V838 Monocerotis - V838 Monocerotis

V838 Monocerotis
V838 Po HST.jpg
V838 Monocerotis a jeho světelná ozvěna zobrazená Hubbleovým vesmírným teleskopem 17. prosince 2002
Kredit : NASA / ESA
Data pozorování Epocha J2000.0       Equinox J2000.0
Souhvězdí Monoceros
Pravý vzestup 07 h 04 m 04,85 s
Deklinace −03 ° 50 ′ 50,1 ″
Zdánlivá velikost  (V) 6,75 (2002), 15,6
Charakteristika
Evoluční fáze Hnědý supergiant typu L.
Spektrální typ M7.5I -> M5.5I + B3V
Variabilní typ LRN
Astrometrie
Správný pohyb (μ) RA: −0,536 ± 0,229  mas / rok
Prosinec: −0,078 ± 0,174  mas / rok
Paralaxa (π) –0,0014 ± 0,1051  mas
Vzdálenost 5 900 ± 400  ks
Podrobnosti
Hmotnost 5-10  M ☉
Poloměr 467  R ☉
Zářivost 23 000  litrů ☉
Teplota 3 342 (2 000–2 200)  K
Stáří 4  Myr
Jiná označení
V838  Mon, Nova Monocerotis 2002, GSC 04822-00039
Odkazy na databázi
SIMBAD data

V838 Monocerotis ( Nova Monocerotis 2002 ) je spektroskopický binární hvězdný systém v souhvězdí Monoceros asi 19 000 světelných let (6 kpc ) od Slunce . Dříve nevyjádřená hvězda byla pozorována počátkem roku 2002, kdy došlo k velkému výbuchu, a možná byla krátkou dobu po výbuchu jednou z největších známých hvězd . Původně se předpokládalo, že jde o typickou novovou erupci, poté byla identifikována jako první z nové třídy erupčních proměnných známých jako světelné červené novy . Důvod výbuchu je stále nejistý, ale bylo předloženo několik dohadů, včetně erupce související s procesy smrti hvězd a sloučení binární hvězdy nebo planet.

Erupce nastala na jedné ze dvou hvězd hlavní sekvence B3 na blízké binární oběžné dráze. Z vybuchující hvězdy se stal velmi chladný superobr a na chvíli pohltil svého společníka. Do roku 2009 teplota supergiantu vzrostla (od roku 2005) na 3 270 K a jeho svítivost byla 15 000krát vyšší než sluneční ( L ☉ ), ale jeho poloměr se snížil na 380krát vyšší než u Slunce ( R ☉ ), i když se ejekta stále rozšiřuje .

Výbuch

Vizuální (modré body) a infračervené (červené body) světelné křivky pásma K erupce V838 Monocerotis do roku 2020, upravené podle Starrfielda a kol. 2004
Světelná ozvěna V838 Mon na obrázku 30. dubna 2002

6. ledna 2002 byla v souhvězdí Monoceros , Unicorn, pozorována rozjasnění neznámé hvězdy . Jako nová proměnná hvězda byla označena V838 Monocerotis, 838. proměnná hvězda Monoceros. Počáteční světelná křivka připomínala křivku novy , erupci, ke které dochází, když se na povrchu bílého trpaslíka nahromadilo dostatek plynného vodíku od jeho blízkého binárního společníka. Proto byl také označen jako Nova Monocerotis 2002. V838 Monocerotis dosáhl 6. února 2002 maximální vizuální velikosti 6,75, načež se podle očekávání rychle ztlumil. Počátkem března se však hvězda začala opět rozjasňovat, zejména v infračervených vlnových délkách. Na začátku dubna došlo k dalšímu zesvětlení infračerveného záření. V roce 2003 se hvězda vrátila do blízkosti své původní jasnosti před erupcí (velikost 15,6), ale nyní jako červený superobr spíše než modrá hvězda hlavní posloupnosti . Světelná křivka vytvořená erupcí se nepodobá ničemu dříve viděnému. V roce 2009 byla hvězda asi 15 000  l ☉ , což by bez zániku odpovídalo zdánlivé velikosti 8,5.

Porovnání velikosti V838 Monocerotis a vnitřní sluneční soustavy.

Hvězda se rozzářila asi na milionkrát sluneční svítivost a absolutní velikost -9,8, což zajistilo, že v době maxima V838 byla Monocerotis jednou z nejsvítivějších hvězd v galaxii Mléčné dráhy . Rozjasnění bylo způsobeno rychlou expanzí vnějších vrstev hvězdy. Hvězda byla pozorována pomocí interferometru Palomar Testbed , který ukazoval poloměr1570 ± 400  R ☉ (srovnatelné s poloměrem oběžné dráhy Jupitera ), což potvrzuje dřívější nepřímé výpočty. Při aktuálně akceptované vzdálenosti 6 100  ks odpovídal naměřený úhlový průměr na konci roku 2004 (1,83 mas ) poloměru1 200 ± 150  R ☉ , ale do roku 2014 se zmenšil na750 ± 200  R ☉ , podobné jako u Betelgeuse . Expanze trvala jen pár měsíců, což znamenalo, že její rychlost byla abnormální. Termodynamické zákony říkají, že expandující plyny chladnou. Proto se hvězda stala extrémně chladnou a tmavě červenou. Ve skutečnosti, některé astronomové tvrdí, že spektrum hvězdy připomínal L-typu hnědý převyšuje . Pokud tomu tak je, V838 Monocerotis by byl první známý typ L supergiant . Současné odhady vzdálenosti, a tedy i poloměru, jsou však asi o 25% nižší, než se v těchto dokumentech předpokládalo.

