Międzynarodowa grup astronomów odkryła układ podwójny, składający się z gwiazd pulsujących w rytmie serca, które są chemicznie osobliwe (typ chemicznej osobliwości → Am). Nie udało się również zarejestrować pola magnetycznego pochodzącego od tych gwiazd. Ta gwiazda podwójna, oznaczona jako HD 73619, znajduje się w jednej z najbliższych, otwartych gromad gwiazdowych Praesepe (M44) w gwiazdozbiorze Raka.
Gwiazdy – tutaj rządzą pływowe pulsacje w rytmie serca
Obecnie znanych jest ponad dwieście tych obiektów, zwanych w języku angielskim „heartbeat stars” (w skrócie HB stars), które można przetłumaczyć na język polski jako „gwiazdy pulsujące w rytmie serca”. Swoją nazwę zawdzięczają podobieństwu krzywych blasku do elektrokardiogramu ludzkiego serca (EKG). Ta nazwa sugeruje, że są to pojedyncze gwiazdy – co nie jest prawdą.
Są to układy podwójne, w których gwiazdy poruszają się po silnie rozciągniętych orbitach eliptycznych wokół wspólnego środka masy. Dlatego odległość pomiędzy nimi drastycznie się zmienia. Gdy gwiazdy znajdą się najbliżej siebie (w pobliżu punktu orbity zwanego periastronem), to obserwowana jasność rośnie zwykle o kilka tysięcznych części wielkości gwiazdowej (kilka x 0,001 mag). Gdy składniki oddalają się od siebie, to jasność układu drastycznie spada i potem praktycznie nie zmienia się. W rezultacie otrzymujemy krzywą blasku naprzemiennie z ostrymi maksimami i szerokimi minimami.
Po takich bliskich spotkaniach około 20% gwiazd w układach pulsujących w rytmie serca wykazuje wewnętrzne oscylacje, które ujawniają się w krzywych blasku przez większość ruchu orbitalnego, jako cykliczne zmiany jasności. Znakiem rozpoznawczym tych wewnętrznych pulsacji gwiazd jest okres, który musi być wielokrotnością okresu orbitalnego – co wynika to z faktu, iż drgania gwiazd wzbudzone są siłami pływowymi. W angielskiej literaturze astronomicznej oznaczane są skrótem TEO (Tidally Excited Oscillations → pływowo wzbudzone oscylacje) lub TIP (Tidally Induced Pulsations → pływowo wymuszone pulsacje).
Krzywa blasku układu podwójnego HD 73619 pulsującego w rytmie serca, który został odkryty na podstawie analizy danych z satelity fotometrycznego Kepler w sesji K2. Niebieskie punkty reprezentują dane obserwacyjne, a czerwona linia – model. Amplituda zmian jasności jest zaledwie ~0,0004 mag. Nazwę „pulsujących w rytmie serca” zawdzięczają podobieństwu ich krzywych blasku do elektrokardiogramu z biciem ludzkiego serca. Źródło: PIB Delhi
HD 73629 jako wyjątkowy układ podwójny pulsujący w rytmie serca
O tym, że HD 73629 jest gwiazdą podwójną było wiadomo prawie od stu lat, ponieważ w 1931 Sanford wyznaczył jej parametry orbitalne na podstawie obserwacji spektroskopowych. W widmie zaobserwował cykliczne zmiany prędkości radialnych z okresem około 12,91 dnia. Późniejsze obserwacje pozwoliły w szczególności jeszcze dokładniej wyznaczyć parametr eliptyczności orbit (mimośród e=0,30). Okazało się również, że gwiazdy-towarzyszki mają praktycznie identyczne masy (stosunek mas składników = 0,98).
Międzynarodowa grupa astronomów kierowana przez Santosh Joshi z ARIES (Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences, Indie) przedstawiła w najnowszej publikacji wyniki analizy obserwacji pięciu chemicznie osobliwych gwiazd w otwartej gromadzie gwiazdowej Praesepe (M44). Obserwacji chemicznie osobliwych gwiazdach ujawniają na ich powierzchni niezwykłe obfitości pierwiastków cięższych od wodoru i helu.
Astronomowie odkryli, że spośród gwiazd chemicznie osobliwych w gromadzie Preasepe tylko jedna – HD 73619 jest układem podwójnym pulsującym w rytmie serca. Dowodem okazały się obserwacje satelity fotometrycznego Kepler w sesji K2 z 2015 roku. Pomimo szczegółowych analiz nie udało się jednak znaleźć pływowo wzbudzanych oscylacji (TEO) składników gwiazdowych.
Gwiazdy układu podwójnego HD 73619 wykazują typ „Am” chemicznej osobliwości gwiazd, co oznacza, że są to gwiazdy typu widmowego A z silnymi i często zmiennymi liniami absorpcyjnymi metali takich jak Cynk (Zn), Stront (Sr), Cyrkon (Zr), Bar (Ba) i deficyt innych (np. Wapń (Ca), Skand (Sc)). Początkowo gwiazdami typu Am nazywano gwiazdy, które na powierzchni wykazują „ewidentny brak Ca (i/lub Sc) i/lub ewidentną nadobfitość pierwiastków grupy Fe i cięższych”.
Santosh Joshi ze współpracownikami podjął również próbę detekcji pola magnetycznego gwiazd w układzie HD 73619, korzystając z obserwacji uzyskanych za pomocą teleskopów naziemnych. Okazało się, że nowo-odkryty układ pulsujący w rytmie serca wykazuje, albo bardzo słabe pole magnetyczne (< 200 G) lub nawet całkowity jego brak.
Brak słabego pola magnetycznego oznacza, że ciemne plamy na powierzchni gwiazd w układzie podwójnym HD 73619 mogą mieć inne – dotychczas nieznane pochodzenie, w porównaniu do plam słonecznych generowanych przez silne pole magnetyczne.
To odkrycie jest bardzo ważne dla dalszych badań niejednorodności wywołanych plamami na powierzchni gwiazd bez pól magnetycznych oraz dla badań nad pochodzeniem pulsacyjnej zmienności w układach gwiazd pulsujących w rytmie serca.
Więcej informacji:
- Publikacja naukowa: Study of chemically peculiar stars – I. High-resolution spectroscopy and K2 photometry of Am stars in the region of M44
- Wersja darmowa w arXiv: Study of Chemically Peculiar Stars-I : High-resolution Spectroscopy and K2 Photometry of Am Stars in the Region of M44
- A star with a heartbeat & without a magnetic field discovered
Źródło: PIB Delhi
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Na ilustracji: obraz otwartej gromady gwiazdowej Praesepe (Żłóbek) z przeglądu nieba Sloan Digital Sky Survey o polu widzenia ~1° z zaznaczoną pozycją HD 73619, czyli gwiazdowego układu podwójnego pulsującego w rytmie serca. Na zdjęciu pozycja HD 73619 jest wskazana za pomocą symbolicznego apex cordis. Źródło: Sloan Digital Sky Survey
