Gorące podkarły, do których zalicza się Balloon090100001, są znane już od ponad 50 lat, jednak dopiero odkrycie pulsacji w tych gwiazdach otworzyło nam drogę do badania ich wnętrz. Spośród kilku tysięcy zaobserwowanych gorących podkarłów tylko u kilkudziesięciu z nich wykryto okresowe zmiany jasności, które wytłumaczono pulsacjami gwiazdowymi. Pomimo że gwiazda Balloon090100001 jest jedną z ostatnich, u której wykryto pulsacje, obecnie jest najbardziej intensywnie badanym pulsującym podkarłem. Cóż to więc jest ten Balloon?
Większość gwiazd o barwie niebieskiej1
, widocznych na naszym niebie, to gorące obiekty ciągu głównego, utworzone niedawno z materii dysku galaktycznego. Szansa znalezienia młodej gorącej gwiazdy daleko od dysku jest niewielka. Obserwuje się jednak gwiazdy, których barwa jest niebieska, z dala od płaszczyzny Galaktyki. Zatem muszą to być obiekty zaawansowane ewolucyjnie. Jeden z pierwszych przeglądów mających na celu poszukiwanie takich obiektów został przeprowadzony w latach 40. ubiegłego wieku przez Miltona Humasona i Fritza Zwicky'ego. W okolicy północnego bieguna galaktycznego zaobserwowali oni 31 gwiazd, które wykazywały nadwyżkę promieniowania w niebieskiej części widma. Na podstawie szerokości linii widmowych lub ruchów własnych tylko dwa obiekty sklasyfikowano jako już wówczas znane białe karły. Widma pozostałych 29 gwiazd wyglądały normalnie2
. Gdy założyli, że są to gwiazdy ciągu głównego, otrzymali odległość Małego Obłoku Magellana, a odległość wyznaczona na podstawie obiektów o mniejszej jasności wypadłaby w okolicy galaktyki M31. Obserwowane obiekty nie mogły być zatem położone na ciągu głównym. Problem dużych odległości znikał, gdy założono, że są to obiekty populacji II. Na wykresie Hertzsprunga-Russella (H-R) gromady kulistej byłyby one położone po niebieskiej stronie gałęzi horyzontalnej (EHB, Extended Horizontal Branch) i miałyby jasność absolutną MV = 0. Takie niebieskie przedłużenie gałęzi horyzontalnej obserwowano dla ubogich w metale gromad kulistych3
. Założenie to było jednak tylko przypuszczeniem.
Rys. 1. Położenie obu typów pulsujących gwiazd sdB na wykresie log g, log Teff. Linią ciągłą są zaznaczone ścieżki ewolucyjne na EHB. Kolor żółty wyróżnia dwie jak dotąd znane gwiazdy hybrydowe
Klasyfikacja nowo odkrytych gwiazd jako obiekty EHB została potwierdzona w latach 50. przez Jessego Greensteina, który analizując widma wyznaczył odległość do jednej z gwiazd tego samego rodzaju, co odkryte przez Humasona i Zwicky'ego. Wywnioskował on również, że te zagadkowe gwiazdy przypominają niebieskie obiekty obserwowane dotychczas w różnych gromadach kulistych. W ten sposób potwierdził przypuszczenie odkrywców i udowodnił przynależność tej grupy gwiazd do Galaktyki. Analizując gromady kuliste, zauważył również, że obserwowane w nich obiekty niebieskie muszą mieć mniejszą jasność absolutną niż gwiazdy ciągu głównego tych samych typów widmowych i nazwał je gorącymi podkarłami4
.
