Катаклизмични променливи, симбиотични звезди, свръхнови

От (приблизително) четиристотин милиарда звезди в нашата Галактика повече от половината не са единични звезди като нашето Слънце, а се срещат в двойни или кратни системи. Бинарните звездни системи са различни:

· червени звезди, обикалящи около сини звезди;

· огромни звезди, обикалящи около малки звезди;

· черни дупки, обикалящи около сини гиганти;

· червени звезди, обикалящи около неутронни звезди, и т.н.

Една особено интересна група двойни звезди са катаклизмичните променливи (Cataclysmic Variables или накратко CVs).

Как изглежда една типична двойна система?

Едната звезда е бяло джудже - колабирала звезда с масата на Слънцето и обема на Земята (нашето Слънце ще се превърне в бяло джудже след около четири и половина милиарда години). Другата звезда е червено джудже, подобно на нашето Слънце, но по-червено и с по-малка маса. Червеното джудже и бялото джудже обикалят една около друга веднъж на всеки няколко часа. Те са толкова близо една до друга, че средната система CV би се вместила удобно в нашето Слънце. Когато наблюдаваме CV, не можем да разделим двете звезди. Те се появяват на небето като точков източник.

Червената звезда в CV е толкова близо до бялото джудже, че се изкривява от приливите и отливите – газът се отделя от червената звезда и пада към бялото джудже. Поради запазването на ъгловия момент, падащият газ не може да се хвърли директно върху повърхността на бялото джудже. В системи, в които бялото джудже няма забележимо магнитно поле, падащият газ образува диск - акреционен диск - с бялото джудже в центъра му. Газът в диска се спуска спираловидно надолу към бялото джудже, като при движението си излъчва своята гравитационна потенциална енергия. Акреционният диск обикновено засенчва както червената звезда, така и бялото джудже във видимата светлина.

CV с акреционни дискове са няколко вида. Първите открити са новите звезди, първоначално novae stellae (лат. нови звезди). Те привличат вниманието към себе си с огромната си амплитуда на изменение --- от 6 до 19 звездни величини (това са коефициенти от около 100 до няколко милиона пъти в яркостта) за период от месеци или години. Новите звезди с най-големи амплитуди на избухване избледняват най-бързо. Избухванията на новите се дължат на термоядрени избухвания на богатия на водород материал, който се е акретирал върху бялото джудже. При повечето известни нови е наблюдавано само едно избухване, но няколко са повтарящи се нови. Особено интересна е рецидивиращата нова T Pyx. Неотдавна е наблюдавано, че тя притежава колимирани струи, излизащи от централните области на акреционния диск. Това е първата система на CV, в която са наблюдавани струи.

Друга група немагнитни CVs са новите джуджета. Техните избухвания не са толкова зрелищни, колкото тези на свръхновите (при избухване свръхновите джуджета са само от 6 до 100 пъти по-ярки, отколкото в покой), но избухванията се случват по-често. Като цяло, колкото по-чести са избухванията, толкова по-малка е амплитудата на избухването. Примери за крайностите на явлението нова-джудже са V1159 Ori, която има избухвания веднъж на всеки 4 дни с амплитуда около две звездни величини, и WZ Sge, която показва избухвания веднъж на 30 години, а амплитудата на избухването съперничи на тази на класическа нова. И двете крайности в поведението се наблюдават при новите джуджета с най-кратки орбитални периоди. Смята се, че избухването на нова-джудже е голямо освобождаване на гравитационна потенциална енергия, причинено от временно увеличаване на скоростта на пренос на маса през диска.

Какво представлява акретиращият звезден остатък?

Белите джуджета, неутронните звезди и черните дупки се наричат от астрономите звездни остатъци (т.е. те се считат за "мъртви" звезди). Когато тези звезди са изолирани, техният живот след смъртта е много по-спокоен, отколкото ако споделят орбита с близка звезда (т.е. двете звезди са част от двойна звездна система). В този случай материалът може да бъде пренесен от близката звезда (често наричана звезда донор) в процес, наречен акреция. Когато това се случи, акретиращият звезден остатък може да се превърне в много интересен променлив източник, който може да се наблюдава (мъртвата звезда отново става "жива"). Всъщност има толкова много интересни акретиращи звездни остатъци, че както любителите, така и професионалните астрономи могат да се затруднят да се ориентират в "зоопарка" от жаргони за тези звездни мъртъвци.

Защо обикновените звезди "умират" и образуват звездни остатъци?

По време на живота на повечето звезди вътрешната сила на гравитацията се уравновесява предимно от силите на излъчване, които възникват в резултат на ядрения синтез. Промените в еволюцията на звездите са доминирани от това кога в различните части на звездите свършва горивото (при подходящи условия) за тези ядрени реакции. Когато горивото на цялата звезда се изчерпи, те "умират" и звездата се срива под действието на гравитацията.

