Nowe karłowate

[Arek]

Adam poprosił mnie o wzbogacenie A-F projektami obserwacyjnymi dla miłośników. Ponieważ zaporponowałem projekt poświęcony nowym karłowatym,

który łatwo można rozszerzyć na bardziej intensywne kampanie obserwacyjne poświęcone poszczególnym obiektom, dla zainteresowanych, przedstawiam

poniżej małe wprowadzenie teoretyczne do problemu.

 

Przepraszam za mały chaos, ale to poniżej to zbieranina i kompilacja rzeczy, które miałem w różnych materiałach, podaniach o granty,

artykułach itp. Mam nadzieję, że będzie w miarę zrozumiałe.

 

Gwiazdy kataklizmiczne to ciasne układy podwójne składające się z małomasywnej gwiazdy ciągu głównego oraz masywniejszego białego karła.

Składnik wtórny wypełnia swoją powierzchnię Roche'a i przez wewnętrzny punkt Lagrange'a traci materię, która formuje dysk akrecyjny, a w

przypadku silnego pola magnetycznego kolumny akrecyjne.

 

Blisko połowa z ponad 1000 znanych układów kataklizmicznych w naszej Galaktyce wybucha jako nowe karłowate. To obiekty pozbawione silnego

pola magnetycznego, w których za główne źródło ciekawego zachowania jest odpowiedzialny dysk. Wybuchy, czyli pojaśnienia o czynnik kilkadziesiąt,

trwające typowo około tygodnia i powtarzające się w skali miesięcy są tłumaczone jako efekt niestabilności termicznej w wodorowym dysku,

związanej z przejściem tego pierwiastka ze stanu neutralnego do zjonizowanego. Okres wzmożonej akrecji materii na białego karła,

spowodowany tą niestabilnością, obserwowany jest właśnie jako wybuch.

 

Niektóre nowe karłowate (typu SU UMa) pokazują, oprócz zwykłych wybuchów, tzw. superwybuchy, które są o około 1 mag jaśniejsze i trwają

kilka razy dłużej, a podczas nich obserwuje się charakterystyczne zmiany blasku o okresie o kilka procent dłuższym od okresu orbitalnego układu i

nazywane potocznie superhumpami. Superwybuchy utożsamia się z pojawieniem się w dysku, oprócz niestabilności termicznej, drugiego

efektu zwanego niestabilnością pływową. W układach o stosunku mas q mniejszym od 0.25 (biały karzeł przynajmniej 4x cięższy od zwykłej

gwiazdy), dysk sięga rozmiarami powyżej obszaru rezonansu 3:1 i na skutek sił pływowych od składnika wtórnego może być silnie

zniekształcony. Ruch linii apsyd takiego eliptycznego dysku wprowadza do układu kolejną częstość, której kombinacja liniowa z okresem orbitalnym

daje właśnie częstość superhumpów.

 

Model niestabilności termicznej i pływowej (thermal-tidal instability model - TTI) w ogólności jest w stanie wytłumaczyć zachowanie różnych

grup nowych karłowatych, odtworzyć wybuchy i superwybuchy pojawiające się w różnych skalach. W ogólności modele teoretyczne i obserwacje są

też w stanie zaproponować źródło promieniowania odpowiedzialne za superhumpy, które miałoby leżeć w środkowych i zewnętrznych częściach

dysku.

 

Diabeł tkwi jednak w szczegółach, a tych, w ostatnich latach, zaczęło pojawiać się coraz więcej, stawiając spore wyzwania przed modelem TTI.

Przede wszystkim po wielu latach obserwacji wciąż nie wiemy, co tak naprawdę odpowiedzialne jest za superhumpy. Ich obserwacje we wszystkich

układach pokazują, że na początku superwybuchu mają one ZAWSZE amplitudę 0.3 mag. i to zupełnie niezależnie od nachylenia orbity układu do linii

widzenia. Gdyby, tak jak chcą modele i pokazują niektóre fakty obserwacyjne, ich źródło leżało tylko w środkowych i zewnętrznych

częściach dysku, to po pierwsze nie dałyby one zmian blasku o amplitudzie aż 30% (najgorętsze części dysku znajdują się przecież w

okolicach jego centrum), a po drugie ich amplituda musiałaby zależeć od nachylenia.

 

Kolejny problem to gwiazdy TU Men i U Gem, dwie niemagnetyczne nowe karłowate o stosunkach mas większych wyraźnie od 0.25, a więc układy, w

których niestabilność pływowa nie ma prawa się pojawić, a które pokazywały superwybuchy i superhumpy. Co ciekawe, superwybuch i

superhumpy U Gem zostały zidentyfikowane przez prof. J. Smaka z warszawskiego CAMK-u tylko w oparciu o obserwacje miłośników astronomii

z bazy AAVSO.

