód na taki scenariusz (Habing, 1996), to zostały przedstawione wątpliwości. Materiały wyrzucone powszechnie są niesferyczne i nie ma określonego mechanizmu dla pojedynczej gwiazdy AGB, która wyrzucałaby niesferyczną mgławicę (Soker 1998). Wydajność pyłu napędzanego wiatrem także została poddana w wątpliwość (Woitke 2006).

Podwójne gwiazdy mogą spowodować utratę masy na kilka różnych sposobów. Bliskie siebie gwiazdy przechodzą w stadium wspólnej otoczki prowadzące do nagłego jej odrzucenia: może to być określone typem 1. Bardziej odległe gwiazdy współdziałają ze sobą i kształtują wiatr, ale nie zwiększają tempa utraty masy: typ 2. Bardzo szerokie podwójne gwiazdy powodują, że środek masy przemieszcza się prowadząc do spiralnego osadzenia się na wietrze (Mauron & Huggins 2006), ale nie wykazują innych efektów (typ 3). Tak więc typ 1 jest podwójnie-wywołującym utratę masy, typ 2 – podwójnie-kształtującym utratę masy, a typ 3 - orbitalnym kształtowaniem utraty masy.



  1. BADANIA

Wykrywanie podwójnych gwiazd jest wykonywane na cztery różne sposoby. Po pierwsze, bezpośrednie obrazowanie CCD ukazuje odległych towarzyszy. Po drugie, spektroskopia ukazuje chłodne (niezjonizowane) składniki w widmie gwiazdowym. Po trzecie, fotometryczne obserwacje pokazują wahania jasności ze względu na rotacje rozgrzanej powierzchni bliskiego towarzysza, lub w kilku przypadkach zaćmień. Po czwarte, zmiany prędkości radialnych ujawniają ślady ruchu orbitalnego. Są jednak zastrzeżenia co do tych metod. Odległe składniki mogą wydawać się podwójnymi wskutek przypadkowego znalezienia się w pobliżu linii widzenia. Zaćmienia mogą być spowodowane przez orbitujące chmury pyłowe jak np. w przypadku NGC 2346 (Roth 1984 – zaćmienia tłumaczy się ruchem części gęstego toroidu obracającego się wokół centrum bipolarnej mgławicy z prędkością ~40 Rsun/rok). Prędkość radialna może być powodowana przez zmienność wiatru: tylko określona okresowość może być brana jako dowód na podwójne gwiazdy, ale trudno było pobrać wyraźne próbki czasowe potrzebne do tego.

Główne badanie nad przestrzennym wyjaśnieniem podwójności gwiazd przedstawiono w pracy autorstwa Ciardullo i inni (1999) przy wykorzystaniu zdjęć z HST 113 pobliskich systemów. Znaleziono 19 prawdopodobnych towarzyszy, z których około 6 jest uważanych za będących w chaosie. Cel kryterium selekcji dla Ciardullo i inni w badaniu zawierał domniemaną podwójność, tak aby wskaźnik wykrywalności ułamka podwójności posiadał pewną niepewność. Znaleziono około 10% mgławic planetarnych posiadających odległych (102 - 104 AU) towarzyszy. Wykryci towarzysze w większości przypadków są gwiazdami ciągu głównego. Oczekuje się tego ze względu na czułość, gdyż białe karły będą ledwo widoczne, a czerwone olbrzymy jako towarzysze, będą krótko istniały. Niedawno Benetti (2003) wykrył gwiazdę w NGC 6818, ale wymaga to potwierdzenia. Żadne inne badania nie zostały wykonane. Optyka adaptatywna używana do gwiazd centralnych może być teraz konkurencyjną z obserwacjami z HST.

