Protohviezda V1647 Ori :
FUor, EXor, či reprezentant nového typu objektov?

Drahomír Chochol

Štúdium erupcií veľmi mladých hviezd - protohviezd, je dôležité nielen pre porozumenie raných štádií ich vývoja, ale aj odhalenie fyzikálnych procesov, ktoré hviezdny vývoj ovplyvňujú.








































Obrázok 1.: McNeillova hmlovina v Orióne objavená v januári 2004 po vzplanutí protohviezdy V1647 Ori, ktorá ju osvetľuje. Snímka bola získaná 4.12.2004 CCD kamerou umiestnenou v Newtonovom ohnisku 0,5m ďalekohľadu Astronomického ústavu SAV v Starej Lesnej.

Hviezdy sa rodia vo vnútri obrovských plynových mračien nazývaných hmloviny, akou je napr. hmlovina v Orione. Sú to oblasti, v ktorých je plyn a prach, v dôsledku gravitačného vplyvu okolitých hviezd, ale aj v dôsledku procesov súvisiacich s vývojom predchádzajúcich hviezd, rozložený nehomogénne. V oblastiach mračien s väčšou hustotou sa začínajú vytvárať zhustky - chuchvalce hmoty, ktoré v dôsledku pohybov v mračne rotujú. Čím viac hmoty sa v chuchvalci naakumuluje, tým viac rastie jeho gravitačné pôsobenie na okolitú látku. Centrálne, hustejšie oblasti chuchvalca kolabujú rýchlejšie než menej husté vonkajšie oblasti. Počiatočný kolaps jadra chuchvalca je rýchly a trvá rádove desiatky tisíc rokov. V centre sa sformuje protohviezda - embryonická hviezda, ktorej hmotnosť postupne rastie akréciou ďalších vrstiev chuchvalca, vytvárajúcich akréčny disk. Akrécia vonkajšej redšej obálky na protohviezdu už prebieha pomalšie - trvá milióny rokov. Rastúca gravitácia priťahuje okolohviezdny materiál, čo môže spôsobovať explózie v akréčnom disku. Protohviezda získava energiu z gravitačnej kontrakcie a akrécie a je zdrojom intenzívneho hviezdneho vetra, usmerneného akréčnym diskom do dvoch protiľahlých prúdov . Dochádza k tzv. bipolárnemu odtoku hmoty. Hviezdnym vetrom môže uniknúť z rodiacej sa hviezdy materiál o hmotnosti až 0,4 hmotnosti Slnka. Podľa toho, koľko materiálu takéto hviezdy obsahujú, pozorujeme ich buďto ako málohmotné, relatívne chladné, T Tauri hviezdy o hmotnosti 0,5 - 2 hmotnosti Slnka, alebo hmotnejšie Herbig-Bellove hviezdy známe aj ako Ae/Be hviezdy - mladé hviezdy spektrálneho typu A alebo B s emisnými čiarami, nachádzajúce sa v tmavých mračnách medzihviezdnej hmoty, ktoré osvetľujú jasnú hmlovinu v ich bezprostrednej blízkosti.

































 

Obrázok 2.: Svetelná krivka protohviezdy V1647 Ori v  IC  oblasti spektra. Naše pozorovania sú doplnené pozorovaniami publikovanými ďalšími autormi.

K náhlemu  zjasneniu hmloviny, ktorá obklopuje rodiacu sa hviezdu dochádza aj pri prudkom náraste jej jasnosti v dôsledku explózie v akréčnom disku. K takémuto javu došlo aj koncom roku 2003 u protohviezdy V1647 Orionis, optickom náprotivku infračerveného zdroja IRAS 05436-007. Hmlovinu, ktorú táto hviezda osvetlila objavil Julian W.McNeil z USA 7,6 cm refraktorom 23.  januára 2004. Hmlovina o uhlových rozmeroch 78˝x57˝ sa nachádza v tmavom mračne medzihviezdnej hmoty Lynds 1630 v blízkosti známej hmloviny M 78 v Orióne. Priebeh erupcie, pri ktorej sa hviezda zjasnila takmer o 5 magnitúd, pričom dosiahla ~ 14,5 magnitúdu v IC oblasti spektra, sme v rokoch 2004 a 2005 pozorovali pomocou CCD kamery umiestnenej v Newtonovom ohnisku 0,5m ďalekohľadu observatória v Starej Lesnej. Farebná snímka McNeilovej hmloviny, získaný týmto ďalekohľadom 4. decembra 2004 zložením CCD snímiek vo V(RI)C oblastiach spektra (index C označuje Coussinsove filtre) je na titulnej strane tohto čísla. CCD snímka McNeillovej hmloviny z jej najjasnejšími oblasťami A,B,C je na Obr. 1.

Podobné erupcie ako u protohviezdy V1647 Ori môžeme pozorovať u dvoch typov protohviezd FU Ori (FUory) a EX Lupi (EXory). U FUorov sa protohviezda zjasní o 5-6 magnitúd a trvá celé desaťročia než poklesne na pôvodnú jasnosť pred vzplanutím. Erupcia FU Ori trvá už vyše 70 rokov. Väčšina EXorov vykazuje erupcie v trvaní od 6 mesiacov do jedného roka, v prípade V1143 Ori až 4 roky. Kým EXory sú charakterizované viacnásobnými erupciami, erupcie FUorov boli registrované iba raz. Ako je vidieť z Obr. 2, erupcia V1647 Ori trvala 26 mesiacov. Podobná erupcia bola zaznamenaná aj v roku 1966 s dĺžkou trvania v rozmedzí 5-20 mesiacov. Dĺžka trvania erupcie a rekurencia javu zaraďuje V1647 Ori medzi EXory. Niečo iné ale hovorí spektroskopia.

Počas erupcií vykazujú FUory absorpčné spektrá nadobrov spektrálneho typu F alebo G, v spektrách EXorov dominujú emisie typu T Tauri. Zatiaľčo FUory sú rýchlorotujúci nadobri s akréčným diskom, silným odtokom hmoty hviezdnym vetrom a prachovou obálkou, EXory sú aktívne T Tauri hviezdy s magnetosférickou akréciou. Spektrálne rozdelenie energie V1647 Ori pred a po erupcii sa podobá skôr známym FUorom než EXorom. Ani optické spektrum V1647 Ori, raného B typu, detegované v r. 2004 v odrazenom svetle z hmloviny Bricenom a kol., nie je v súhlase so spektrami typu T Tauri pozorovanými pri erupciách EXorov. Na druhej strane, blízke IR spektrum s prítomnosťou CO pásov v emisii na 2,3-2,5 ľm a chýbajúce absorpcie vody na 1,4 a 1,9 ľm odlišujú spektrum V1647 Ori aj od FUorov, v spektre ktorých dominujú CO absorpcie. Zdrojom CO emisií, pozorovaných aj u iných mladých hviezd, by mohli byť husté horúce oblasti akréčneho disku. Z týchto dôvodov autor tohto článku v práci, uskutočnenej v kooperácii s talianskymi astronómami a prijatej do tlače v astronomickom časopise Contributions of the Astronomical Observatory Skalnaté Pleso, naznačil, že objekt V1647 Ori by mohol byť prototypom novej triedy objektov. Protohviezda OO Ser, ktorá sa zjasnila v r. 1994-5 o 5 magnitúd a vrátila sa do stavu pred erupciou v r. 2004, by mohla byť ďalším členom tejto triedy.