Przegląd nieba w poszukiwaniu słabych niebieskich obiektów5
wykonany przez Humasona i Zwicky'ego przyniósł niespodziewane odkrycie nieznanej wcześniej grupy gwiazd — gorących podkarłów. Odkrycie to zachęciło innych obserwatorów do wykonania przeglądów nieba, których celem było poszukiwanie kolejnych obiektów tego typu. Pierwsze przeglądy, oprócz wspomnianego, to Luyten Blue (LB) oraz Feige. Kolejne przeglądy, np. Tonantzintla (TON), Kiso Ultraviolet (KUV), Kitt Peak — Downes (KPD), pokrywały większą część nieba i sięgały słabszych gwiazd. Ostatni z wymienionych był jednym z nielicznych, który pokrywał obszar w pobliżu płaszczyzny Galaktyki. Jednym z największych przeglądów, składającym się z trzech części, jest Palomar Green (PG). Jego uzupełnieniem, pokrywającym niebo południowe, są przeglądy: Edinburgh — Cape (EC) oraz Montreal Cambridge. Innym przeglądem, również składającym się z dwóch części, był The Hamburg Quasar oraz jego południowy odpowiednik The Hamburg/ESO. W ramach tego przeglądu wykorzystywano dwie kamery Schmidta, przez co jest on także zwany Hamburg — Schmidt (HS). W odróżnieniu od pozostałych głównym jego celem było wykrywanie radiowo cichych kwazarów. Słabe niebieskie obiekty to produkt uboczny. Podobnie jest dla nadal trwającego przeglądu Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Głównym celem tego przeglądu są obiekty pozagalaktyczne i jest on pierwszym, w którym zdjęcia nieba są wykonywane techniką CCD.
Rys. 2. Fragment krzywej zmian blasku Bal09 uzyskany przy użyciu 80-cm teleskopu na Teneryfie. Oprócz szybkich zmian jasności w wyniku oscylacji w modach ciśnieniowych, długofalowe zmiany będące wynikiem oscylacji w modach grawitacyjnych są
również dobrze widoczne
Wyniki większości przeglądów pokazują, że najliczniejszą grupę słabych niebieskich obiektów, ponad 50%, stanowią gorące podkarły. Jest ich ponad dwukrotnie więcej niż odkrytych białych karłów. Tak duża liczebność ich populacji sugeruje, że badanie budowy i ewolucji tych gwiazd może być istotne zarówno w poznaniu struktury i ewolucji gromad kulistych, jak i całej Galaktyki. Podkarły odkrywane w ramach przeglądów to w ogromnej większości obiekty tzw. pola galaktycznego. Ich obecność została jednak także potwierdzona w gromadach otwartych i kulistych oraz zgrubieniu Galaktyki. Podejrzewa się też, że występują w galaktykach eliptycznych, w których mogą być odpowiedzialne za tzw. efekt UV upturn6
.
Wykorzystując wyniki wymienionych oraz innych mniej znanych przeglądów, Roy Østensen opracował aktualny katalog gorących podkarłów. Jest on formą interaktywnej bazy zawierającej obecnie ponad 2300 obiektów. Wiele nowych podkarłów przyniesie zapewne przegląd SDSS, w którym nie sklasyfikowano jeszcze wszystkich obiektów gwiazdowych.
Pierwsze badania spektroskopowe podkarłów pokazały, że na podobieństwo gwiazd ciągu głównego niektóre z nich charakteryzowały się silnymi liniami wodorowymi serii Balmera, a inne wykazywały silniejsze linie helu. Obserwowane widma nie były identyczne dla wszystkich obiektów tej grupy, ale posiadały wspólne cechy, dzięki czemu można było podjąć się klasyfikacji widmowej. W 1968 r. Wallace Sargent i Leonard Searle zaproponowali podział podkarłów na dwa typy: podkarły typu widmowego O (sdO, z ang. subdwarf O – type) oraz typu widmowego B (sdB, z ang. subdwarf B – type). Według nich, w widmach podkarłów są widoczne szerokie linie widmowe serii Balmera, dużo szersze niż dla gwiazd ciągu głównego o podobnej temperaturze efektywnej, przy czym w widmach podkarłów widocznych jest tylko 10–12 linii serii Balmera. Dwa typy podkarłów można odróżnić na podstawie linii helu λ = 4686 Å. Gwiazdę klasyfikuje się jako sdB, jeśli w widmie nie widać wspomnianej linii. W 1975 r. Bodo Baschek i John Norris wprowadzili również termin sdOB. Oznacza on najgorętsze gwiazdy sdB, których widma wykazują cechy pośrednie dla podkarłów sdB i sdO. Oprócz dwóch dominujących składników, wodoru i helu, atmosfery gwiazd sdB zawierają również pierwiastki cięższe.
