Sześć minut do zagłady — dwa białe karły w najszybszym tańcu

Astronomowie zmierzyli, jak szybko zacieśnia się orbita pary białych karłów, które okrążają się raz na 6 minut i 14 sekund. Tempo tego zacieśniania jest większe niż w dwóch klasycznych, dotychczas rekordowych układach tego typu — co oznacza, że mamy przed sobą jedno z najgłośniejszych radiowych źródeł fal grawitacyjnych w Galaktyce, tylko w zakresie, którego jeszcze nie potrafimy obserwować.

Wizja artystyczna układu J0806 (RX J0806.3+1527), w którym dwa białe karły krążą po ekstremalnie ciasnej orbicie i tracą energię poprzez emisję fal grawitacyjnych. Układ pokazano jako analogię do eRASSU J060839.5−704014.
*Źródło: NASA / Tod Strohmayer (GSFC) / Dana Berry (Chandra X-Ray Observatory)*

Gwiazda, która pulsuje co 374 sekundy

Bohater tej historii nosi mało poetycką nazwę eRASSU J060839.5−704014. Odkryto go jako nowe, bardzo miękkie źródło rentgenowskie w przeglądach nieba prowadzonych przez instrument eROSITA na satelicie Spektr-RG, w kierunku Wielkiego Obłoku Magellana — choć sam obiekt leży przed nim, w naszej Galaktyce.

Już pierwsze obserwacje pokazały coś niezwykłego: promieniowanie rentgenowskie nie płynie równym strumieniem, lecz przychodzi w regularnych błyskach co 374 sekundy, z modulacją bliską 100 procent. Taki rytm zwykle oznacza obrót gwiazdy neutronowej albo zaćmienia w układzie podwójnym. W tym przypadku zwyciężyło trzecie wyjaśnienie: to okres obiegu dwóch białych karłów wokół siebie.

Białe karły, które nie mają dysku

Białe karły to zwęglone jądra gwiazd podobnych do Słońca — obiekty o masie gwiazdy, ale rozmiarze Ziemi. Gdy dwa takie popioły krążą wystarczająco blisko, jeden zaczyna odbierać materię drugiemu i powstaje układ typu AM CVn, w którym wodór jest praktycznie nieobecny, a przepływa głównie hel.

Przy okresach krótszych niż około 10 minut dzieje się jednak coś wyjątkowego: strumień materii nie ma miejsca, by uformować wirujący dysk, i uderza bezpośrednio w powierzchnię gwiazdy akreującej. Astronomowie mówią o akrecji z bezpośrednim uderzeniem (direct impact), a takie układy są bardzo rzadkie, ponieważ ewoluują błyskawicznie. Właśnie dlatego promieniowanie rentgenowskie dociera do nas impulsami — rozgrzaną plamę uderzenia widzimy tylko wtedy, gdy obraca się w naszą stronę.

Trzy teleskopy, jedno spójne tykanie

Nowa praca, opublikowana w The Astrophysical Journal Letters przez zespół pod kierunkiem Rahula Sharmy, połączyła świeże obserwacje satelitów NICER i chińskiego Einstein Probe z archiwalnymi danymi europejskiego XMM-Newtona.

Dzięki temu udało się zszyć fazowo pomiary rozciągnięte na kilka lat i wyznaczyć okres z niezwykłą precyzją: 374,15013 sekundy. Kluczowy wynik to jednak nie sama liczba, lecz jej zmiana — orbita skraca się w tempie 4,7 × 10⁻¹¹ sekundy na sekundę, czyli około 1,5 milisekundy na rok. To więcej niż w przypadku HM Cancri i V407 Vulpeculae, dwóch układów uważanych dotychczas za wzorcowe przykłady najciaśniejszych par białych karłów.

Masa ukryta w tempie zaniku

Jeśli za utratę energii odpowiadają przede wszystkim fale grawitacyjne, z tempa zacieśniania orbity da się wyliczyć tak zwaną masę ćwierkową (chirp mass) — kombinację mas obu składników, która decyduje o sile sygnału. Wyszło około 0,43 masy Słońca, co czyni ten układ jednym z najmasywniejszych w swojej klasie.

Widmo rentgenowskie potwierdza ten obraz: bardzo miękkie, termiczne promieniowanie o temperaturze około 126 eV według NICER-a i 144 eV według teleskopu FXT na pokładzie Einstein Probe, przy czym temperatura wyraźnie spada w trakcie jasnej fazy. Oznacza to, że obszar uderzenia nie jest jednorodną plamą, lecz strukturą z wyraźnym gradientem temperatury.

Dlaczego to ważne

Takie układy są dla astronomii fal grawitacyjnych tym, czym gwiazdy standardowe dla fotometrii: binarnymi weryfikacyjnymi. Ich sygnał znamy z obserwacji elektromagnetycznych, więc po starcie kosmicznego detektora LISA posłużą do sprawdzenia i skalibrowania czułości instrumentu. Naziemne detektory typu LIGO są na to zbyt wysokotonowe: rejestrują dopiero moment zderzenia czarnych dziur, a nie milihercowe buczenie ciasnych par gwiazd.

Jest jednak jedno ale: obserwacje rentgenowskie nie dają odległości, a siła fal grawitacyjnych maleje z kwadratem dystansu. Zespół liczy na wykrycie trzeciego, odległego towarzysza w układzie, który pozwoliłby wyznaczyć odległość i przeliczyć sygnał na konkretne natężenie.

Warto też pamiętać, że charakterystyczny czas P/Ṗ wynosi tu około ćwierć miliona lat, ale w układach z bezpośrednim uderzeniem orbita nie musi zacieśniać się aż do zderzenia — transfer masy potrafi w pewnym momencie odwrócić trend i okres zaczyna rosnąć. Niezależnie od finału, pary białych karłów pozostają jednym z głównych kandydatów na progenitorów supernowych typu Ia, więc każdy dobrze zmierzony przypadek to cenny element większej układanki.