Dostępnych jest więcej informacji na temat nierozdzielających się gwiazd podwójnych. De Marco (2006) zaprezentował listę 25 bliskich podwójnych gwiazd centralnych. Do tej grupy może być dodana Mel-1 (Shen 2004), której towarzyszem jest gwiezdny olbrzym typu widmowego K3-4, ale parametry orbity nie są znane i może to być gwiazda symbiotyczna. Z drugiej strony, dowód na istnienie towarzysza NGC 6302 jest nieprzekonywujący i ten obiekt na razie nie powinien być brany pod uwagę. Zakres okresów od godzin do dni. Najdłuższy znany okres wynosi 68 dni dla Sh 2-71 (Jurcik 1993). Gwiazda centralna obiektu LoTr 5 jest uważana za potrójną; jeden fotometryczny okres wynoszący 5,9 dni jest uważany za okres rotacji (Strassmeier 1997). A63 jest znanym potrójnym systemem z 11 godzinnym komponentem zaćmieniowym i 3 gwiazdą oddaloną o 2,8’’ (Ciardullo 1999). Spośród potwierdzonych bliskich podwójnych gwiazd centralnych 4 obiekty są zaćmieniowe.

Wykrywalność towarzyszy znajdujących się w odległości 1-10 AU jest kiepska: jedynie badania prędkości radialnej są na tyle czułe, aby wykryć tego typu towarzyszy. W A 35 Gatti i inni (1998) odnaleziono towarzysza znajdującego się w odległości 18 AU. Kinematyczne dowody w przypadku Hu 2-1 sugerują podwójność z rozdzieleniem rzędu 9-27 AU (Miranda 2001), ale to świadectwo jest niebezpośrednie.

Efekty selekcji muszą zostać rozważone. Wykrycie odległych towarzyszy jest najłatwiejsze dla słabych gwiazd centralnych i ogromnych zanikających mgławic. Z drugiej strony, wykrycie bliskich siebie gwiazd wymaga stosunkowo jasnej gwiazdy z ledwo widoczną mgławicą. Zostało to znalezione w systemach, gdzie gwiazda tworzy się znacznie wolniej niż mgławica tzn. mgławica miała czas, aby się rozwinąć (wyekspandować), ale gwiazda jest nadal relatywnie chłodna. To sprzyja formowaniu gwiazd centralnych o małej masie. Potrzeba zaistnienia jasnej gwiazdy centralnej może bezpośrednio wyselekcjonować gwiazdy podwójne, jeśli jasność wizualna towarzysza jest podobna lub przewyższa tą gwiazdy głównej.



Rys. 1. Obserwowana separacja gwiazd podwójnych przedstawiona w formie wykresu jako część populacji mgławic planetarnych i gwiazd post-AGB. Oparte na danych sporządzonych przez van Winckel.

Badania gwiazd post-AGB ujawniły pewną ilość gwiazd usytuowanych na diagramie HR pomiędzy gwiazdami AGB a PN. Zawierają one optycznie jasne gwiazdy z pyłem okołogwiazdowym. Badania pokazują, że są to niezmienne podwójne gwiazdy z typowymi okresami 300 1200 dni (van Winckel 2003). Rys. 1. przedstawia orbitalne separacje (zakładając całkowitą masę 1,4 Msun) i okresy porównane do tych podwójnych gwiazd centralnych PN. Wszystkie są przeliczone na część populacji, gdzie dla PN 1 oznacza, że wszystkie znane podwójne gwiazdy pochodzą z ~100 PN, które mają gwiazdy wystarczająco jasne do obserwacji. Brak zachodzenia na siebie jest znaczący.

W przypadku krótkich okresów systemów, PN musi przechodzić fazę wspólnej otoczki. Gwiazdy AGB unikają tego, na co wskazuje eliptyczność orbit. Jednakże są one znaczącymi populacjami. Bardzo szerokie podwójne gwiazdy są niewidoczne wśród gwiazd post-AGB, ponieważ te gwiazdy są zbyt jasne. Pomimo to, niejeden może spodziewać się, że jeśli ogromna część centralnych gwiazd PN jest gwiazdami podwójnymi z orbitalnymi separacjami podobnymi do gwiazd post-AGB to powinno być odkryte. Wydaje się to być prawdopodobne, że podwójne gwiazdy post-AGB wykształcają się w „typowe” PN.



Rys. 2. Niezaćmieniowa mgławica planetarna PN Ds1 (0,45 dnia).