Další možná podobné akce

Existuje několik výbuchů připomínajících V838 Monocerotis. V roce 1988 byla v galaxii Andromeda zjištěna erupce rudé hvězdy . Hvězda, označená M31-RV , dosáhla absolutní bolometrické velikosti −9,95 na maximum (což odpovídá svítivosti 0,75 milionu  L ☉ ), než ztmavla nad detekovatelnost. K podobné erupci došlo v roce 1994 v Mléčné dráze ( V4332 Sagittarii ).

Předek hvězda

Umístění V838 Monocerotis v galaxii Mléčné dráhy .

Na základě nesprávné interpretace světelné ozvěny generované erupce byla vzdálenost hvězdy nejprve odhadována na 1 900 až 2 900 světelných let. V kombinaci se zjevnou velikostí měřenou z fotografií před erupcí byl považován za podsvíceného trpaslíka typu F , který představoval značnou záhadu.

Přesnější měření dala mnohem větší vzdálenost, 20 000 světelných let (6 kpc). Zdá se, že hvězda byla podstatně hmotnější a zářivější než Slunce. Hvězda má pravděpodobně hmotnost 5 až 10krát vyšší než sluneční ( M ☉ ). Zjevně to byla buď hvězda B1.5V s doprovodem B3V, nebo A0.5V se společníkem B4V. V druhém případě by měla svítivost kolem 550  l ☉ ( což by bylo 0,43krát jasnější než jeho společník) a v prvním případě by to bylo svítivější (asi 1,9krát jasnější než jeho společník). Hvězda mohla mít původně poloměr zhruba 5  R ☉ a její teplota by byla stejná jako u hvězdy typu B (více než 10 000 K, ale méně než 30 000 K). Munari a kol. (2005) navrhl, že progenitorová hvězda byla velmi hmotným supergiantem s počáteční hmotností asi 65  M ☉ , ale to bylo zpochybněno. Zdá se, že existuje shoda v tom, že hvězdný systém je relativně mladý. Munari a kol. dospěli k závěru, že systém může být starý jen asi 4 miliony let.

Spektrum V838 Monocerotis odhaluje společníka, horkou modrou hvězdu hlavní sekvence typu B, která se pravděpodobně příliš neliší od předkové hvězdy. Je také možné, že předek byl o něco méně masivní než společník a pouze vstupoval do hlavní sekvence.

Na základě fotometrické paralaxy společníka Munari et al. vypočítat větší vzdálenost, 36 000 světelných let (10 kpc).

Světelná ozvěna

Obrázky ukazující expanzi světelné ozvěny. Uznání: NASA / ESA .
Evoluce světelné ozvěny kolem V838 Monocerotis
Animace 11 snímků světelné ozvěny V838 Mon

Je známo, že rychle se rozjasňující objekty, jako jsou novy a supernovy, vytvářejí jev známý jako světelná ozvěna . Světlo, které cestuje přímo z objektu, přichází jako první. Pokud jsou kolem hvězdy mraky mezihvězdné hmoty , odráží se od mraků nějaké světlo. Odražené světlo kvůli delší dráze přichází později a vytváří vizi rozšiřujících se světelných prstenců kolem vybuchlého objektu. Prsteny vypadají, že cestují rychleji než rychlost světla , ale ve skutečnosti to tak není.

V případě V838 Monocerotis byla vytvořená světelná ozvěna nevídaná a je dobře zdokumentována na snímcích pořízených Hubbleovým vesmírným teleskopem . Zatímco fotografie vypadají, že zobrazují rozšiřující se sférickou skořápku trosek, ve skutečnosti jsou vytvořeny osvětlením stále se rozšiřujícího elipsoidu s progenitorovou hvězdou na jednom ohnisku a pozorovatelem na druhém. Navzdory zdání jsou tedy struktury na těchto fotografiích ve skutečnosti konkávní směrem k divákovi.

V březnu 2003 byla velikost světelné ozvěny na obloze dvojnásobkem úhlového průměru Jupitera a stále rostla. Úhlový průměr Jupitera se pohybuje od 30 do 51 obloukových sekund .

