Akreční disk binárního systému WZ Sagittae

Pozorování vzájemně se ovlivňujícího binárního systému hvězd WZ Sagittae (v souhvězdí Šípu) prováděná souběžně na observatoři KPNO a dalekohledem SST v minulém roce upřesnila dosavadní představy o akrečních discích. Akreční disky vznikají nabalováním hmoty na trpasličí složku soustavy. Jde o dvě hvězdy, které jsou natolik blízko u sebe, že může docházet k přetékání hmoty z jedné hvězdy na druhou. Rozměrově mohou být hvězdy různě velké, jsou známy systémy s hvězdnými obry a také s hvězdami zkolabovanými do neutronových hvězd či černých děr. Hmotnostně mohou být přitom obě hvězdy srovnatelné. Za určitých podmínek pak hmota z jedné hvězdy přetéká na druhou složku za vzniku tzv. akrečního disku. Není vzácností, že k přetékání hmoty dochází i opakovaně a hvězda, která v jednom cyklu pohlcovala hmotu druhé hvězdy, se později stane dárcem a hmota přetéká obdobným mechanizmem zpět. Obě složky jsou přitom od sebe vzdáleny srovnatelně jako Země a Měsíc. Doba jejich oběhu bývá od několika hodin po desítky minut (binární soustava WZ Sge obíhá 81 minut a 38 sekund).

Akreční disk byl dosud chápán jako tenký rotační objekt ve tvaru talíře či válce, v jehož středu se nachází trpasličí hvězda. Zdroj: NOAO.

Poloha objektu WZ Sge (označená dvojitou šipkou WZ). Zdroj: Kyoto University.

Vyhledávací mapka WZ Sge pro pozorovatele. Pole má strany 5′×5′, nejslabší hvězdy mají 15,5m. Zdroj: University of Southampton.

WZ Sge je kataklyzmatická (eruptivní) proměnná trpasličí nova. U tohoto typu objektů se jedná o binární systém, kdy z jedné složky přetéká relativně konstantním způsobem hmota na složku druhou. V místě styku s akrečním diskem obklopujícím trpasličí složku však dochází díky hromadění hmoty k vytvoření tzv. horké skvrny. Tato horká skvrna je projevem nahromadění hmoty a při neustálém zvětšování se stane nestabilní vzhledem k dynamice a vyzařování akrečního disku. Následně se může tato hmota zhroutit na trpasličí hvězdu při současném bouřlivém uvolnění energie, které pozorujeme jako vzplanutí novy.

Přetékání hmoty z obří hvězdy na trpasličí složku systému za vzniku akrečního disku. V místě dotyku plazmatického mostu stahované hmoty s akrečním diskem je zřetelná jasná oblast deformovaná rotací disku – tzv. horká skvrna. Zdroj: NASA.

K poslednímu známému zjasnění objektu WZ Sge došlo 23. července 2001, tato událost byla pozorována amatérskými i profesionálními astronomy na celém světě. Z počáteční 8^m v období 23. – 24. 7. 2001 poklesla jasnost hvězdy k 15. 8. 2001 plynule na 10,7^m. Pak nastal během dvou dnů rázný pokles až na 12,9^m a následně hvězda opět začala zjasňovat.

Graf poklesu jasnosti od maxima WZ Sge z roku 2001 (červené čtverečky) a porovnání s obdobnými daty naměřenými v roce 1978 (modré kosočtverečky). Známo je ještě zjasnění ze dne 22. 11. 1913 a další obdobné ze dne 29. 6. 1946. Zdroj: AAVSO.

Spektrografem na 2,5-metrovém dalekohledu INT na observatoři La Palma byly pořízeny tyto snímky spirálních struktur v akrečním disku WZ Sge. Dopplegramy ukazují rozložení emise He II (468,6 nm) a CIII (474,7 nm) a lze z nich vyčíst, že v disku dominují dvě spirální ramena. H-beta a He I (492,5 nm) naopak vykazují vysoce proměnnou absorpci jádra struktury. Je to poprvé, co byla pozorována spirální struktura akrečního disku u WZ Sge. Od následných pozorování této soustavy je očekáváno porozumění vývoji struktury akrečních disků. Zdroj: AAVSO, Harvard Smithsonian Center for Astrophysics.