Какви са видовете звездни остатъци?

Колапсът на най-масивните звезди (звезди, които започват живота си с маса повече от 25 пъти масата на Слънцето) не може да бъде спрян, след като свърши горивото им, и те (обикновено) образуват черни дупки, като по същество се свиват чак до (нулеви) размери (или до изключително малки размери - 10-35 m - където неизвестните свойства на квантовата гравитация вземат връх). Поради загубата на маса както при живота, така и при колапса на тези масивни звезди, образуваните по този начин черни дупки ще бъдат с маси между 3 и 30 пъти по-големи от масата на Слънцето.

Колапсът на по-малко масивните звезди (звезди, които започват живота си с маси до 8 пъти масата на Слънцето) може да бъде спрян от ефект от квантовата физика (натиск на електронна дегенерация), така че звезда с масата на Слънцето да колабира приблизително до размера на Земята. Получените обекти наричаме бели джуджета. Странните свойства на този квантов ефект означават, че по-малко масивните бели джуджета ще имат по-големи радиуси, като някои от тях ще достигнат размери, по-големи от тези на Юпитер. Най-масивните бели джуджета имат маса 1,4 пъти по-голяма от масата на Слънцето.

Колапсът на средно масивните звезди (звезди, които започват живота си с маса между 8 и 25 пъти по-голяма от масата на Слънцето) не може да бъде спрян от натиска на дегенерацията на електроните. Но при колапса на мъртвата звезда протоните и електроните могат да се слеят и да образуват неутрони. При тези междинни маси налягането на неутроните може да спре колапса, но едва когато мъртвата звезда стане много плътна. Тези неутронни звезди могат да имат маси между около 1,4 и 3 пъти масата на Слънцето, но са с размерите на един средно голям град (т.е. с радиуси от около 10 km).

Защо материалът на близка звезда може да се акретира върху звезден остатък?

Акретиращият материал трябва да бъде по-силно гравитационно привлечен към звездния остатък, отколкото към звездата донор.

Ако външните части на звездата донор са по-силно гравитационно привлечени от звездния остатък, този външен материал се откъсва от звездата донор, образувайки поток от материал, който "пада" към звездния остатък. Този процес може да се наблюдава в двойни звездни системи в широк диапазон от разстояния между двете звезди в зависимост от свойствата на звездата донор.

Например, звезден остатък може да се натрупа от бяло джудже, само ако остатъкът и бялото джудже са много близо един до друг. В този случай разстоянието между системата може да бъде от порядъка на разстоянието между Земята и Луната и една обиколка може да бъде завършена за по-малко от около час! Тези системи обикновено са доста слаби.

Алтернативно, звездният остатък може да акретира от нормална звезда с ниска маса (т.е. от червено джудже). В този случай остатъкът и звездата могат да бъдат по-далеч един от друг, което съответства на орбитален период от няколко часа до около един ден.

И накрая, остатъкът може да се акретира от звезда с ниска маса в края на живота си (т.е. звезда червен гигант) или от много масивна звезда чрез преливане по-големи разстояния между двете звезди. В този случай орбиталният период може да бъде от дни до седмици.

Някои звезди донори с голяма маса в разцвета на своя живот (сини звезди гиганти) и в края на своя живот (сини звезди свръхгиганти) акретират при същия процес на преливане. Тези звезди донори обаче могат да имат силни звездни ветрове, което може да доведе до различен тип акреция. Част от звездата донор, която е била излъчена от звездния вятър, може да се приближи достатъчно близо до звездния остатък, за да образува акреционен поток. Акреционни системи, захранвани от вятъра, могат да се появят, когато звездата донор и звездният остатък са доста отдалечени един от друг, с орбитални периоди от седмици до години.

Защо има толкова много жаргони за различните видове акретиращи звездни остатъци?

Класифицирането на астрономическите обекти е важна, но трудна първа стъпка в разбирането на физиката, която стои зад явленията, които наблюдаваме. Някои от жаргоните са били разработени за първи път, за да се групират различни феноменологични поведения. С други думи, много променливи звезди може да са имали сходно наблюдаемо свойство, като например формата на светлинните им криви, и астрономите първо са ги групирали по този начин. С течение на времето ние сме склонни да прегрупираме обектите, когато разберем физиката, която стои зад тяхната феноменология. Физиката (поне за основните групи) може до голяма степен да бъде описана въз основа на само няколко свойства. На някои от най-важните свойства може да се отговори със следното:

Какъв е типът на звездния остатък?

Колко силно е магнитното поле на звездния остатък?

Колко бързо звездният остатък акретира материал?