Podkarły typu widmowego B znajdują się na niebieskim przedłużeniu gałęzi horyzontalnej. Temperatura efektywna oraz grawitacja powierzchniowa dla gwiazd sdB zawierają się w granicach: Teff = 20 000 – 40 000 K, log g = 5,0 – 6,0. Gwiazda jest zbudowana głównie z niezdegenerowanego jądra helowego, w którym zachodzą reakcje syntezy helu w węgiel i tlen. Ta część gwiazdy stanowi 98% całkowitej masy, która wynosi około
0,5 M. Ma ona wodorową otoczkę, w której ze względu na masę mniejszą od 
0,05 M nie mogą zaistnieć reakcje syntezy wodoru w hel. W zwykłych gwiazdach na gałęzi horyzontalnej reakcje te — zachodzące w tzw. shellu — zwiększają dwukrotnie moc promieniowania gwiazdy.
Rys. 3. Widmo fourierowskie uzyskane dla danych z 2004 r. Panel górny przedstawia jego oryginalną wersję, tj. bez usuwania jakiegokolwiek modu, podczas gdy
na panelu dolnym trzy mody z rejonu 2,8 mHz o największych amplitudach zostały usunięte. Dzięki temu mody o niewielkich amplitudach są lepiej widoczne
Budując model ewolucyjny gorącego podkarła, rozważa się najczęściej gwiazdę, w której nieznany proces fizyczny usunął znaczną część wodorowej otoczki, zostawiając taką konfigurację, która na swej ścieżce ewolucyjnej przechodziłaby przez rejon EHB. Prekursor gwiazdy sdB powinien mieć na ciągu głównym masę co najmniej 0,8 M. W jądrze takiej gwiazdy, które zawiera 10% jej całkowitej masy, zachodzą reakcje syntezy wodoru w hel. Gwiazda przebywa w tym stanie około 1010 lat. Po wypaleniu wodoru helowe jądro, w którym nie jest już produkowana energia, nie może utrzymać konfiguracji statycznej i się zapada. Kontrakcja jądra zostaje zatrzymana, gdy materia, z której jest zbudowane, staje się zdegenerowana. Reakcje syntezy wodoru są kontynuowane w otoczce. Gwiazda wchodzi w kolejny etap ewolucji, którą jest gałąź czerwonych olbrzymów i przebywa tu około 109 lat. Paląca się otoczka, w której produkowany jest hel, zwiększa masę helowego jądra, powodując jego dalszą kontrakcję. W miarę jak jądro się zapada, temperatura w nim wzrasta, a warstwy zewnętrzne się rozszerzają. Na wykresie H-R gwiazda przesuwa się prawie pionowo w górę. Na tym etapie ewolucyjnym gwiazda musi stracić dużą część swojej masy (~0,3 M, aby osiadając na gałęzi horyzontalnej, znalazła się na jej tzw. niebieskim przedłużeniu. Dokładny mechanizm utraty masy nie jest jednak znany.)
Wyniki przeglądów nieba pokazują, że podkarły występują jako gwiazdy pojedyncze, a także wchodzą w skład układów podwójnych. Wskazuje to na możliwość istnienia różnych ścieżek ewolucyjnych prowadzących do niebieskiego przedłużenia gałęzi horyzontalnej. W 2003 r. Zhanwen Han przedstawił modele ewolucyjne, w których utrata masy mogłaby nastąpić w wyniku wiatru gwiazdowego, prowadząc do pojedynczej gwiazdy sdB oraz przepływu masy pomiędzy składnikami w układzie podwójnym.