Zatím není jasné, zda je okolní mlhovina spojena se samotnou hvězdou. Pokud tomu tak je, mohly být vytvořeny hvězdou v dřívějších erupcích, které by vyloučily několik modelů, které jsou založeny na jednotlivých katastrofických událostech. Existují však pádné důkazy, že systém V838 Monocerotis je velmi mladý a stále je zakotven v mlhovině, ze které se vytvořil.

Erupce zpočátku vyzařovala na kratších vlnových délkách (tj. Byla modřejší), což lze vidět na světelné ozvěně: vnější okraj je na Hubbleových obrazech namodralý.

Hypotézy

Dva obrázky pořízené v listopadu 2005 a září 2006 ukazující změny, které nastaly v jasné ozvěně V838 Mon.

Dosud bylo publikováno několik docela odlišných vysvětlení erupce V838 Monocerotis.

Atypický výbuch novy

Výbuch V838 Monocerotis může být koneckonců nova erupce, i když velmi neobvyklá. To je však velmi nepravděpodobné vzhledem k tomu, že systém obsahuje hvězdu typu B a hvězdy tohoto typu jsou mladé a hmotné. Nebyl dostatek času na to, aby se případný bílý trpaslík ochladil a nahromadil dostatek materiálu, který by způsobil erupci.

Tepelný pulz umírající hvězdy

V838 Monocerotis může být post- asymptotickou hvězdou obří větve , na pokraji své smrti. Hmlovina osvětlená světelnou ozvěnou mohou ve skutečnosti být skořápky prachu obklopující hvězdu, vytvořené hvězdou během předchozích podobných výbuchů. Rozjasnění mohlo být takzvaným héliem , kde jádro umírající nízkohmotné hvězdy náhle zapálí fúzi hélia, která hvězdu naruší, ale nezničí. Je známo, že k takové události došlo v Sakuraiově objektu . Několik důkazů však podporuje argument, že prach je spíše mezihvězdný než soustředěný na V838 Monocerotis. Umírající hvězda, která ztratila své vnější obálky, by byla přiměřeně horká, ale důkazy ukazují na mladou hvězdu.

Termonukleární událost v masivním superobru

Podle některých důkazů může být V838 Monocerotis velmi masivním supergiantem . Také v tomto případě mohlo dojít k výbuchu heliem. Velmi hmotné hvězdy přežily několik takových událostí; než se však usadí jako extrémně žhavé hvězdy Wolf-Rayet , zažijí těžkou ztrátu hmoty (zhruba polovina původní hmotnosti se ztratí v hlavní sekvenci ) . Tato teorie může také vysvětlit zdánlivé prachové skořápky kolem hvězdy. V838 Monocerotis se nachází v přibližném směru galaktického anticentra a mimo disk Mléčné dráhy. Hvězdné zrození je ve vnějších galaktických oblastech méně aktivní a není jasné, jak se tam může vytvořit tak hmotná hvězda. Existují však velmi mladé klastry jako Ruprecht 44 a 4 miliony let stará NGC 1893 ve vzdálenosti asi 7 , respektive 6 kiloparsek .

Mergeburst

Výbuch mohl být důsledkem takzvaného mergeburstu , sloučení dvou hvězd hlavní posloupnosti (nebo hvězdy hlavní posloupnosti 8  M and a hvězdy 0,3  M ☉ před hlavní sekvencí). Tento model je posílen zjevnou mladostí systému a skutečností, že více hvězdných systémů může být nestabilní. Méně hmotná součást mohla být na velmi excentrické oběžné dráze nebo odkloněna směrem k té hmotné. Počítačové simulace ukázaly, že model fúze je věrohodný. Simulace také ukazují, že nafouknutá obálka by pocházela téměř výhradně z menší součásti. Fúzní model navíc vysvětluje vícenásobné vrcholy světelné křivky pozorované během výbuchu. Ve skutečnosti na základě dalšího pozorování hvězd podobných V838 Monocerotis, jako je V1309 Scorpii , astronomové věří, že toto je nejpravděpodobnější scénář.

Událost planetárního zachycení

Další možností je, že V838 Monocerotis mohl spolknout své obří planety . Pokud by jedna z planet vstoupila do atmosféry hvězdy, hvězdná atmosféra by planetu začala zpomalovat. Jak planeta pronikla hlouběji do atmosféry, tření by zesílilo a kinetická energie by se do hvězdy uvolňovala rychleji. Obálka hvězdy by se poté dostatečně zahřála a spustila fúzi deuteria , což by vedlo k rychlé expanzi. Pozdější vrcholy pak mohly nastat, když do rozšířené obálky vstoupily další dvě planety. Autoři tohoto modelu vypočítávají, že každý rok se ve hvězdách podobných Slunci v galaxii Mléčné dráhy vyskytne asi 0,4 planetárního zachycení, zatímco u hmotných hvězd, jako je V838 Monocerotis, je to přibližně 0,5–2,5 událostí za rok.

Společná událost obálky

Viz Společná obálka

Viz také

Poznámky

Reference

externí odkazy

Souřadnice : Mapa oblohy 07 h 04 m 04,85 s , −03 ° 50 ′ 50,1 ″