Защо звездният остатък акретира материал (т.е. дали звездата донор има силен звезден вятър)?

Акретиращи бели джуджета: Катаклизмични променливи (CVs) и симбиотични звезди (SSs)

Катаклизмични промелниви

Когато акретиращият звезден остатък е бяло джудже, има две основни категории. Обикновено катаклизмичните променливи (често наричани съкратено CV) включват бяло джудже и звезда донор с относително ниска маса. В този случай материалът от външната обвивка на звездата донор може да бъде гравитационно привлечен към бялото джудже в по-голяма степен, отколкото към звездата донор, което води до акреция.

Звездите донори на симбиотичните звезди обикновено са по-масивни и имат силен звезден вятър. В този случай вятърът изтласква част от звездния материал от звездата донор в пространството, където гравитацията на бялото джудже е доминираща. Симбиотичните звезди се срещат в по-широки двойни звезди (т.е. по-голямо разстояние между звездата донор и бялото джудже) в сравнение с катаклизмичните променливи.

Оптичната светлина, която наблюдателите виждат в повечето акретиращи бели джуджета, е комбинация от светлината на бялото джудже, светлината на звездата донор и светлината на акретиращия материал. Светлината от акретиращия материал може да доминира в наблюдаваната светлина в някои моменти, а в други моменти светлината от звездата донор доминира в наблюдаваната светлина. Обикновено оптичната светлина от бялото джудже е най-малкият компонент.

Тъй като белите джуджета са по-маломощни и с по-голям радиус от неутронните звезди и черните дупки, акретиращите бели джуджета са склонни гравитационно да освобождават по-малка част от енергията от акретиращия материал в сравнение с акретиращите неутронни звезди и акретиращите черни дупки.

Ако бялото джудже има силно магнитно поле (над 1 милион гауса, като магнитното поле на повърхността на Земята е около 0,5 гауса), тогава акретираният материал от звездата донор ще бъде силно засегнат. Тези системи се наричат магнитни катаклизмични променливи. В близост до бялото джудже материалът ще се движи по линиите на магнитното поле. И тъй като структурата на магнитното поле на бялото джудже е двуполюсна (т.е. има северен и южен полюс, точно като типичен магнит), акретираният материал ще се насочи само към двата магнитни полюса на бялото джудже.

Полярните CV се появяват, когато белите джуджета имат най-силни магнитни полета (10-100 милиона гауса). Изключително голямото магнитно поле на бялото джудже може да вкара (почти) целия (акреционен) поток от материал от донора директно върху двата магнитни полюса, без междинни стъпки. Екстремно доминиращата магнитна акреция върху полюсите на бялото джудже удря акретиращия материал и генерира обилна оптична светлина. AM Her е прототипен пример за полярна CV.

Симбиотични звезди

Червените гиганти, звезди в края на живота си, имат много по-силен звезден вятър, отколкото повечето звезди в разцвета на живота си. Това позволява на бялото джудже да акретира с висока скорост от вятъра на червения гигант. Такива акретиращи бели джуджета могат да се появят в двойни системи, в които звездата донор и бялото джудже са разделени на много по-голямо разстояние (т.нар. "широка двойна система"). Тези симбиотични звезди, като V407 Cygni, могат да претърпят някои от същите поведения, наблюдавани при други акретиращи бели джуджета, като класическата нова.

Свръхнови звезди

Свръхновите (supernovae) представляват грандиозни звездни експлозии. Първоначално астрономите разделят свръхновите на два "типа" - I и II. При тип I липсват водородни емисионни линии в спектрите, докато при тип II има. По-късно е установено, че има три съвсем различни вида свръхнови от тип I, които сега се обозначават като Ia, Ib и Ic. Смята се, че свръхновите от тип Ia (SNIa) са резултат от експлозията на въглеродно-кислородно бяло джудже в двойна система, когато джуджето надхвърли границата на Чандрасекар било поради акреция от донор, било поради сливане. Това са най-ярките от всички свръхнови, с абсолютна звездна величина MB ~ -19,5 при достигане на максималната им яркост. Срещат се във всички типове галактики. Могат да изхвърлят материал със скорост от порядъка на 10 000 km/s и да засенчат цялата си родителска галактика. Първоначално се е смятало, че този тип свръхнови може да се ползват като стандартни свещи за определяне на разстоянията във вселената, тъй като всяка SNIa има еднаква максимална яркост. Впоследствие е доказано, че това е не е съвсем така. SNIa показват вариации на яркостта в максимума от +1,5 до -1,5 спрямо типичната SNIa. Доказано е също така, че по-голямата или по-малката яркост на тези обекти в максимума е свързана с това колко бързо спада кривата на блясъка през 15-те дни след максимума в синия канал. Това е известно като зависимост между светимост и скорост на спад и е основната концепция, която превръща SNIa в един от най-добрите индикатори за разстояние, с които разполагат астрономите.