Na gałęzi horyzontalnej gwiazda sdB spędza około 108 lat. Po wypaleniu helu w jądrze reakcje syntezy są kontynuowane w helowym shellu. Przypuszcza się, że ze względu na zbyt małą masę wodorowej otoczki gwiazda nie będzie w stanie podtrzymać palenia wodoru. Nie wejdzie więc na gałąź asymptotyczną, lecz podąży bezpośrednio na ścieżkę stygnięcia białych karłów.
Już w latach 50. ubiegłego wieku, analizując widma bogatych w hel gorących podkarłów oraz białych karłów, na podstawie kształtu dwóch linii helu Jesse Greenstein wywnioskował, że obiekty tego typu mogą wykazywać krótkookresowe zmiany jasności. Greenstein nie podjął się próby tłumaczenia, co mogłoby być odpowiedzialne za te zmiany, jednak zachęcał potencjalnych obserwatorów do projektowania obserwacji tak, aby możliwe było wykrycie ewentualnych zmian jasności. Pierwsze pulsujące białe karły odkryto już w 1968 r. Pomimo że gorące podkarły są w stanie ewolucyjnym poprzedzającym ścieżkę stygnięcia białych karłów, prawie do końca poprzedniego wieku nie przypuszczano, że mogą one również wykazywać pulsacje. Dopiero w latach 90. ubiegłego wieku Gilles Fontaine wraz ze swoim doktorantem Stephanem Charpinet podjęli prace nad skonstruowaniem modelu gwiazd sdB, uwzględniając również pulsacje gwiazdowe. W 1997 r. przedstawili teoretyczny model gwiazdy sdB, który przewidywał możliwość wzbudzenia modów pulsacji w tych gwiazdach. Niezależnie i niemal równocześnie pierwszego pulsującego podkarła typu widmowego B (gwiazdy typu V361 Hya) zaobserwowała, zupełnie przypadkowo, grupa astronomów z obserwatorium południowoafrykańskiego (SAAO).
W ramach zasadniczej części przeglądu EC dokonywano pojedynczych obserwacji fotometrycznych fragmentów nieba, a dla wyselekcjonowanych na podstawie tych obserwacji gwiazd niebieskich wykonywano widma niskiej rozdzielczości. Widma służyły do dokonania wstępnej klasyfikacji. Wśród gwiazd niebieskich odkrywano m.in. białe karły i obiekty typu AM CVn. Jeśli odkryta gwiazda okazała się być białym karłem z odpowiednią wartością temperatury efektywnej, włączano ją do próbki gwiazd, w których poszukiwano zmienności typu ZZ Ceti. Na podstawie spektroskopii jeden z obiektów, EC14026–2647, został przypadkowo oznaczony jako gwiazda typu widmowego F lub G. Widoczne w jego widmie pasma charakterystyczne dla gwiazd późnych typów widmowych były dla obserwatora przeprowadzającego wstępną klasyfikację oznaką przynależności do wspomnianego typu widmowego. Wskaźniki barw okazały się jednak charakterystyczne dla gwiazd gorących. Pomimo że kolejne widma lepszej rozdzielczości nie pomogły w jednoznacznej klasyfikacji, obiekt ten oznaczono jako DAZ (biały karzeł z liniami wodoru i Ca II) i włączono do listy gwiazd, dla których wykonywano szybką fotometrię. Analizując dane fotometryczne EC 14026–2647, Dave Kilkenny otrzymał w widmie fourierowskim maksima na dwóch częstotliwościach, które zinterpretowano jako pulsacje. Gdy otrzymano widma wysokiej rozdzielczości, okazało się, że oprócz wspomnianych pasm widać też kilkanaście linii serii Balmera, co wykluczało możliwość klasyfikacji tego obiektu jako pojedynczego białego karła lub gorącego podkarła. Dokładna analiza spektroskopowa pokazała, że problemy z klasyfikacją były spowodowane tym, że obiekt EC14026–2647 to nie gwiazda pojedyncza, lecz układ podwójny składający się z gorącego podkarła oraz chłodnego towarzysza. Podwójność powodowała widoczne cechy charakterystyczne zarówno dla gwiazd gorących, jak i chłodnych. Gorący podkarzeł, składnik główny tego układu, był pierwszym zaobserwowanym pulsującym podkarłem. Obecnie jest znany jako V361 Hya. Od tej prototypowej gwiazdy cała klasa krótkookresowych pulsujących podkarłów nosi nazwę gwiazd typu V361 Hya.
