Brent Miszalski z South African Astronomical Observatory, Joanna Mikołajewska z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika w Warszawie i Andrzej Udalski z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego użyli widm gęstego (typu symbiotycznego) jądra mgławicy planetarnej K2-17, uzyskanych przy pomocy spektrografu na teleskopie SALT, do wykazania, że w obiekcie tym może być obecny układ podwójny. Odkryty obiekt jest jednym z wielu. "Symbiotic stars and other H? emission-line stars towards the Galactic bulge"
Streszczenie:
Gwiazdy symbiotyczne są oddziałującymi układami podwójnymi z najdłuższymi okresami orbitalnymi. Ich wieloskładnikowa struktura sprawia, że są użytecznymi laboratoriami astrofizycznymi. Akrecja wiatru z czerwonego olbrzyma o wysokim tempie utraty masy na białego karła (WD) sprawia, że są one obiecującymi kandydatami na progenitory supernowych typu Ia (SN Ia). Systematyczne przeglądy w poszukiwaniu nowych gwiazd symbiotycznych w Galaktyce maja zasadnicze znaczenie dla identyfikacji nowych obiecujących progenitorów SN Ia (np. RS Oph) i lepszego oszacowania rozmiarów populacji dla porównania z tempem SN Ia.Dla osiągniecia tego celu zasadnicze znaczenie ma pełny cenzus gwiazd symbiotycznych w kiedunku centrum Galaktyki. W pracy donosimy o wynikach systematycznego przegladu fragmentu nieba o powierzchni 35 stopni kwadratowych, w zakresie linii emisyjnej H_alfa. Posługujemy się kombinacją głębokiej spektroskopii optycznej i długookresowymi krzywymi blasku, co poprawia stopień pewnosci naszej klasyfikacji. Znaleźliśmy, w naszym głębokim przekonaniu, 20 gwiazd symbiotycznych (13 typu S, 6 typu D i jedną typu D'). 35 procent z nich wykazuje specyficzne dla gwiazd symbiotycznych ramanowsko-rozproszone pasma emisyjne O VI. Ponadto, 15 kandydatów na gwiazdy symbiotyczne wymaga dalszych badań (6 typu S i dziewięć typu D). Krzywe blasku wykazują dużą różnorodność zmiennośc, w tym pulsacje gwiazdowe (pół-regularne i typu Mira), znienności orbitalne i powolne zmiany wywołane pyłem. Okresy orbitalne są wyznaczone dla 5 gwiazd typu S, a okresy pulsacji typu Mira dla trzech gwiazd typu D. Najbardziej znaczącą gwiazdą typu D jest H1-45 i jej węglowa Mira z okresem pulsacji 408,6 d, odpowiadajacym oszacowaniu odległości z relacji okres-jasność na ~6,2 +/- 1,4 kpc i M_K=-8.06±0.12 mag. Jeśli H1-45 należy co centralnego zgrubienia w Galaktyce to byłaby to pierwsza jasna gwiazda weglowa zidentyfikowana w tym obszarze Galaktyki. Brak jasych gwiazd węglowych w tym obszarze jest od dawna nierozwiazanycm problemem.
Możliwym wyjaśnieniem dla H1-43 może być akrecja nadwyżki węgla z progenitora towarzysza WD. Zidentyfikowaliśmy też bardzo różnorodne gwiazdy o nietypowych liniach emisyjnych. Do tej grupy należą centralne gwiazdy mgławic planetarnych [jedna (WC10-11) gwiazda Wolfa-Rayeta i pięć z jądrami o wysokiej gestosci], dwie gwiazdy nowe, dwie gwiazdy WN6 Wolf-Rayet, dwie kandudatury gwiazd Be, gwiazdę B[e] z dwubiegunowym wypływem, superzwarty obszar H II i gwiazdę dMe. Zaobserwowaliśmy zjawiska przesłaniania przez obłoki pyłowew dwóch gwiazdach centralnych w mgławicach planetarnych, co zwiększa liczbe znanych takich pzypadków do pięciu oraz dla jednej gwiazdy WN6.
Istnieje ważna potrzeba odkrycia wielu nowych gwiazd symbiotycznych w kierunku centralnego zgrubienia w Galaktyce. Wiele z nich jest w tej chwili mylnie klasyfikowane jako mgławice planetarne. W tym celu należy połączyc wyniki głębokiej spektroskopii z wyznaczeniem krzywych blasku w zakresie optycznym i w bliskiej podczerwieni.
Na zdjeciu mglawica planetarna K2-17. Credit: Brent Miszalski.