Типичната свръхнова тип Ia достига максималната си яркост около 20 дни след експлозията. В най-ярката си фаза достига абсолютна визуална величина от -19,5 и има яркост, която е милиарди пъти по-голяма от яркостта на Слънцето. SNe Ia са изключително хомогенни по отношение на максималната абсолютна звездна величина, както и по отношение на други наблюдаеми свойства. Свръхновите от другите типове показват по-голямо наблюдателно разнообразие и почти всички са с по-малка светимост от SNe Ia. Светлинната крива на SN Ia се състои от първоначален възход и спад (ранен пик), който продължава около 40 дни, последван от бавно избледняваща опашка. Скоростта на спад на опашката на SN Ia съответства на период на полуразпад от около 50 дни. За разлика от обикновената свръхнова, при която масовият поток е по-малък и се получава само повърхностна експлозия, при експлозията на свръхнова Ia бялото джудже вероятно е напълно унищожено. Образуват се радиоактивни елементи, които при разпада си освобождават значителни количества енергия, вероятно осигуряващи по-голямата част от светлината, излъчвана през седмиците след експлозията.

Свръхновите от тип Ia са полезна сонда за структурата на Вселената, тъй като всички те са с еднаква светимост. Чрез измерването на видимата яркост на тези обекти се измерва и скоростта на разширяване на Вселената и изменението на тази скорост с времето. С този метод през 1998 г. е открита тъмната енергия - силата на отблъскване, която е доминиращият компонент (73%) на Вселената. Свръхновите тип Ia, които са избухнали, когато Вселената е била само две трети от сегашния си размер, са били по-слаби и следователно по-далечни, отколкото биха били във Вселена без тъмна енергия. Това означава, че скоростта на разширяване на Вселената сега е по-голяма, отколкото е била в миналото, което е резултат от сегашното доминиране на тъмната енергия. В ранната Вселена тъмната енергия е била незначителна.

Свръхновите от тип II (колапс на ядрото) са продукт на еволюцията на масивни звезди (M ≳ 10M⊙).

Свръхновата SN 2022hrs в галактиката NGC 4647

Свръхновата 2022hrs е открита от астронома любител Коичи Итагаки на 16 април в NGC 4647, спирална галактика в съзвездието Дева. Той използва 0,5-метров телескоп f/6 и CCD камера. При откриването свръхновата е била около +15 звездна величина. Спектърът е заснет малко повече от пет часа след откриването от Клаудио Балкон с помощта на спектрограф FOSC-ES32, прикрепен към 0,2-метров телескоп, в рамките на италианския проект за търсене на свръхнови (italiansupernovae.org). Спектърът наподобява този на свръхнова от тип Iа, което е било установено около две седмици преди достигане на максималната яркост. NGC 4647 е спирална галактика от +11,3 зв. вел. и се простира на 3' х 2,5'. Свръхновата 2022hrs се намира на 30" източно и 18,7" южно от ядрото на галактиката с точни координати RA 12h 43m 34,3s, Dec +11° 34' 36". NGC 4647 е близък спътник на небето (~3' разстояние) на по-ярката и голяма галактика М 60 (NGC 4649). Всъщност дълбоките изображения показват, че двете галактики се припокриват. М60 е елиптична галактика. Някои източници я посочват като лещовидна галактика (тип-S0) от +8,8 зв. вел. с видими размери 7,2' x 6,2'. NGC 4647 се намира на 63 милиона светлинни години от нас, а M 60 е по-близо с 6 милиона светлинни години. NGC 4647 и M60 се намират в източните граници на главната агломерация на галактиките от купа Дева, която се простира на границата между съзвездията Дева и Косите на Вероника.

В периода, когато свръхновата SN 2022hrs беше на удобна позиция, успях да проведа няколко наблюдения и да измеря изменението на блясъка й. Резултатите качвах своевременно на сайта на Американската асоциация на наблюдателите на променливи звезди AAVSO (http://aavso.org), където данни за този обект подаваха още около 80 наблюдатели. За наблюденията използвах 150 мм рефлектор F/4 и цветна охладена камера ASI 183 MC Pro (CMOS). Фотометрията извърших в Siril, като паралелно засичах получените резултати в ASTAP. За целта, отделях само зеления канал, който е най-близо до стойността на фотометричния V-филтър, отразяващ визуалния диапазон. Резултатите показват типичната крива на блясъка за Ia. За съжаление, все по-ранното залязване на съзвездие Дева през юли и местоположението на обекта не ми позволяват вече да наблюдавам тази близка и впечатляваща свръхнова звезда.