Gwiazdy symbiotyczne należą do najbardziej aktywnych wśród układów podwójnych. Składają się z pary intensywnie oddziałujących gwiazd. Pomimo, że obie te gwiazdy są mocno wyewoluowane, a ich masy są bliskie słonecznej, to jednak bardzo różnią się od siebie. Jedna jest tzw. czerwonym olbrzymem o gabarytach sięgających dziesiątek lub setek promieni słonecznych, podczas gdy druga jest gorącym, tzw. białym karłem (WD) o rozmiarze porównywalnym do ziemskiego. Jedynie garstka z tych obiektów – coś około tuzina – ujawniła występowanie zjawiska wyrzucania skolimowanych dżetów. Są one produkowane w tych układach w wyniku wybuchów na powierzchni białego karła i następującej po nim akrecji z dysku akrecyjnego. Niedawno Cezary Gałan, Joanna Mikołajewska, oraz Krystian Iłkiewicz, wraz ze współpracownikami obserwowali jeden z wytwarzających dżety układów symbiotycznych St 2-22 (nazwany PN Sa 3-22 w bazie Simbad), używając Wielkiego Południowo Afrykańskiego Teleskopu (SALT). Owocem tych obserwacji i ich analizy było uzyskanie orbit spektroskopowych i w wyniku kompletnego zestawu parametrów składników tego układu, dodając tym samym St 2-22 to rzadkiej grupy kompleksowo przebadanych układów symbiotycznych przejawiających aktywność dżetową. Monitoring spectroskopowy i fotometryczny układu, kontynuowany przez szesnaście lat, pozwolił zaobserwować czas wyrzutu dżetów i prześledzić ich ewolucję.
W styczniu 2019 r. w układzie St 2-22 zaobserwowano nagłe i strome pojaśnienie o ∆V ~ 2 mag (∆IC ~ 0.7) w ciągu ≲ 10 dni wskazujące na wystąpienie fazy aktywnej – kolejnego wybuchu (Rysunek 1 – po lewej), po której następuje wolniejsze jaśnienie w przeciągu miesiąca do Vmax ≈ 13.2 (ICmax ≈ 11.1), i stopniowy spadek blasku, po którym utrzymuje się on przy z grubsza stałej jasności V ~ 14.5 (IC ~ 11.7). Najnowsze obserwacje wskazują, że zjawisko wciąż trwa. Poprzedni wybuch miał miejsce około 2005 r. Opisywany był jako stosunkowo krótki (≲ 200 days), niemniej jednak wczesna faza pojaśnienia przypadła na czas gdy obiekt nie był dostępny obserwacjom i jest bardzo prawdopodobne, że maksimum blasku wystąpiło wcześniej niż zaobserwowany moment. W konsekwencji nie można wykluczyć, że dwa ostatnie wybuchy mogły mieć bardzo podobny przebieg.
Rysunek 1 (u góry): Po lewej: Krzywa blasku St 2-22 obrazująca postępujące zjawisko wybuchu. Zielone i brązowe kropki reprezentują dane fotometryczne zebrane, odpowiednio, w pasmach V i IC, wykorzystując 35 cm teleskop Meade RCX400 w Obserwatorium Kleinkaroo (RPA), podczas gdy dane ASAS i ASAS-SN w pasmach V i g, jak również dane OGLE I, są ukazane czarnymi punktami. Strzałki nad krzywymi blasku przedstawiają momenty uzyskania widm spektrografami HRS/SALT i FEROS, podczas (niebieski) oraz bez (czerwony) detekcji dżetów, podczas gdy strzałki poniżej oznaczają momenty przejścia przez peryastron (czarny) i dolnych koniunkcji (magenta).
Po prawej: Ewolucja profilu linii Hα w widmach wysokiej rozdzielczości (HRS i FEROS) St 2-22 z widocznymi składnikami emisyjnymi na jej skrzydłach pochodzącymi od skolimowanych dżetów. Zmierzone pozycje ich środków po korekcie na prędkość systemową (Vγ) są ukazane czerwonymi liniami przerywanymi.
Amplituda wybuchu, jego skala czasowa i ewolucja widma przypominają te obserwowane w klasycznych gwiazdach symbiotycznych wykazujących wybuchy typu Z And. Niebieski zakres widma jest zdominowany gorącym kontinuum podobnym do widm nadolbrzymów typów A–F, z absorpcjami pochodzącymi głównie od linii absorpcyjnych Ti II, Fe II, i Cr II. Te tak zwane linie absorpcyjne powłoki cF można wykorzystać do pomiaru prędkości radialnych wynikających z ruchu orbitalnego białego karła. Z drugiej strony, czerwony zakres widm jest zdominowany przez czerwonego olbrzyma i pozwala śledzić jego ruch.
