Menu Zamknij

Olbrzymia, zaplamiona gwiazda „o ekstremalnej zmienności”

Właśnie ogłoszono zaobserwowanie olbrzymiej, zaplamionej gwiazdy „o ekstremalnej zmienności”. Poczytajcie o tym tutaj jako pierwsi.

Przechodząc od razu do rzeczy: odkrycia dokonano przy użyciu sieci teleskopów działających w projekcie ASAS-SN (All Sky Automated Survey for SuperNovae). Dane obserwacyjne dla tego obiektu spływały od 2015 roku, ale wtedy jeszcze nie było wiadomo, że jest to obiekt nietypowy. Gwiazda była bowiem już wcześniej skatalogowana jako względnie jasny punkt na niebie (V magnitudo jest 11,7), został przydzielony jej numer katalogowy, wyznaczone współrzędne, kilka (mniej lub bardziej ciekawych) parametrów i… w sumie to tyle. Dopiero po kilku latach obserwacji zauważono, że obiekt zachowuje się dziwnie jak na swoje (mniej lub bardziej ciekawe) parametry. Tak oto nikomu dotychczas nieznany obiekt ASASSN-V J180944.67-445127.5 zaczął robić karierę.

Gwiazdą zainteresowała się międzynarodowa grupa badaczy z Ohio State University (siedziba ASAS-SN), University of Hawaii, Carnegie Observatiores, Universidad Diego Portales oraz Peking University. Przy użyciu danych z obserwatorium orbitalnego GAIA ustalono, że obiekt znajduje się w odległości około 8,3 kiloparseka. To jest nieco ponad 27 000 lat świetlnych stąd. Znając dystans do obiektu, jego jasność obserwowaną oraz szacunkową ilość pyłu międzygwiazdowego w kierunku patrzenia ustalono, że gwiazda ma jasność absolutną około M(V)=-3,4. Znaczy to tyle, że posada ona jasność 1400 Słońc. W katalogu GAIA ten obiekt posiada temperaturę około 5330 K, co w połączeniu z ustaloną wcześniej jasnością plasuje go w rodzinie jasnych olbrzymów. Jest to niezbyt popularna grupa gwiazd siedząca okrakiem między standardowymi olbrzymami oraz spektakularnymi nadolbrzymami. Szacując na oko z jasności oraz barwy obiektu można wywnioskować, że jego rozmiary są rzędu kilkudziesięciu Słońc. Czy to dużo? Przeciętnie, jak na gwiazdę na etapie ewolucji żółtego jasnego olbrzyma*. Co jest jednak nietypowe, to to, jak zmienia swój blask.

J1809, jak ją nazwiemy w skrócie, posiada niejednorodny rozkład jasności na swojej powierzchni. Innymi słowy, z jednej strony jest bardziej jasna, niż z drugiej. Wszystkie takie fenomeny są wrzucane do jednego worka z napisem: „plamy gwiazdowe”. Plamy te są większymi kuzynami plam słonecznych i zazwyczaj produkowane są przez silne i aktywne pole magnetyczne gwiazdy. Do kompletu należałoby dodać jeszcze plamy chemiczne, dziwolągi konwektywne oraz „pseudoplamy” będące zaiste wędrującym węzłem specjalnego typu pulsacji w gwiazdach. Nie wchodząc w dalsze dygresje, mówiąc o plamach gwiazdowych najczęściej myśli się o plamach pochodzenia magnetycznego. Czy tak też jest w przypadku J1809? Jeśli tak, to musiałyby to być potężne ( ͡° ͜ʖ ͡°) plamy rozciągające się na znaczną część gwiazdy.

Krzywa blasku obiektu J1809

Obserwacje wskazują, że gwiazda zmienia swój blask cyklicznie z okresem 37,8 dnia. Jeśli jej zmienność jest faktycznie spowodowana obecnością plam, to znaczy że długość cyklu może być utożsamiona z okresem rotacji gwiazdy. Mamy więc żółtego, jasnego olbrzyma, który rotuje leniwie wokół własnej osi i jest mocno niejednorodnie pokryty plamami. Mało tego: zaplamienie zmienia się w czasie. Jak widać na krzywej blasku z ASAS-SN (powyżej), zmienność blasku obiektu praktycznie eksplodowała w lutym 2019 roku (zmienność w V jest prawie 0,4 magnitudo). Jak twierdzą autorzy odkrycia, takie zachowanie jest bardzo nietypowe dla pojedynczych dużych, żółtych gwiazd z plamami.

Diagram H-R z zaznaczoną lokalizacją obiektu j1809

Ale czy to aby na pewno są plamy? W tej chwili wtrącam swoje spekulacje. Co prawda algorytm klasyfikujący zmienność określił, że na ponad 95% jest ona spowodowana plamami, ale przecież to jest tylko algorytm. Taki okres zmian blasku oraz taka amplituda jest dość typowa dla gwiazd pulsujących z rodziny klasycznych cefeid. Gdyby się okazało, że dystans do gwiazdy jest źle oszacowany lub jej temperatura jest inna niż w katalogach, można by pokusić się na usadowienie obiektu w tak zwanym „pasie niestabilności”. Jest to nazwa dla obszaru na wykresie przedstawiającym jasność absolutną gwiazd względem ich temperatury (tudzież barwy). Pas niestabilności zamieszkany jest przez gwiazdy pulsujące, a J1809 nawet przy obecnie ustalonych parametrach siedzi tuż pod nim, nieco „na prawo”. Wykonałem profesjonalny materiał multimedialny obrazujący to zagadnienie astrofizyczne używając najlepszego dostępnego w tym momencie narzędzia. Jest on widoczny po lewej. Sporo gwiazd pulsujących jest znanych z modulacji amplitudy swoich pulsacji, więc nagłe zmiany aktywności zmian blasku wcale nie byłyby takie dziwne. A jednak, to tylko moje spekulacje.

* Chociaż, jakby się na to nie patrzeć, gdyby gwiazda była większa, byłaby też jaśniejsza LUB chłodniejsza, więc nie byłaby już żółtym jasnym olbrzymem. Ustalmy zatem, że rozmiary gwiazdy nie są porywające w kosmicznej skali.

Jakby ktoś był bardziej zainteresowany tematem, komunikat o odkryciu nietypowej gwiazdy jest dostępny tutaj.

Poniżej dołączam krzywe blasku j1809 z ASAS-SN: z lewej jest filtr V, z prawe filtr g, u dołu krzywe blasku, a u góry krzywe sfazowane, tj. wyrażone w fazie orbitalnej (części cyklu).

Krzywe blasku i krzywe fazowe obiektu j1809

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *