Zvětšit obrázek

Súhvezdie Raka podľa Johannesa Hevelia. Zo spisu Uranographia (1690).

Na severnej oblohe je nenápadné súhvezdie Raka (Cancer). Pre laického pozorovateľa oblohy nie je v ňom nič zaujímavé, najjasnejšia hviezda Al Tarf (Beta Cancri) je dvojhviezdou, ale len jedna jej zložka so zdanlivou jasnosťou 3,78 magnitúdy je viditeľná voľným okom. V tejto oblasti oblohy sa vo vzdialenosti asi 41 svetelných rokov od Zeme nachádza aj ďalšia dvojhviezda 55 Cancri. Sú to navzájom obiehajúci sa trpaslíci, jeden žltý (podobný Slnku) a druhý červený (s polovičnou hmotnosťou Slnka). Pozorovania odhalili, že väčšia „žltá“ hviezda má planetárny systém s minimálne piatimi planétami, z ktorých jedna je obrovská kamenná (terrestriálna) „super-Zem“ s hmotnosťou Neptúnu, ostatné sú pravdepodobne Jupiteru podobní plynní obri. Po našej Slnečnej sústave je to najpočetnejší doposiaľ známy planetárny systém.

V súhvezdí Raka, vo vzdialenosti asi 16 000 svetelných rokov (asi 5 kiloparsekov) je ešte jedna zaujímavá, voľným okom neviditeľná dvojhviezda HM Cancri (v odbornej literatúre RX J0806.3+1527, skrátene J0806), ktorú spomína aj článok Když se srazí dva trpaslíci…

Zvětšit obrázek

Obrovskou rýchlosťou sa obiehajúci bieli trpaslíci deformujú okolitý časopriestor. Gravitačné vlny sebou odnášajú aj časť energie binárneho systému. Kredit: T. Strohmayer NASA a D. Berry Chandra Observatory

Ide o binárny systém dvoch, pôvodne Slnku podobných hviezd, ktorým došlo palivo a teraz v štádiu bielych trpaslíkov - pomaly chladnúcich hviezdnych jadier, závratnou rýchlosťou obiehajú okolo spoločného ťažiska. Je to pre človeka zvyknutého na pozemskú realitu ťažko predstaviteľný svet, presahujúci fantáziu spisovateľa sci-fi románov. Vznik a zloženie bielych trpaslíkov približuje spomínaný článok, preto len stručné zopakovanie, že hviezda podobná Slnku na konci svojej hviezdnej kariéry sa zväčší do fázy červeného obra a keď aj jemu dôjde palivo na pre jadrovú syntézu (hélium -> uhlík a kyslík), zbaví sa vonkajšej obálky a zvyšné jadro gravitačne skolabuje do objemu porovnateľného so Zemou, ale s hmotnosťou len o niečo menšou než má Slnko. Samozrejme, že už nejde o hmotu takú, ako ju poznáme, ale o takzvaný elektrónovo degenerovaný plyn, ktorého 1 cm³ váži okolo 10 ton.

V binárnom systéme J0806 sa teda obiehajú dvaja bieli trpaslíci, ktorí - podľa výsledkov nových pozorovaní pomocou jedného z dvojice 10 metrových Keckových ďalekohľadov (Keck I) - nemajú rovnakú hmotnosť. Väčší „trpaslík“ má niečo vyše polovice hmotnosti Slnka (asi 0,55 M_S) a ten menší asi štvrtinu (0,27 M_S). Táto nerovnosť umožňuje gravitačne silnejšiemu okrádať svojho slabšieho partnera o plyn z jeho atmosféry. Masy hmoty dopadajú na povrch väčšej hviezdy obrovskou rýchlosťou a emitujú intenzívne röntgenové žiarenie.