Jak do tej pory udało się odkryć około 40 pulsujących gwiazd typu V361 Hya. Wszystkie obiekty, u których stwierdzono pulsacje, należą do tzw. pola galaktycznego. Znane gwiazdy typu V361 Hya występują w szerokim zakresie powierzchniowej grawitacji, lecz najliczniejsze są w obszarze gorących gwiazd sdB. Ich temperatury efektywne zawierają się w przedziale 29000 ÷ 36000 K. Najjaśniejsza z gwiazd typu V361 Hya jest obiektem o jasności B = 11,8 mag, co powoduje, że odkrycia tych gwiazd nie są łatwe. Typowa amplituda zmian jasności oraz okres pulsacji tych gwiazd to odpowiednio 10 mmag i 3 min. Istnieją jednak takie obiekty, których amplituda przekracza nawet 50 mmag, a okresy pulsacji dochodzą do 8 min (V338 Ser, Balloon090100001). Pulsacje gwiazdowe powodują okresowe zmiany jasności i prędkości radialnej materii gwiazdy. W przypadku oscylacji radialnych widzimy zazwyczaj tylko kilka wzbudzonych modów. Gwiazdy sdB pulsują w tak wielu modach i bliskich siebie okresach, że musimy brać pod uwagę również mody nieradialne. Zgodnie z modelami teoretycznymi, jak i wykrytymi okresami tych modów uważa się, że gwiazdy te pulsują w modach nieradialnych typu ciśnieniowego.
Kolejne lata przyniosły następne nieoczekiwane odkrycie. W ramach swojego projektu Betsy Green prowadziła obserwacje gwiazd sdB wchodzących w skład układów podwójnych. Głównym celem tego projektu było poszukiwanie zmian jasności spowodowanych np. zaćmieniami w układzie podwójnym, efektami eliptyczności lub odbicia. Jedną z obserwowanych gwiazd był obiekt PG1716+426. Obserwacje doprowadziły do odkrycia zmian jasności, jednak nie można ich było wytłumaczyć poprzez efekty, które spodziewano się zaobserwować. Krzywa zmian blasku tego obiektu była podobna do tych obserwowanych dla gwiazd typu V361 Hya z tym, że okresy zmian jasności były o rząd wielkości dłuższe niż dla tych pierwszych. Dodatkowe obserwacje, a następnie analiza fourierowska potwierdziły, że zmiany jasności są wynikiem pulsacji gwiazdowych. Mechanizm ich wzbudzania nie był wówczas znany. Maksymalne amplitudy oscylacji poniżej 3 mmag oraz okresy pulsacji równe 0,5–2 godziny stanowiły typową charakterystykę zmian jasności. Obecnie wiemy, że gwiazdy te pulsują w modach grawitacyjnych, a za wzbudzanie zarówno modów ciśnieniowych, jak i grawitacyjnych w gwiazdach sdB odpowiedzialny jest mechanizm kappa.
W 2006 r. Sonja Schuh przedstawiła powtórną analizę gwiazdy HS0702+6043, która już wcześniej została sklasyfikowana jako gwiazda typu V361 Hya. Przeprowadzona przez nią analiza pokazała, że oprócz dwóch modów o krótkich okresach i względnie dużych amplitudach, w widmie fourierowskim jest widoczne dodatkowe maksimum, występujące w rejonie niskich częstotliwości (mody typu g). Taki przypadek nie był dotychczas obserwowany, a ponadto modele teoretyczne, które dobrze opisywały pulsujące gwiazd sdB, nie przewidywały wystąpienia równocześnie modów p i g w jednym obiekcie. Bardziej interesująco wygląda inny obiekt tej grupy: Balloon090100001 (Bal09), w którym oprócz szerokiej gamy modów ciśnieniowych wykryto co najmniej 16 modów o długich okresach. Takie hybrydowe obiekty są szczególnie interesujące, gdyż zgodnie z obecnie znaną teorią mogą umożliwić badanie większej części gwiazdowego wnętrza. Położenie gwiazd typu V361 Hya oraz PG1716 na diagramie log(Teff, g) jest przedstawione na rys. 1.
