Eta Carinae
Marcel Škreka - 2015-02-03

Eta Carinae, najsvietivejšia a najhmotnejšia dvojhviezda v okruhu 10 000 ly je už dlho známa svojim čudným správaním. V 19. storočí dva krát prudko vzplanula, no vedci stále nevedia prečo.

Eta Carinae sa nachádza vo vzdialenosti 7500 ly v južnom súhvezdí Lodný kýl. Skladá sa z dvoch hviezd obiehajúcich spoločné ťažisko po pomerne excentrických dráhach, na ktorých sa počas 5,5 ročnej periódy k sebe veľmi približujú. Z oboch hviezd prúdi mohutný hviezdny vietor, ktorý ich obklopuje, a zabraňuje tak možnosti pozorovať hviezdy priamo. Astronómovia zistili, že jasnejšia a chladnejšia primárna zložka má asi 90 krát väčšiu hmotnosť a 5 milión krát väčšiu svietivosť ako Slnko. Vlastnosti sekundárnej zložky sú známe s menšou presnosťou - oproti primárnej zložke má asi tretinovú hmotnosť a pätinovú svietivosť.

Minimálna vzájomná vzdialenosť zložiek (periastrum) je 225 miliónov km, čo približne zodpovedá vzdialenosti Marsu od Slnka. Astronómovia pozorovali dramatické zmeny v systéme mesiace pred a po prechode hviezd periastrom. Zmeny sa prejavili röntgenovými vzplanutiami s prudkým poklesom,  zmiznutím a znovu objavením útvarov v blízkosti hviezd viditeľných len na špecifických vlnových dĺžkach viditeľného svetla a hrou svetla a tieňa pri rýchlej zmene vzájomnej polohy hviezd v blízkosti periastra.

Počas uplynulých 11 rokov zahrňujúcich 3 prechody periastrom vyvíjali vedci počítačový model Eta Carinae založený na pozorovaniach pozemských a vesmírnych ďalekohľadov. Tento model pomôže predpovedať, čo by sa malo stať pri nasledujúcom prechode periastrom a po spätnom vložení týchto dát do modelu sa bude overovať jeho presnosť.

Podľa tohto modelu môže za mnohé periodické zmeny pozorované v systéme interakcia hviezdnych vetrov oboch zložiek, pričom ich vlastnosti sa podstatne líšia. Pomalým (450 km/s), ale hustým vetrom je z primárnej zložky počas obdobia 1000 rokov odnášaná látka ekvivalentná jednej slnečnej hmotnosti. Riedkym, ale 6 krát rýchlejším vetrom stráca sekundárna zložka hmotu asi 100 krát pomalšie.

Simulácie odhalili zložitú interakciu hviezdnych vetrov. Keď sekundárna zložka prechádza v periastre veľkou rýchlosťou popri primárnej zložke, jej rýchlejší hviezdny vietor vytvára v hustejšom vetre väčšej hviezdy špirálovité útvary. K lepšej vizualizácii bol vytvorený 3D model interakcie. Model odhalil tiahle ostré výstupky na rozhraní oboch vetrov, ktoré predtým neboli spozorované.  Vedci si myslia, že tieto útvary sú reálne a že vznikajú dôsledkom lokálnych nestabilít na rozhraní vetrov počas niekoľkých mesiacov okolo najväčšieho priblíženia hviezd.

Tím sa zameral na niekoľko kľúčových pozorovaní, ktoré odhalili niektoré mechanizmy fungovania systému. Počas posledných troch prechodov periastrom pozemské ďalekohľady v Brazílii, Chile, Austrálii a Novom Zélande monitorovali žiarenie systému na jednej vlnovej dĺžke modrého svetla vyžarovaného atómami jedenkrát ionizovaného hélia (HeII). Podľa modelu emisia hélia odráža podmienky v hviezdnom vetre primárnej zložky. Spektrograf STIS na HST sledoval Etu Carinae na inej vlnovej dĺžke modrého svetla vyžarovaného dva krát ionizovaným železom (FeIII). Pozorovanie nečakane odhalilo, kde vietor z primárnej zložky začína žiariť dôsledkom interakcie s intenzívnym UV žiarením sekundárnej zložky. Röntgenové žiarenie systému nesie informáciu priamo z oblasti kolízie hviezdnych vetrov, kde vznikajú rázové vlny, ktoré zahrievajú okolitú látku na niekoľko sto miliónov Kelvinov.

Zmeny v röntgenovom žiarení súvisia priamo s nárazovou zónou oboch hviezdnych vetrov a odrážajú zmeny v tempe straty hmoty systému. Vedci porovnali emisie v periastre počas posledných 20 rokov merané satelitmi RXTE (ktorý ukončil svoju činnosť v roku 2012) a Swift. V júli 2014, keď boli hviezdy v periastre, zaznamenal Swift sériu doteraz najjasnejších vzplanutí röntgenového žiarenia, aké boli na Eta Carinae pozorované. To zodpovedá zmene tempa straty hmoty jednej z hviezd, no zo samotného röntgenového žiarenia sa nedá povedať ktorej.

Emisie z roku 2014 sú takmer identické s predchádzajúcim periastrom v r. 2009, čo naznačuje, že vietor primárnej zložky bol stály a že za röntgenové vzplanutia je zodpovedný vietor sekundárnej zložky.

Vedci namierili ďalekohľad HST na systém Eta Carinae aj po oprave prístroja STIS v r. 2009. Zo získaného spektra bolo možné vyčítať chemické zloženie látky obklopujúcej dvojhviezdu, ale aj tenké štruktúry blízko hviezd, takže pomocou STIS bolo možné mapovať oblasť blízko hviezd vo väčšom rozlíšení ako predtým.

Z výsledkov vyplýva, že emisia na čiare FeIII prichádza z oblasti s priemerom takmer 0,1 ly. Rozsiahle vrstvy plynu prúdia smerom od dvojhviezdy rýchlosťami približne 450 km/s. Pri každom prechode periastrom sa vo vetre väčšej hviezdy vytvárajú špirálové útvary. Tie potom expandujú smerom von, čím vznikajú pohybujúce sa vrstvy plynu rozprestierajúce sa do vzdialenosti 1000 AU. Poloha jednotlivých vrstiev sa tak dá vysledovať 11 rokov do minulosti, čo sú približne 3 prechody periastrom.

Keď sa hviezdy k sebe približujú, sekundárna zložka sa vnára do najhustejšej oblasti vetra primárnej zložky, ktorý absorbuje jej UV žiarenie a zabraňuje žiareniu aby dosiahlo na vzdialené vrstvy plynu. Bez prísunu energie prestáva FeIII žiariť.

Obe hmotné hviezdy skončia svoj život ako supernovy. Dĺžka života hviezdy závisí od jej počiatočnej hmotnosti a tempa straty hmoty počas života prostredníctvom hviezdneho vetra alebo erupcií.

Vedci sa na základe nazbieraných údajov snažia predpovedať správanie systému pri nasledujúcom prechode periastrom vo februári 2020.

Videá zobrazujú interakciu hviezdnych vetrov a celkový 3D model hmloviny Homunkulus.


imgsize.jpg


Veľká erupcia Ety Carinae  v roku 1840 vytvorila hmlovinu Homunkulus (foto HST). Dnes približne 1 ly dlhá rozpínajúca sa hmlovina obsahuje hmotu, ktorá by postačila na vytvorenie 10 Sĺnk. Astronómovia zatiaľ nevedia vysvetliť čo erupciu spôsobilo. Kredit: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team