Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (297): 50 Draconis: zajímavá pulsující chemicky pekuliární dvojhvězda

Výzkumy v ASU AV ČR (297): 50 Draconis: zajímavá pulsující chemicky pekuliární dvojhvězda

Model systému 50 Draconis. Deformace disků slapovým působením je v tomto měřítku téměř nepatrná, zato je dobře viditelné rozložení povrchových teplot na obou složkách.
Autor: © Marek Skarka

Ne všechny hvězdy se chovají přesně podle kolonky, do níž spadají. Některé z hvězd například vykazují anomálie v chemickém složení, takové označujeme jako chemicky pekuliární. Marek Skarka ze Stelárního oddělení ASU vedl tým, který studoval hned dvojici chemicky pekuliárních hvězd v systému 50 Draconis. Práce ukazuje, že jde o velmi zajímavý systém, v němž se uplatňuje hned několik neobvyklých fyzikálních procesů. 

Dvojhvězda 50 Draconis se nachází v souhvězdí Draka a z České republiky je cirkumpolární, tedy nezapadá za obzor. Nachází se ve vzdálenosti necelých 100 parseků a protože jde o poměrně hmotnou hvězdu, její zdánlivá jasnost dovoluje její pozorování i bez dalekohledu. Jako dvojhvězda byla odhalena již na počátku 20. století, oběžná doba hlavních složek je jen o málo kratší než pět dní. Již z prvních spektroskopických pozorování bylo jasné, že jde o dvojici hvězd podobného typu. 

V tomto případě je jedná o tzv. Am hvězdy (z anglického „metallic-line A stars“, tedy hvězdy spektrální třídy A s čarami kovů). Tyto hvězdy mají ve spektru nápadně silné čáry kovů, zejména železa, niklu, barya a dalších těžších prvků, ale naopak slabé čáry vápníku a skandia. Tento jev vzniká tak, že se v jejich atmosférách pomalu hromadí některé prvky vlivem zářivého transportu a nedostatečného míchání způsobeného absencí rozsáhlých konvektivních vrstev a pomalou rotací hvězd. Takové hvězdy poskytují stabilní prostředí, kde může působit tzv. atomární difúze – tedy selektivní „sedání“ nebo „vynášení“ chemických prvků v atmosféře hvězdy v závislosti na jejich hmotnosti a míře interakce se zářením.

Ačkoliv se dlouho předpokládalo, že tyto hvězdy kvůli své stabilní atmosféře nemohou pulsovat ani vykazovat výraznější fotometrickou variabilitu, nová data z družic jako Kepler a TESS ukázala, že mnohé z nich vykazují jemné změny jasnosti. Tyto změny se mohou vázat na pulsace, rotaci hvězdy, případně složité kombinace obou jevů. 50 Dra se ukázala být mimořádně zajímavým objektem, protože se v ní kombinují jevy, které byly až donedávna považovány za výjimečné nebo dokonce neslučitelné.

Hlavním cílem autorů bylo podrobně charakterizovat obě složky systému 50 Dra, zjistit jejich oběžné a fyzikální parametry a identifikovat příčinu pozorované další proměnnosti, která se nevysvětlí pouhým pohybem v binárním systému. Autoři použili zejména dvě hlavní pozorovací metody: fotometrii a spektroskopii. Fotometrie, tedy měření jasnosti hvězdy v čase, byla provedena s využitím dat ze satelitu TESS, konkrétně z 28 sektorů pozorování pokrývajících 4,5 roku. To umožnilo mimořádně přesné sledování periodických změn jasnosti. Hlavní zjištěná perioda byla 4,117719 dne, což je oběžná doba hvězd kolem společného těžiště. Tato periodicita se projevuje jako tzv. elipsoidální proměnnost – změny jasnosti způsobené slapovou deformací hvězd, které nejsou sférické, ale mírně protáhlé a během oběhu mění svůj orientovaný profil vůči pozorovateli. Zde je zajímavé dodat, že změřená perioda velmi přesně odpovídá pracem publikovaným před více než 100 lety. To značí, že oběžná dráha dvojhvězdy je stabilní. 

Spektroskopická data byla získána pomocí spektrografu OES, který je napájen Perkovým dvoumetrovým dalekohledem v Ondřejově. Bylo pořízeno 20 spekter s vysokým rozlišením pokrývajících celou vizuální a část blízké infračervené oblasti elektromagnetického záření. Spektra byla zpracována pomocí softwaru IRAF a metodou spektroskopického rozpletení (s využitím kódu Korel), která umožňuje oddělit příspěvky jednotlivých hvězd a současně určit jejich radiální rychlosti v čase.