 

Model TTI zyskał też spory problem wraz z nowymi wyznaczeniami odległości do nowej karłowatej SS Cygni. Przy nowej wartości 166

parseków, model ten ma poważne problemy z odtworzeniem jasności absolutnej obiektu w trakcie wybuchu. W szczególności wydaje się, że

tempo akrecji w takim systemie musi być wyraźnie wyższe niż podaje to model TTI. Nie jest wykluczone, że model TTI wymaga poważnej

modyfikacji, polegającej na uwzględnieniu wzmożonego tempa przepływu materii spowodowanego oświetlaniem towarzysza przez gorący dysk.

 

Modele pokazują, że okresy superhumpów, w trakcie superwybuchu, powinny się skracać (jedynym wyjątkiem mogą tu być układy o ekstremalnie małym

q). Tymczasem już od 10 lat obserwuje się obiekty, u których okres ten wydłuża się, a także takie, które pokazują zarówno jego skracanie się,

jak i wydłużanie.

 

Nie do końca rozumiemy też ewolucję gwiazd kataklizmicznych. Rachunki teoretyczne pokazują, że grubo ponad 90% nowych karłowatych powinno być

już układami typu SU UMa, a około 70% wygasłymi obiektami o małym tempie akrecji, ewoluującymi już w kierunku dłuższych okresów orbitalnych. To

stoi w wyraźnej sprzeczności z danymi obserwacyjnymi. Dodatkowo, grupa kandydatek na najbardziej zaawansowane ewolucyjnie nowe karłowate w

naszej Galaktyce jest bardzo niejednorodna. Zawiera ona obiekty takie jak WZ Sge, AL Com czy EG Cnc, które są słabymi i mało aktywnymi

układami wybuchającymi raz na około 10 lat (co jest zachowaniem zrozumiałym w tym stadium ewolucji). Z drugiej strony, zawiera też takie

obiekty jak DI UMa i IX Dra, które należą do najaktywniejszych nowych karłowatych na naszym niebie pokazując superwybuch co małe kilkadziesiąt

dni. Skąd taki wigor, u takich ,,staruszków'' - nie wiemy.

 

Problemy pojawiają się też, gdy przejdziemy do obserwacji układów kataklizmicznych w gromadach kulistych i otwartych. Tu znów teoria mówi

nam o czymś innym niż obserwacje. Ogólnie rzecz mówiąc, cierpimy na spory deficyt gwiazd katalizmicznych w gromadach. Najnowsze prace

pokazują, że liczba potwierdzonych gwiazd kataklizmicznych w tego typu obiektach sięga odpowiednio 11 i 5 sztuk. Czy to rzeczywisty brak, czy

może efekt selekcji obserwacyjnej związanej z tym, że w starych gromadach większość układów kataklizmicznych jest słabymi i nieaktywnymi

gwiazdami typu WZ Sge - nie wiemy.

 

Trudno jest dokładnie zaplanować projekt obserwacyjny, który polega na obserwacjach obiektów wybuchających w nieregularnych i rzadkich

odstępach czasu. Na szczęście postęp techniki ostatnich lat spowodował, że idealne do tego celu teleskopy klasy 0.5-metra, wyposażone w dobre

kamery CCD, można znaleźć w wielu miejscach, a często u zaawansowanych miłośników astronomii. Nasza grupa ma dostęp do 60-cm teleskopu

Cassegreina w Ostrowiku, korzysta także z 50-cm teleskopu w Krakowie, a także prowadzi wydajną współpracę z miłośnikami astronomii w kraju

(teleskopy 25-cm) i za granicą (teleskop 37-cm i 77-cm). Duże kampanie obserwacyjne poświęcone nowym karłowatym pokazują, że są one wdzięcznymi

obiektami, które potrafią dać wiele bardzo interesujących wniosków naukowych na podstawie prostych obserwacji fotometrycznych.

 

Ten krótki przegląd problemów z jakimi boryka się zrozumienie zachowania gwiazd kataklizmicznych, a w szczególności nowych karłowatych i

zagadnień, które warto podjąć, pokazuje stan naszej niewiedzy. Zajmujemy się układami z silnym polem magnetycznym, systemami z gwiazdami

neutronowymi i czarnymi dziurami, które wymagają opisania nie tylko dysków, ale dżetów, uwzględniania efektów relatywistycznych, większych

energii i większych temperatur. Problem w tym, że w zasadzie zupełnie nie rozumiemy najprostszych układów z dyskiem, w których nie ma silnego

pola magnetycznego, brakuje dżetów i nie ma tak wysokich energii. Właściwy kierunek badań nakazywałby najpierw dobre zrozumienie układu

prostszego, do czego proste obserwacje wykonywane przez miłośników astronomii mogą mieć swój znaczący przyczynek.

 

Arek