Użycie obu zakresów (niebieskiego i czerwonego) pozwoliło precyzyjnie określić parametry systemu. Uzyskany okres orbitalny Psp =918 ±6 dni jest zgodny w zakresie 3σ z okresem uzyskanym z analizy okresowej krzywych zmian blasku. Prędkości radialne linii absorpcyjnych powłoki cF są w anty-fazie z czerwonym olbrzymem (Rysunek 2), więc przypisane zostają ruchowi orbitalnemu białego karła. Preferowane jest rozwiązanie mimośrodowe z e = 0.16º ±0.07, i długością peryastronu ω ~ 270º. Pół-amplitudy krzywych prędkości radialnych obu składników wskazują na stosunek mas q = 3.50 ±0.53, masa olbrzyma wynosi Mg sin3 i = 2.35 ±0.55 Mʘ, masa białego karła MWD sin3 i = 0.67 ±0.15 Mʘ, i separacja orbitalna a sin i ~ 2.67 AU. Brak zaćmień wyznacza górną granicę inklinacji orbity (i ≲ 70º) natomiast dolna granica (i ≳ 52º) wynika z faktu, że biały karzeł nie może przekroczyć granicznego limitu masy Chandrasekhara (MWD ≲ 1.4 Mʘ). Wskazuje to na umiarkowanie masywnego białego karła (MWD≳ 0.8 ±0.2 Mʘ). Masa czerwonego olbrzyma wynosi wtedy Mg ≳ 2.8 ±0.7Mʘ .
Rysunek 2. Krzywe prędkości radialnych chłodnego (górny panel) i gorącego (dolny panel) składnika, sfazowane z okresem orbitalnym P = 918 dni. Wartości uzyskane z widm HRS i FEROS są zaprezentowane, odpowiednio, pełnymi i pustymi kołami. Linie ukazują syntetyczne krzywe prędkości: dla przypadku orbity ekscentrycznej (ciągła), orbity kołowej (przerywana), oraz z rozwiązania jedynie w oparciu o absorpcje cF (kropkowano-przerywana). Odpowiednie linie horyzontalne reprezentują prędkości systemowe w tych trzech przypadkach.
Gaia DR3 dostarcza paralaksy π = 0.085 ±0.023 mas, co daje wartość odległości d ≈ 6.9 kpc, zgodną z odległością wyprowadzoną z kolorów 2 MASS, typu widmowego M5III i przyjmując poczerwienienie EB−V = 0.7 ±0.1. Promień czerwonego olbrzyma oszacowano na Rg = 117 ±20 Rʘ, co wypada poniżej progu wypełnienia powierzchni Roche’a nawet przy peryastronie.
Rysunek 1 (po prawej) pokazuje ewolucję strumienia w profilu linii wodorowej Hα. W lipcu 2020 r. na skrzydłach linii Hα pojawiły się dwa ‘satelitarne’ składniki odpowiadające prędkości ~ ±1650 km/s. Przypisuje się je wystrzeleniu bipolarnych dżetów. Są one obecne we wszystkich kolejno uzyskiwanych widmach. Zbliżający się składnik jest zawsze mniej więcej dwa razy silniejszy od oddalającego się. Oszacowano, że dżety są dość silnie skolimowane (kąt rozwarcia φ ~ 10º). Oczekuje się, że dżety są wystrzeliwane w pobliżu powierzchni białego karła, co wskazywałoby, że nachylenie układu podwójnego powinno być bliskie górnej granicy i ~ 70º.
Zarówno zachowanie wybuchu, jak i parametry składników oraz orbitalne układu St 2-22 bardzo przypominają klasyczny, symbiotyczny układ podwójny Z And, sprawiając wrażenie, że oba te obiekty wyglądają prawie bliźniaczo. Najbardziej zauważalną różnicą jest separacja orbitalna, która jest nieco większa w przypadku St 2-22. W obu systemach zaobserwowano wyrzuty silnie skolimowanych dżetów w późnej fazie wybuchu. Ewolucja dżetów w St 2-22 jest podobna do tej obserwowanej w Z And, gdzie zaobserwowano stopniowe zmiany w zakresie 200–300 km/s w skali czasowej kilku miesięcy.
Obserwacje teleskopem SALT obiektu St 2-22 zostały wykonane w ramach programów: 2017-1-SCI-046 i 2017-2-SCI-044 (PI: T. Tomov), oraz 2018-2-SCI-021 i 2019-1-MLT-008 (PI: C. Gałan). Polski udział w SALT jest finansowany z grantów MNiSW nr DIR/WK/2016/07 oraz MEiN nr 2021/WK/01.
Tekst: Cezary Gałan, Joanna Mikołajewska i Krystian Iłkiewicz