Z radiálních rychlostí obou složek a světelné křivky sestavili autoři model celého systému. Výsledky ukázaly, že obě hvězdy jsou si velmi podobné, obě mají hmotnosti přibližně 2 hmotnosti Slunce (primární složka 2,08, sekundární 1,97 hmotnosti Slunce), teploty 9800 K a 9200 K, a poloměry přibližně dva sluneční poloměry. Obě hvězdy rotují pomalu a synchronně s oběžným pohybem – rotace a oběh jsou synchronizovány, což je běžný důsledek slapových sil v těsných dvojhvězdách.

Navzdory tomu, že systém 50 Draconis není zákrytový, lze z přesné světelné křivky vyčíst nejen elipsoidální proměnnost, ale i další jemné změny. Po odečtení hlavní periody 4,117719 dne zůstává v datech zřetelná struktura tzv. hrbu, tedy skupiny těsně rozložených vrcholů ve frekvenčním spektru kolem 0,27–0,28 cyklů za den. To je o něco více než rotační frekvence složek. Autoři tuto variabilitu interpretují gravitačními módy pulzací šířící se ve směru rotace hvězdy. Je to důležitý objev, protože pulsace tohoto typu jsou u takto horkých a chemicky pekuliárních hvězd vzácné. Struktura frekvenčního hrbu není zcela stabilní v čase – analýza jednotlivých úseků dat ukazuje změny amplitudy a tvaru, což může svědčit o nestabilní nebo chaotické povaze těchto pulsací.

Z hlediska chemického složení obou složek autoři provedli syntézu spekter pomocí modelů atmosfér (kódy ATLAS9 a SYNTHE) a porovnání s pozorovanými spektry. Analyzovali více než 200 čar železa, stejně jako čáry dalších 28 prvků, včetně prvků těžkých a vzácných zemin. Obě hvězdy mají silné přebytky prvků skupiny železa (Fe, Cr, Ni) a lanthanoidů (La, Ce, Nd), a současně deficit lehkých kovů, zejména skandia. To je zcela typický podpis  Am hvězd. Ukazuje se, že tento typ chemické pekuliarity je extrémně vzácný u takto horkých hvězd. Různé statistické studie ukazují různé zastoupení Am hvězd s podobnými povrchovými teplotami, některé studie odhadují jejich zastoupení na méně než jedno procento mezi pekuliárními hvězdami.

Kromě přímého modelování byl celý systém analyzován i z hlediska rovnováhy hybnosti. Autoři spočítali, že celkový moment hybnosti systému je více než dvojnásobný oproti kritickému momentu, potřebnému pro vznik stabilního slapového uspořádání. To znamená, že systém je dynamicky stabilní a skutečně se nachází v rovnovážném stavu s kruhovou orbitou a synchronní rotací.

Závěrem autoři konstatují, že 50 Dra je mimořádně zajímavý případ binárního systému, v němž se současně vyskytuje celá řada jevů. To dělá z 50 Dra výjimečný laboratorní systém pro studium fyzikálních jevů ve hvězdách hlavní posloupnosti, zejména interakce mezi rotací, dvojhvězdností, chemickými anomáliemi a hvězdnými pulsacemi. Vzhledem k rostoucímu množství přesných dat z družic jako TESS či Gaia lze očekávat, že v budoucnu budou odhaleny podobné složité systémy nebo i samostatné hvězdy a pomohou dále rozvíjet naše chápání hvězdné fyziky.

REFERENCE

M. Skarka, J. Lipták a kol., 50 Dra: Am-type twins with additional variability in a non-eclipsing system, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2504.05854

KONTAKT

Mgr. Marek Skarka, Ph.D.
marek.skarka@asu.cas.cz
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR

 

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Stelární oddělení ASU AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.



O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Slovem i písmem se pokouší o popularizaci oboru, je držitelem ceny Littera Astronomica. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. 