Innym ciekawym obiektem wykazującym podwójne cechy jest PG1336–018. Ten obiekt, oprócz wykrytych pulsacji typu ciśnieniowego, wchodzi również w skład układu podwójnego, dla którego zaobserwowano zaćmienia. Analiza obserwacji fotometrycznych takiego układu nie jest łatwa, zmiany jasności spowodowane pulsacjami są nałożone na zaćmienia.
Rys. 4. Schematyczne widmo fourierowskie w rejonie modu dominującego, tj. 2,8 mHz. Znaczące zmiany nieśrodkowych składników multipletów są dobrze widoczne.
Liczby w pobliżu multipletów oznaczają rozszczepienie składników w μHz. Amplitudy
są przedstawione w skali logarytmicznej
Badania gwiazd pulsujących dają nam alternatywną, a często jedyną możliwość poznania budowy wewnętrznej gwiazd. Pulsacje to zmienność fizyczna, która jest efektem ruchów materii wewnątrz oraz na powierzchni gwiazdy. Teoretyczne modele gwiazd pulsujących muszą więc zawierać informacje o wewnętrznej strukturze gwiazd. Obserwując zmiany jasności spowodowane pulsacjami i porównując je z teorią, możemy zatem wnioskować o budowie wewnętrznej gwiazd pulsujących.
Obserwacje gwiazd pulsujących analizujemy szeregami Fouriera. Mając dany ciąg obserwacji, przechodząc na płaszczyznę okresów (widmo fourierowskie) można w łatwy sposób zobaczyć okresowości występujące w analizowanych danych, które pojawiają się jako maksima w widmie fourierowskim. Musimy pamiętać, że maksima te są najlepiej określone, gdy ciąg obserwacji jest nieskończenie długi. Ze względu na możliwości techniczne takie obserwacje nie są możliwe i dlatego pojawiają się nam efekty utrudniające analizę fourierowską, np: szerokie maksima utrudniające dokładne wyznaczenie okresu i amplitudy modów pulsacji lub rozdzielenie dwóch bliskich modów albo aliasy boczne (dobowe), które są odzwierciedleniem przerw w obserwacjach. Aby unikać tych efektów, analizując obserwacje gwiazd pulsujących, powinno się jak najdłużej i nieprzerwanie prowadzić ich obserwacje. Można to uzyskać na dwa sposoby: prowadzić obserwacje z satelity lub wykorzystując kilka obserwatoriów położonych na różnych długościach geograficznych.
Wykorzystanie obserwacji gwiazd pulsujących do badania wnętrz gwiazdowych wymaga przeprowadzenia identyfikacji modów pulsacji. Polega to na określeniu, jaki jest rząd radialny i azymutalny oraz stopień każdego (ewentualnie jak największej liczby) z wykrytych w widmie fourierowskim modów. Mając identyfikację modów, możemy porównać częstotliwości modów otrzymanych z modeli teoretycznych z tymi, które zaobserwowano. Identyfikacja ta nie jest jednak łatwa. Tylko dla nielicznych gwiazd udaje się to zrobić. Jednym z takich gorących podkarłów jest Balloon090100001.
