NOVÁ TŘÍDA RENTGENOVÝCH HVĚZD ?

Pozorování ultrafialového a rentgenového záření současně několika teleskopy pomohlo astronomům vyřešit dvacet let starou záhadu a vedlo k možnému objevu nové třídy rentgenových hvězd.

Velmi podezřelá je hvězda druhé magnitudy 600 světelných let vzdálená nacházející se uprostřed souhvězdí Kassiopea (g Cas). Tato hvězda vyzařuje do prostoru hmotu, která je 10 krát teplejší než ta, jež opouští Slunce.

Výsledky byly oznámeny na 191. setkání Americké astronomické společnosti ve Washingtonu Myronem Smithem ze Space Telescope Science Institute v Baltimoru. Jeho badatelé jsou Richard Robinson a Robin Corbet z Goddard Space Flight Center v Greenbeltu.

Tým namířil současně kosmický dalekohled HST a družici RXTE (Rossi X-Ray Timing Explorer) na horkou hvězdu g Cas po dobu jednoho celého dne v březnu 1996. Jejich cílem bylo porozumět příčinám proměnného rentgenového záření přicházejícího z této hvězdy. K jejich velkému překvapení objevili, že rentgenové záření je pravděpodobně produkováno horkými povrchovými výtrysky, které jsou úplně neočekávané u hvězdy tohoto typu.

Nový směr dvacetileté záhady

V roce 1860 italský kněz otec Secchi objevil, že g Cas vykazuje ve svém spektru na čáře vodíku jasné emise. Jeho objev zařadil tuto hvězdu jako první do třídy B-emission (Be - hvězdy). Takové hvězdy jsou teplejší a několikanásobně hmotnější než Slunce a jsou známé svými nevysvětlitelnými občasnými erupcemi hmoty.

Před dvaceti lety, kdy astronomové objevili překvapivě silné rentgenové záření přicházející od g Cas, nepanovala žádná shoda při hledání důvodu těchto jasných emisí.

Většina "Be" hvězd vykazuje jen slabé rentgenové emise podobné jiným horkým hvězdám. Rentgenové emise g Cas vyčnívají z charakteristik "Be" hvězd, protože vznikají z plynu, jehož teplota je průměrně 100 milionů Kelvinů. Emise také ukazují nepravidelnou proměnnost ve škále několika sekund, která připomíná rentgenové záření Slunce a podobných lehkých chladných hvězd.

Dřívější vysvětlení chování v rentgenovém oboru navrhovalo, že energie je vytvářena vpády plynu na hustého průvodce hvězdy, kterým by mohla být neutronová hvězda. Navzdory opakovanému hledání nebyl nalezen žádný důkaz o přítomnosti nějakého průvodce.

Souběžné pozorování rentgenového toku i s pomocí HST dramaticky změnili tento pohled tím, že ukázali, že pomalé změny v rentgenovém toku odpovídají změnám v ultrafialovém oboru detekovanými družicí IUE (International Ultraviolet Explorer) dva měsíce předtím. Porovnáním těchto pomalých vlnění s posledními rentgenovými pozorováními byla zjištěna perioda těchto změn na 27 hodin. Pozorování s HST také naznačují, že hvězdu obklopují plynové laloky, což je v souladu s interpretací, že jde o magnetické záření.

Protože perioda 27 hodin souhlasí s předpokládanou rotací hvězdy, Smith a jeho tým věří, že rentgenové záření pochází z povrchu hvězdy.

Ačkoli relativně chladné záření se nachází např. také na Slunci je překvapivé, že se to stává také u hvězd typu "Be", jež jsou horké. Na Slunci je toto záření vyvoláno magnetickými poli uvnitř Slunce, které různě "kroutí a motají" a nakonec způsobují fialové explose na povrchu.

Paradoxně tato teorie pro velmi hmotné hvězdy předpovídá, že tak silné pole nejsou schopné generovat. "V současné době jsou mechanismy, které vytvářejí rentgenové záření stále nejasné," uzavírá Smith.

Navzdory této nejistotě Smith poukázal na to, že "Taková věc není v astronomii ojedinělá. Kde je jedna podivná hvězda, tam může být spousta dalších. Toto je pravděpodobně celá nová třída rentgenových proměnných hvězd."

Robinson poznamenal, že "s novou generací rentgenových družic vypuštěných v nedávné době nebo s těmi, co budou již brzy vypuštěny bude možné objevit třídu hvězd se slabou B- emisí, které se chovají jako g Cas."

(podle STScI-PR98-07 z 9.1.1998 připravil PS)