Symbiotické hvězdy

Úvod

Při své práci Wilhelmina identifikovala Flemingová několik hvězd typu M s nezvykle výraznými vodíkovými emisními čarami a Paul Merrill z měření spektrer těchto hvězd zjistil další intezivní emisní čáry: He II nebo [O III] a [Ne III]. Všechny tyto hvězdy měly proměnnost od 0,5 - 1 mag. v období několika roků. U některých hvězd se někdy objevovalo zjasnění 2 - 3 mag. Přičemž v této chvíli překrylo mnohem více horké kontinuum spektrum samotného rudého obra. Louis Berman a Frank Scott Hogg se domnívali, že tyto objekty musí být ve skutečnosti dvojhvězdami. Merrill, Otto Struve a Pol Swings tuto doměnku později potvrdili svým pozorováním, při kterém detekovali pravidelné změny v radiální rychlosti.

Moderní definice symbiotické hvězdy je založená na spektroskopických kriteriích navržených Merrillem a Cecilia Payne-Gaposchkin. Tj.:

1. červené kontinuum a absorbční rysy rudého obra (typu K nebo M) a
2. modré kontinuum s jasnými H I a He I emisními čarami a některá

• doplňková vysoce ionizované emisní čáry např. He II, [Ne V] a [Fe VII] rovné excitaci 1 A (stabilní objekty a některé eruptivní systémy), nebo
• typ kontinua A nebo F s doplňkovými absorbčními čárami prvků H I, He I a jednou ionizovanými kovy. Vzhled absorpčího spektra má pak emisní složky P Cygny

Model symbiotických hvězd

Obrázek ukazuje jednoduché schéma typického symbiotického binárního systému. První část ukazuje téměř oddělený systém, kde lalokem, který je naplňovaný rudým obrem, je proudí hmota do velkého disku okolo hvězdy vývojově na hlavní poslopnosti. Záření zdisku a okrajové vrstvy je zdrojem UV kontinua a ionizuje hemisféru rudého obra. Ionizovaný materiál obklopuje disk a jednu hemisféru rudého obra. Neutrální plyn pak leží za rudým obrem z pohledu disku. Dynamika a struktura ionizované hmoty není u mlhoviny příliš známá. Analogie s trapsličí novou, výbuchy v těchto téměř oddělených symbiotických systémech se stanou buď, když nestabilní rudý obr zvětšuje míru přenosu hmoty do disku nebo, když nestabilní disk zvětšuje míru přenosu hmoty do centrální hvězdy. Modely a pozorování zatím nedostačující k určení která z těchto možností zapřičiňuje výbuchy téměř oddělených symbiotických systémů.

Schéma orbitální konfigurace tří typů symbiotických systémů hvězd

Prostřední část obrázku ukazuje nejběžnější typ oddělených symbiotických systémů, kde bílý trpaslík nebo neutronová hvězda přitahuje materiál z hvězdného větru běžného rudého obra. Část hmoty z rudého obra padá do disku obklopující bílého trpaslíka. Dynamika větrů rudého obra a hmota přitahovaná do ílého trpaslíka je zatím málo objasněna. Míra akrece je dostačující pro dodávání paliva pro nukleární hoření bílém trpaslíku, který je zdrojem horkého ultrafialového záření, které ionizuje většinu z hvězdného větru rudého obra. Odvrhovaná hmota pak interaguje s větrem rudého obra. Tyto interakce jsou zdrojem šokové vlny okolo rudého obra, která je naznačena čárkovanou čarou mezi horkou oblstí a rudým obrem.

Poslední část ukazuje geometrii Mira symbiotického systému. Velká míra úniků hmoty z Miry umožňuje kondenzaci prahu ve větru. Prachu kondezuje vně fotosféry Miry jak je naznačeno mezikružím okolo rudého obra. Prach je často dostatečně hustý k zakrytí Miry v optickém a infračerveném oboru spektra.

V minulých letech se předokládalo, že symbiotické systémy mohou být původci supernov typu I, u nichž se vyskytuje mnžství uhlíku. Ale malá hmotnost bílého trpaslíka v symbiotickém systému hvězd zapřičiňuje malou pravděpodobnost ulíkové detonace supernovy. V některých akrečních bílých trpasílích může produkovat ve velé míře heliovou obálku, která může přejít v supernovu, ale ne v supernovu typu I. Rozeznání supernovy v symbiotickém binárním systému od ostatních typů zbytků supernov je zatim nevyřešeným problémem. Je zde velká nejistota ohledně závislosti vzniku supernovy na symbiotickém systému.