Při pozorování v infračerveném oboru SST bylo však v roce 2007 zjištěno mnohem větší vyzařování soustavy WZ Sge, než by odpovídalo dosavadním modelům. Jde o soustavu, jejíž jednou složkou je bílý trpaslík o hmotnosti M = 0,59 M_S, a druhá složka má hmotnost m = 0,03 M_S. Rozměry systému jsou uváděny takto: R ~ 0,87×10⁴ km a r ~ 7×10⁴ km, vzájemná vzdálenost hvězd je a = 3,7×10⁵ km. Celý systém je, díky přetékání hmoty přes akreční disk z méně hmotné hvězdy na bílého trpaslíka, zdrojem záření od vysokých energií v RTG až po záření v rádiovém oboru. Astrofyzikální modely vycházející z dosud provedených měření byly tedy velmi přesné co se týče výsledků očekávaných pozorování. Postupně se ale ukázalo, že pozorování nelze vysvětlit jen pomocí tenkého plynného akrečního disku. Takový disk tvořený jen horkým plynem by nemohl zářit v infračervené oblasti, což ale bylo naměřeno týmem SST. Astronomové naměřili pomocí SST u hvězdy WZ Sge intenzivní záření na vlnové délce 4,5 a 8 mikrometrů. Pozorování byla potvrzena také pomocí dalekohledu 2,1 m NSF a 0,9 m WIYN na observatoři na Kitt Peaku.

Pozorovací okna Spitzerova vesmírného dalekohledu. Svislé pruhy značí různé intervaly vlnových délek elektromagnetického záření. Zleva jako první nastupuje viditelné spektrum, které odpovídá lidskému rozsahu vidění. Následují pásma J, H a K, ve kterých ještě pracují pozemské infračervené dalekohledy. Následující spektrální intervaly pokrývají rozsah od 3 do 160 mikrometrů a jsou pomocí tří vědeckých přístrojů dostupné jen mimo atmosféru, tedy prostřednictvím SST. IRAC (The Infrared Array Camera) zaznamenává obrázky v rozsahu od 3,6 do 8,0 mikrometrů. IRS (The Infrared Spectrograph) rozkládá infračervené světlo pomocí čtyř modulů podobně jako spektrální hranol a pracuje v rozsahu 5,3 až 40 mikrometrů. MIPS (The Multiband Imaging Photometer for Spitzer) pořizuje obrázky ve třech přednastavených vlnových délkách od 24 do 160 mikrometrů. MIPS ale také pracuje jako spektrograf v intervalu od 50 do 100 mikrometrů. Dvěma největšími zdroji světla ve vesmíru jsou hvězdy a prach. Na pozadí grafu je naznačeno poměrné zastoupení intenzity světla hvězd a prachu vzhledem k elektromagnetickému spektru. Zdroj: SST.

Nový model: hustý chladný prachový disk zářící v IR. Zdroj: NOAO.

Nový model soustavy WZ Sge by mohl vypadat následovně: z průvodcovské hvězdy je na trpaslíka stahován materiál, který kolem něj vytváří tenký disk horkého plynu obdobně jako předpokládaly dosavadní teorie. Tento disk je ale ukryt uvnitř obřího chladného prachového disku, jehož rozměry jsou alespoň dvacetkrát větší než rozměr disku plynného a jehož složení si lze představit jako oblak částic rozměrů srovnatelných s malými planetkami. Hmotnostně se tento prachový disk odhaduje v řádu alespoň poloviny hmotnosti disku plynného. Nelze však vyloučit, že jde o spodní hranici a že je zde ukryto hmoty mnohem více. Prachový disk pohlcuje světlo plynoucí z bílého trpaslíka a z plynného akrečního disku a díky této absorpci následně září v infračervené oblasti.

Tento objev znamená možná převratnou změnu v popisu nejen proměnných binárních systémů, jakým je výše popsaná dvojhvězda. Pokud se potvrdí prvotní odhady hmotnosti prachového disku, pak je nutná revize dosavadních teorií popisujících chování velkých uskupení hvězd, mezihvězdné hmoty a i celých galaxií a jejich struktur. Bude nutno znovu prověřit dosavadní pozorování podobných systémů a poopravit dle nových výsledků popisy velkých hvězdných soustav. Je totiž možné, že právě v akrečních discích je ukryta alespoň část hmoty, kterou astronomové hledají a je označována již od třicátých let minulého století jako tzv. "temná hmota". Temná hmota je přitom odpovědná za to, že galaxie a jim měřítkově podobné struktury drží ve vesmíru pohromadě.