3. MORFOLOGIA

Standardowe formy morfologiczne to: okrągła, eliptyczna, bipolarna (lub motyl) oraz nieregularna (Balick & Frank 2002). Binarne oddziaływania są uważane za główny powód powstawania niesferycznych struktur, chociaż proponowano inne bardziej dokładne mechanizmy. Towarzysz gwiazdy podwójnej działa jak źródło momentu pędu, albo dla wyrzucanego materiału gwiazdowego, albo w przypadku wspólnej powłoki bezpośrednio dla gwiazdy.

Najbardziej znanym typem morfologicznym jest kształt motyla. Można przewidzieć, że mgławica planetarna wokół bliskich gwiazd podwójnych pokaże ten kształt, kiedy doświadczają największego przekazania momentu pędu materiałowi gwiazdowemu. Jednakże obserwacje nie potwierdzają tego w pełni. Z trzech układów gwiazd zmiennych kataklizmicznych (HFG1, A65, K1-2) żadna nie jest bipolarna (Walsh & Walton 1996). Tylko jedna mgławica o kształcie motyla posiada potwierdzoną gwiazdę podwójną (NGC 2346): o okresie 16 dni, jeden z najdłuższych znanych okresów.

Mgławice planetarne wokół bliskich gwiazd podwójnych wykazują odstępstwa od symetrii sferycznej (Bond & Livio 1990): około połowa okazuje się być bipolarna lub eliptyczna, jedna ma strukturę dżeta. Jedna jest prawie idealnie okrągła, ale Bond & Livio podważają tezę, twierdząc, że ten obiekt (Sp1) jest widziany z jednego z jego biegunów (mgławica bipolarna widziana z jednego z biegunów może się wydawać okrągła). Potwierdził to Mitchell na podstawie kinematyki mgławicy. Obiektom tym brakuje charakterystycznej formy podwójnej skorupy tradycyjnej mgławicy planetarnej. Ostatni punkt sugeruje, że ewoluują inaczej niż inne „normalne” mgławice planetarne.



Rys. 3. Zaćmieniowa mgławica planetarna A63 (0,45 dnia).

Wnioskując, raczej nieregularne struktury pojawiają się jako standardowe wśród gwiazd podwójnych, jak pokazano na przykładzie Rys. 2. (Polacco & Bell 1997). Interesującym przypadkiem jest A63 (Fig. 3.), który ukazuje rozszerzający się torus (pokazany na Rys. 3.) widziany z krawędzi oraz dwie plamy widoczne z biegunów. Śledzą ściśle skolimowany przepływ. Mitchell (2007) podaje, że wyrzut polarny jest prawie na płaszczyźnie nieba. Gwiazda centralna jest znana jako zaćmieniowa. To silny dowód, że torus jest wyrzucany w płaszczyźnie orbitalnej i że skolimowany wypływ jest prostopadły do płaszczyzny orbitalnej. Wskazuje to na fakt, że mgławica jest wyrzucana przez binarną interakcję typu 1.

Interesującą sugestią jest, że mgławica planetarna z najbliższą (o okresach rzędu godzin do dni) gwiazdą podwójną ukazuje cienkie, powiększające się pierścienie, podczas gdy dłuższe okresy (dziesiątki dni) dają grube poszerzające się torusy i prowadzą do formy morfologicznej motyla (czyli do mgławicy bipolarnej). Cienkie pierścienie (widziane w takich obiektach jak SuWt1, A61 i WeBo1: Bond 2000) zawierają mniej masy, ale są dynamicznie zimne i mogą posiadać większy moment pędu. Torusy są bardziej masywne, ale posiadają mniejszy moment pędu. Te dwie kategorie mogą wyznaczać różne typy oddziaływania. Cienki pierścień może zawierać materiał utracony przez zewnętrzny punkt Lagrange’a (punkt libracyjny).

Wynika z tego, że znane układy o post-wspólnej otoczce mają identyfikowalne morfologie, które nie są szczególnie powszechne wśród mgławic planetarnych. Czy to odnosi się do wszystkich takich systemów pozostaje jeszcze do zbadania.

