Skrót CV w kontekście gwiazd zmiennych nie oznacza wcale cirriculum vitae, ale pochodzi od angielskiego „cataclismic variables”, czyli zmiennych kataklizmicznych. Nie oznacza to jednak, że w ich kosmicznych życiorysach nie znajdziemy nic ciekawego…

Układy kataklizmiczne to rodzaj układów podwójnych, ale ten fakt nie czyni ich jeszcze wyjątkowymi. Okazuje się, że Wszechświat stanowi dobrze prosperujący portal randkowy – ponad połowa gwiazd w naszej galaktyce ma swojego partnera. Do opisania, czym są zmienne kataklizmiczne, potrzeba nam więc czegoś więcej. Układ, który jest przedmiotem naszego zainteresowania, będzie się składał z białego karła oraz gwiazdy mniej masywnej – należącej do ciągu głównego lub nieco odewoluowanej np. podolbrzyma. Okres orbitalny takiego układu to zaledwie około kilku godzin – oznacza to, że przeciętny układ zmieściłby się wewnątrz naszego Słońca!

Wygląd CV.

W tak ciasnych układach będzie dochodziło do stopniowego rozrywania siłami pływowymi mniej masywnego towarzysza przez białego karła. Jeśli gwiazda taka wypełni swoją powierzchnię Roche’a (czyl obszar przestrzeni, w którym dominuje jej wpływ grawitacyjny), powstanie układ nazywany fachowo półrozdzielonym i nastąpi przepływ masy przez punkt Lagrange’a L1. Nazwa zmiennych kataklizmicznych odnosi się do gwałtownych pojaśnień, które obserwujemy w przypadku takich obiektów. Niestety wytłumaczenie tego czym są powodowane, nie jest już takie proste. Zależy to bowiem od pola magnetycznego posiadanego przez taki układ.

Jeśli biały karzeł nie wytwarza silnego pola magnetycznego, to niezerowy moment pędu opadającej na niego materii powoduje, że ów gaz nie opada od razu na jego powierzchnię, ale tworzy wokół niego dysk akrecyjny. W miarę jak coraz więcej materii z towarzysza, czyli np. czerwonego karła opada w kierunku białego karła, dysk akrecyjny nabiera masy oraz gęstości.

Wybuch nowej, czyli dlaczego zachłanność nie popłaca białym karłom.

W przypadku nowej wybuch będzie efektem fuzji i eksplozji zgromadzonego już na powierzchni białego karła wodoru. A jakich warunków potrzebujemy, by móc zaobserwować nową karłowatą?

Rozważany przez nas układ podwójny jest początkowo dość stabilny – przyrost temperatury wywoływany lepkością (czyli w zasadzie tarciem między warstwami dysku akrecyjnego) jest równoważony przez promieniowanie. Jako odważni badacze kosmosu dodajemy jednak gazu! Wyobraźmy sobie, że zwiększyliśmy przepływ materii między gwiazdami. Teraz wraz z lepkością wzrasta temperatura dysku. W związku z funkcją tak zwanej nieprzezroczystości plazmy chłodzenie staje się mniej efektywne wraz ze wzrostem temperatury, czyli udało nam się uzyskać niestabilność termiczną. Wielki i gwałtowny przyrost temperatury przyniesie za sobą gwałtowny przyrost jasności. W jednych układach rozjaśnienie takie zaczyna się od zewnątrz dysku, a w innych układach pojaśnienie zaczyna się od wewnętrznego krańca – tego położonego blisko białego karła. To pojaśnienie dysku akrecyjnego może dać blask sto razy przekraczający blask gwiazd w tym układzie! Takie wydarzenie nazywamy wybuchem lub superwybuchem (klasyfikacji dokonujemy na podstawie siły pojaśnienia i jego czasu trwania).