Štítky: Chemicky pekuliární hvězdy, 50 Dra, Astronomický ústav AV ČR


25. vesmírný týden 2025

25. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 16. 6. do 22. 6. 2025. Měsíc bude v poslední čtvrti. Velmi nízko na večerní obloze je Merkur a výše ve Lvu Mars. Ráno se zlepšuje viditelnost Saturnu a nejjasnějším objektem je Venuše nízko nad obzorem. Aktivita Slunce je na středně vysoké úrovni a vidíme i řadu skvrn. Mohou se objevit oblaka NLC. Solar Orbiter nahlédl poprvé na póly Slunce. Mise Axiom-4 k ISS musela být odložena.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

NGC3718

Titul Česká astrofotografie měsíce za květen 2025 obdržel snímek „NGC 3718“, jehož autorem je astrofotograf Zdenek Vojč   12. dubna 1789 namířil astronom William Herschel svůj dalekohled směrem k souhvězdí Velké medvědice a objevil zde mimo jiné mlhavý obláček galaxie NGC 3718. Téměř přesně 236

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Orlia hmlovina M16

Orlia hmlovina (iné názvy: Messier 16, M 16, NGC 6611) je mladá otvorená hviezdokopa v súhvezdí Had. Súvisí s difúznou hmlovinou alebo oblasťou H II známou pod názvom IC 4703. Táto oblasť vzniku hviezd je vzdialená asi 7000 svetelných rokov. Hviezdokopa M16 je veľká otvorená hviezdokopa, ktorá obsahuje asi 55 hviezd medzi 8. až 12. magnitúdou, na jej pozorovanie sa odporúča ďalekohľad s objektívom vyše 6 cm. Leží vo vzdialenosti asi 8 000 svetelných rokov. Obklopuje ju hmlovina s rovnakým označením M16. V slovenčine sa hmlovina M16 nazýva Orlia hmlovina, v češtine Orlí hnízdo. Oba názvy sa vzťahujú na jej tvar. Táto hmlovina, len ťažko rozoznateľná v amatérskom ďalekohľade, však na snímkach z Hubblovho vesmírneho teleskopu odkrýva úchvatný pohľad. Jasná oblasť je v skutočnosti okno do stredu väčšej tmavej obálky prachu. Pri podrobnejšom preskúmaní aspoň 20-centimetrovým ďalekohľadom v nej nájdeme oblasť tmavých hmlovín nazývané podľa svojho tvaru aj „slonie choboty“. V jasnej hmlovine objavíme aj ojedinelé tmavé škvrny – globuly, ktoré sú tvorené tmavým prachom a studeným molekulárnym plynom. Vidíme tu aj niekoľko mladých modrých hviezd, ktorých svetlo a nabité častice vypaľujú a odtláčajú preč zostatkové vlákna a steny plynu a prachu. Zhustené mračná sa považujú za zárodok hviezd alebo celých hviezdnych systémov - otvorených hviezdokôp. Orlia hmlovina sa rozprestiera sa na ploche s priemerom 60 svetelných rokov. Dá sa pozorovať už triédrom. Charakteristické stĺpy medzihviezdnej hmoty sa nazývajú Stĺpy stvorenia. Najvyšší stĺp dosahuje dĺžku jeden svetelný rok, čo je 9 460 000 000 000 km – štvrtina vzdialenosti nášho Slnka od najbližšej hviezdy. Vo vnútri stĺpov sa najhustejšie oblasti vodíka a hélia spolu s prachovými časticami uhlíka a kremíka zhlukujú a zohrievajú, až vytvoria nové hviezdy. Napriek tomu mnohé z nich nie sú vo svetle viditeľné, lebo sú dosiaľ zahalené do prachových mrakov. Tieto hviezdy sa dajú ale pozorovať v infračervenom svetle. Zaoblené konce výbežkov na najvyššom stĺpe nazývame globuly – „hviezdne vajcia“ Stĺpy ožarujú mladé hviezdy, ktoré vznikli z hmloviny pred niekoľko stotisíc rokmi. Ultrafialové žiarenie hviezd zahrieva riedky plyn medzi hustými prachovými globulami vajcovitého tvaru. Nastáva fotónová erózia – vyparovanie a ionizácia plynovo prachovej materskej hmloviny. Objekt je tiež zdrojom rádiových vĺn. Podľa najnovších pozorovaní zo Spitzerovho vesmírneho teleskopu Stĺpy stvorenia už pravdepodobne celých 6000 rokov neexistujú. Deštrukciu pilierov spôsobila supernova, ktorá vybuchla v ich blízkosti. Kvôli konečnej rýchlosti svetla obyvatelia Zeme uvidia deštrukciu stĺpov až približne za 1000 rokov. Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800, Baader Mark III. komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGB filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C. Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop 120x120 sec. Lights RGB na jednotlivý kanál , 270x60sec. L, master bias, 400 flats, master darks, master darkflats 12.4.2025 až 6.6.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4 Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800, Baader Mark III. komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGB filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C. Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop 45x60 sec. Lights RGB na jednotlivý kanál , 75x30sec. L, 108x360sec. Ha, master bias, množstvo flats, master darks, master darkflats 12.4.2025 až 6.6.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4

Další informace »