4. BADANIA NAD POPULACJAMI

Corradi (1995) stwierdził, że 15% galaktycznych mgławic planetarnych jest bipolarna. Bipolarne mają mniejszą skalę wysokości w galaktyce niż inne typy, wskazując przeciętnie wyższą masę prekursorów. Jeśli połączenie pomiędzy bipolarnymi i podwójnymi jest utrzymywane, wskazuje to na fakt, że 15% mgławic planetarnych posiada dość blisko położonych współtowarzyszy, co powoduje utratę masy. Niepublikowany przegląd zwartych wybrzuszonych mgławic planetarnych przeprowadzony przy użyciu teleskopu Hubble’a wykazał, że 27% jest bipolarna; dodatkowe 13% wykazuje morfologię, która może być układem post-wspólnej otoczki: multipolarną, spiralną (1 obiekt), lub struktury cienkiego pierścienia. Po zsumowaniu mgławic bipolarnych/motylich uzyskano by maksymalną część interakcji typu 1 rzędu 40%. Nowe bliskie mgławice bipolarne są ciągle odkrywane (Frew 2006), a ich procent wśród galaktycznych mgławic planetarnych może wzrosnąć.

Szczegółowe badania nad populacjami są przedstawione przez Moe & de Marco (2006). Około połowy układów gwiezdnych jest uważanych za wielokrotne. 25% tych układów posiada szeroką separację w zakresie wyznaczonym przez Ciardullo i inni, a podobna ilość jest tak blisko położona, że interakcja powinna wystąpić podczas ewolucji na post-ciągu głównym (chodzi o ewolucję poza ciągiem głównym gwiazd). Wśród pozostałych około 1/3 uformuje wspólną powłokę na pierwszej gałęzi olbrzymów i nigdy nie osiągnie AGB, chyba, że wcześniej nastąpi fuzja. Mało prawdopodobne wydaje się, by utworzyły mgławicę planetarną. Pozostały ułamek nie jest niejednoznaczny z ułamkiem układów z post-wspólną otoczką znajdujących się w galaktycznym wybrzuszeniu i ułamkiem układów podwójnych (Fig. 1.).

Jednakże Moe & de Marco (2006) doszli do innych wniosków i twierdzą, że tylko bliskie oddziaływanie gwiazd podwójnych prowadzi do powstania mgławicy, wtedy ułamki wskazane powyżej są 100%. Oznacza to, że utrata masy pojedynczej gwiazdy nie jest wystarczalna do wytworzenia gęstej mgławicy. Soker & Subag (2005) przewidują, że pojedyncze gwiazdy mogą być początkiem dla bledszych mgławic, które są przedstawione poniżej w istniejących próbkach.

Najłatwiejszy sposób na rozróżnienie modeli o binarnej ewolucji typu 1 od innych modeli to przetestować przypuszczalną masę końcową gwiazd. Aby uzyskać badaną dystrybucję masy, Gęsicki & Zijlstra (2000) używają diagramów przedstawiających wiek dynamiczny względem temperatury gwiezdnej, żeby wywnioskować wzrost temperatury gwiazdy, która jest mocną funkcją masy (w stadium przed białym karłem) gwiazdy centralnej. Te diagramy mierzą gwiezdną masę, bardziej dokładnie niż przy użyciu metod fotometrycznych lub spektroskopowych. Odnajdują wąską dystrybucję pomiędzy 0,57 i 0,65 Msun (Rys. 4. po lewej). (Uwaga: metoda ta jest zastrzeżona dla regularnych mgławic planetarnych i w związku z tym próbka wyłącza bipolarne mgławice). Zaobserwowana dystrybucja jest spójna z oczekiwaniami: dla mniejszej masy, gwiazdy rozwijają się tak wolno, że mgławica rozprasza się przed zapoczątkowaniem jonizacji. Przy większych masach ewolucja jest tak szybka, że jest mała szansa na uchwycenie obiektu w tej fazie.



Rys. 4. Po lewej: dystrybucja masy gwiazd centralnych mgławic planetarnych (z Gęsicki i inni 2006). Po prawej: przewidywania dla typu 1 podwójnych modeli (z Moe & de Marco 2006).