Zvětšit obrázek

Znázornenie binárneho systému HM Cancri, v ktorom hmotnejší biely trpaslík oberá o hmotu svojho menej hmotného, gravitačne pripútaného partnera. Masy plynu sa po špirále rútia na povrch vyhasínajúcej hviezdy a v rovine jej rovníka vytvárajú akrečný disk. Kredit: R. Hynes a P. Groot, Radboud University

Na uvedených údajoch nie je nič výnimočné, veď neutrónové hviezdy, alebo čierne diery sú v tomto ohľade extrémnejšie. To, čo radí binárny systém J0806 do vesmírnej Guinessovej knihy sú jeho parametre: jeho celková veľkosť nepresahuje 8 násobok zemského priemeru, pretože obe vyhasnuté hviezdy sa obiehajú vo vzájomnej vzdialenosti asi 80 000 km. To je len o niečo viac ako jedna pätina priemernej vzdialenosti Zem – Mesiac, alebo dvojnásobok obvodu Zeme. Aby obrovská gravitačná sila obe veľmi hmotné telesá (s hmotnosťou asi 183 000 krát a 90 000 krát hmotnosť Zeme), ktoré sú tak blízko seba, neprinútila okamžite splynúť vo vzájomnej obrovskej zrážke, musí byť kompenzovaná závratnou obežnou rýchlosťou. Tá je vskutku nepredstaviteľná - bieli trpaslíci obehnú okolo pomyselného ťažiska sústavy raz za 321,5 sekundy, čo je 5 minút a 21 sekúnd. Pretože nie sú rovnako hmotní, veľkosť ich obežnej dráhy aj rýchlosť ktorou sa po nej rútia je rozdielna. Hmotnejšia hviezda si môže dovoliť pomalšiu jazdu rýchlosťou asi 500 km/s, ale jej menšia partnerka musí po dlhšej dráhe obežnú dobu zvládať rýchlosťou asi 800 km/s. Skúste si to predstaviť...

J0806 je tým najkompaktnejším a najdivokejším známym dvojhviezdnym systémom. Jeho budúcnosť je spečatená a potvrdená dlhodobým pozorovaním pomocou röntgenovej sondy Chandra: obežná doba sa pomaly, ale isto skracuje o asi 1,2 milisekundy za rok. Je to dôsledok úbytku energie, ktorú podľa teórie relativity odnášajú zo systému gravitačné vlny. Zatiaľ ich nevieme zaregistrovať, ale práve objekty, akou je aj táto dvojhviezda potvrdzujú správnosť teórie. Strata energie spôsobuje, že obaja bieli trpaslíci budú okolo seba krúžiť čím ďalej, tým rýchlejšie a bližšie, až tento ich závratný tanec skončí vo vzájomnej dramatickej zrážke.
Animácia:

Zvětšit obrázek

Dvojičky Keckových ďalekohľadov.  Kredit: Rick Peterson/WMKO

Aj keď mnohé z uvedených údajov sú známe už niekoľko rokov, dvojhviezda J0806 je trvalým objektom vedeckého záujmu. Marcové číslo Astrophysical Journal Letters prináša nové merania v podstate definitívne potvrdzujúce extrémne krátku obežnú periódu. Výskum pomocou najmodernejších pozemských astronomických zariadení, ktorými je vybavený Keckov teleskop na Havaji, viedol Gijs Roelofs z Harvard-Smithsonian Center of Astrophysics. Moderný obrovský ďalekohľad umožňoval nielen zopakovať doteraz využívané analýzy svetelnej krivky (časovej zmeny zdanlivej jasnosti sústavy), ale aj sledovať zmeny rýchlosti sústavy pomocou Dopplerovho javu. Žiarenie prichádzajúce od objektu, ktorý sa k nám približuje je posunuté k modrému a žiarenie vzďaľujúceho sa objektu k červenému koncu spektra. Astronómovia sa v spektre oboch bielych trpaslíkov zamerali na emisné spektrálne čiary hélia. Pohyb menej hmotnej, chladnejšej a rýchlejšej hviezdy sledovali pomocou pravidelne sa meniaceho spektrálneho posunu emisnej čiary neutrálneho hélia (He I - 447,1 nm), zatiaľ čo hmotnejšiu, pomalšiu a teplejšiu hviezdu pozorovali v spektrálnej emisnej čiare jedenkrát ionizovaného hélia (He II – 468,6 nm). Výsledkami analýz sú spomínané obežné rýchlosti, z nich vyplývajúce hmotnosti oboch zložiek, ale najmä overenie a spresnenie extrémne krátkej obežnej periódy v tejto binárnej sústave: 5,4 minúty

Zdroje: Astrophysical Journal Letters , W. M. Keck Observatory