Warto jeszcze zastanowić się nad adekwatnością nazwy zmiennych kataklizmicznych. Wybuch nowej dzieje się zaledwie na powierzchni białego karła, a nowa karłowata nie jest nawet pełnoprawny wybuchem, a zaledwie pojaśnieniem dysku akrecyjnego… Nietrudno jest przywołać zjawiska w kosmosie, które o wiele bardziej zasługują na tytuł ‘kataklizmicznych’.

Podczas superwybuchu możemy obserwować częste i niewielkie zmiany jasności o wartości ułamka magnitudy – supergarby. Ich natura nie jest do końca znana i istnieje kilka modeli teoretycznych, które starają się wyjaśnić ich pochodzenie. Jednym z nich jest model TTI (ang. ‘thermal-tidal instability’), czyli model zakładający istnienie niestabilności termiczno-pływowych w dysku akrecyjnym takiego układu kataklizmicznego (Y. Osaki, 1996).

Podczas superwybuchu dysk staje się niestabilny i gwałtownie się rozrasta. W pewnym momencie dysk jest ograniczany przez te same czynniki, które „obierały” mniej masywną gwiazdę z materii (siły pływowe oraz siłę Coriolisa). Nie dość, że dysk obraca się z inną prędkością niż pozostały układ, to jeszcze został właśnie skręcony i wydłużony tak, że ziemski obserwator patrzy raz na dłuższy, raz krótszy bok dysku. Oczywiście im większa część dysku znajdzie się w naszym polu obserwacji, tym więcej światła do nas dotrze, dlatego układ kataklizmiczny podczas superwybuchu raz wydaje się nam jaśniejszy, a raz ciemniejszy, a wykres tej jasności – garbaty.

Przykład obserwacji supergarbów.

Model TTI tłumaczył więc supergarby jako efekt rotacji linii apsyd dysku wydłużonego w wyniku zaburzeń pływowych spowodowanych przez towarzysza białego karła. Po porównaniu ze sobą kilku ciaśniejszych garbatych układów i takich o dłuższym okresie orbitalnym okazało się jednak, że model TTI nie do końca tłumaczy nasze obserwacje.

Konkurencyjnym dla TTI jest model opierający się na zwiększonym przepływie masy (ang. enhanced mass transfer – EMT) na białego karła. Efekt ten miałby zależeć od napromieniowania przepływającej materii przez donora masy i wywierać szczególny wpływ w ciasnych układach podwójnych. Supergarby według tego modelu są rezultatem bardzo zmiennego tempa przepływu materii, które spowodowane jest zmiennym napromieniowaniem towarzysza białego karła.

Model EMT tłumaczy je zatem jako efekt wzmożonej dyssypacji energii kinetycznej strumienia przepływającej materii (J. Smak, 2009). Okazało się, że i ten pomysł nie rozwiązał problemu supergarbów. Promieniowanie rozszerzonego dysku podgrzewa zewnętrzne warstwy mniej masywnej gwiazdy, w wyniku czego gaz się rozszerza i szybciej trafia na dysk – dowiedziono jednak istnienia ograniczeń nieprzewidzianych w modelu, które znacznie ograniczają taki transfer materii.

Wizualnie supergarby mogą nie robić wrażenia, ponieważ stanowią zaledwie ułamek magnitudo, ale może brzmią lepiej? Sonifikacja supergarbów dostępna jest tutaj.

Istnieje zależność między okresem obserwowanych supergarbów oraz okresem orbitalnym całego układu wyrażająca się dosyć prostym wzorem wyznaczonym przez astronomów Stolza i Schoembsa w roku 1984:

 (P_s - P_o)/P_o = -3,3 * 10^-2 + 0,84 P_s, gdzie P_s – okres supergarbów, P_o – okres orbitalny.

Dzięki tej zależności, na podstawie obserwacyjnie zmierzonego P_s, możemy w prosty sposób wyznaczyć wartość okresu orbitalnego danego układu gwiazd, czyli jeden z jego podstawowych parametrów.

Artykuł napisała Maria Popławska.

Autor

Redakcja AstroNETu
Redakcja AstroNETu