Wąski zakres masy pasuje dobrze do naszej wiedzy o ewolucji AGB: utrata masy jest związana z parametrami gwiezdnymi takimi jak masa jądra, a ewolucja AGB kończy się w określonym momencie, kiedy tempo utraty masy przekracza tempo spalania nuklearnego. Ale ewolucja wspólnej otoczki zależy od parametrów masy i orbitalnych, a szeroki zakres mas końcowych może być oczekiwany, nakierunkowany na niższe masy końcowe niż na osiągnięte przez ewolucję pojedynczej gwiazdy AGB. Po prawej stronie Rys. 4. przedstawia modelowe przypuszczenia z Moe & de Marco (u nich Rys. 11.). Tak jak oczekiwano, ukierunkowuje się to w stronę mniejszej masy i odróżnia się znacząco od innych badanych dystrybucji.

5. EWOLUCJA

Dystrybucja gwiezdnej masy na Rys. 4. pokazuje, że ewolucja wspólnej powłoki nie jest dominującą częścią ewolucji do AGB. Jednakże może wpływać na większą część gwiazd centralnych o mniejszej masie w mgławicach planetarnych.

Obserwacje sugerują kilka wyróżniających się dróg do regionów post-AGB na diagramie H-R. Ewolucja pojedynczej gwiazdy prowadzi do normalnej mgławicy planetarnej. Interakcje typu 2, również ewoluują w ten sposób. Wczesna ewolucja typu 1 na AGB prowadzi do pozostałości małej masy, które ewoluują zbyt wolno, by przekształcić się w mgławicę planetarną. Mogą to być podwójne gwiazdy post-AGB, o których pisano wcześniej. W końcu ewolucja typu 1 podczas pulsowania termicznego AGB prowadzi do pozostałości, które ewoluują wystarczająco szybko, by przekształcić się w mgławicę planetarną, prowadząc do mgławicy w kształcie cienkiego pierścienia lub grubego torusa.

6. WNIOSKI

Określone modele ewolucyjne AGB/post-AGB/gwiezdnych mgławic planetarnych odbywają się w warunkach ewolucji pojedynczej gwiazdy. Ale morfologia mgławic sugeruje, że binarne oddziaływania odgrywają istotną rolę. Prace Moe & de Marco (2006) ożywiły pole badań. Czy interakcje bipolarne są tak dominujące za jakie są uważane należy jeszcze udowodnić, ale jest silny przypadek mówiący, że kanał binarny jest znaczącym dla ewolucji post-AGB.

Dzięki obserwacjom rozróżniamy trzy typy interakcji: indukowana binarnie utrata masy (typ 1), ukształtowana binarnie utrata masy (typ 2) oraz kształtowanie przez ruch orbitalny (typ 3). Z dostępnych próbek można wywnioskować, że interakcje typu 1prowadzą do budowy łatwej do zidentyfikowania, charakteryzującej się rozszerzającymi się pierścieniami oraz skolimowanymi wypływami dla bliskich gwiazd podwójnych, oraz grubymi rozszerzającymi się torusami występującymi u odleglejszych od siebie gwiazd podwójnych. Parametry fizyczne określające wynik końcowy nie są znane, ale bipolarne mgławice zdają się mieć prekursorów o wyższej masie. Interakcje typu 2, są prawdopodobnie bardzo częste jak pokazano na przykładzie towarzysza Miry i możliwemu kształtowaniu jej/jego wiatru (np. Josselin i inni 2000). Są to najmocniejsi kandydaci na główny mechanizm kształtujący mgławice planetarne.



Badania nad towarzyszami binarnymi nie zostały jeszcze ukończone. Układom ukształtowanym przestrzennie, optyka adaptacyjna może okazać się konkurencyjna dla HST. Gwiazd podwójnych o separacji rzędu 1 AU nie znajdziemy wśród próbek mgławic planetarnych: należy podjąć się monitorowania prędkości, aby odnaleźć to brakujące ogniwo.



©absta.pl 2019
wyślij wiadomość

    Strona główna