artyku³3

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.
2. 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 postwspólnej 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.