Podczas przeglądu nieba przeprowadzonego przez Jay Bixlera i jego współpracowników, klasyfikowano obiekty wykazujące nadwyżkę w ultrafiolecie. Przegląd ten został dokonany z użyciem balonu stratosferycznego, w którym zainstalowano niewielki instrument służący do detekcji obiektów silnie promieniujących w niebieskiej części widma. Balon ten wykonywał loty w latach 1979–1990, a w czasie trwania swojej misji zaobserwował około 100 obiektów, które sklasyfikowano później jako podkarły sdB, sdO i białe karły. Jednym z nich był Balloon090100001 (Bal09). Nazwa, którą obiekt ten został oznaczony, bierze się właśnie stąd, że przegląd wykonany był podczas lotu balonowego. Dwie pierwsze cyfry oznaczają numer lotu, następne cztery to numer kliszy, na której obiekt jest widoczny. Ostatnie trzy oznaczają numer bieżący na kliszy. Wykonali oni również widmo Bal09, co pozwoliło sklasyfikować tę gwiazdę jako sdB i wyznaczyli temperaturę efektywną oraz logarytm grawitacji powierzchniowej tego obiektu, odpowiednio na 32 500 K oraz 6,0. Dzięki tym parametrom Bal09 został włączony do programu obserwacyjnego, który miał na celu wykrycie ewentualnych zmian jasności spowodowanych pulsacjami.
Pulsacje w Bal09 zostały wykryte przez Raquel Oreiro w 2003 r. Kiedy opublikowano to odkrycie, stało się oczywiste, że jest to obiekt dogodny do przeprowadzenia wielobarwnej fotometrii, a także spektroskopii. Obecnie jest to najjaśniejszy znany pulsujący gorący podkarzeł, posiada względnie długie okresy, jak i duże amplitudy zmian jasności, sięgające nawet 70 mmag dla modu dominującego.
Pierwsze obserwacje Bal09 prowadzono przez 5 tygodni w sierpniu oraz wrześniu 2004 r. za pomocą 60-cm teleskopu w Obserwatorium Astronomicznym na Suhorze. Dodatkowe dane obserwacyjne udało się zebrać przy użyciu 1,5-m teleskopu w Obserwatorium Loiano we Włoszech, a niezależne obserwacje były przeprowadzone również przez Oreiro za pomocą 80-cm teleskopu w Obserwatorium Teide na Teneryfie. Fragment takich obserwacji jest pokazany na rys. 2. Analiza zebranych obserwacji pokazała, że gwiazda ta jest najbardziej interesująca spośród wszystkich pulsujących podkarłów.
W widmie fourierowskich wykryto kilkadziesiąt modów pulsacji, w tym równoodstępny tryplet, a także co najmniej kilka maksimów w rejonie występowania modów grawitacyjnych. Ponadto mody pulsacji w tym obiekcie wydawały się grupować w kilku rejonach, być może kolejnych owertonach modu fundamentalnego. Takie cechy nie były równocześnie obserwowane w żadnym dotychczas odkrytym pulsującym podkarle.
Obserwacje Bal09 były prowadzone również podczas kolejnego sezonu obserwacyjnego, w 2005 r. Tym razem w celu zwiększenia poziomu detekcji modów, co może przełożyć się na większą liczbę wykrytych modów, a także zmniejszenia aliasów bocznych, obserwacje prowadzono przy wykorzystaniu wielu teleskopów zlokalizowanych na półkuli północnej: 80-cm (Teide, Teneryfa), 60-cm (Suhora), 90-cm (Sierra Nevada, Hiszpania), 40-cm (Baker, Missouri), 1 m (Lemmon, Arizona), 60-cm (Mauna Kea, Hawaje), 1 m (Lulin, Tajwan), 60-cm (Sobaeksan, Korea Płd.).
Rys. 5. Diagram O-C dla wszystkich składników trypletu. Nachylenie dodatnie w 2005 r. oznacza wydłużenie okresu modu, podczas gdy ujemne jego skrócenie.
Niewielkie ujemne nachylenie modu środkowego jest również widoczne
Obserwacje przeprowadzone w 2005 r. potwierdziły większość dotychczas wykrytych modów, a także umożliwiły wykrycie innych modów, w tym kolejnego multipletu, tym razem kwintupletu (pięć maksimów), w tym samym rejonie częstotliwości co mod o największej amplitudzie i wspomniany tryplet. Pojawienie się kwintupletu pozwoliło zidentyfikować wszystkie mody występujące w tym rejonie widma fourierowskiego. Obserwacje Bal09 przeprowadzono również w 2006 r., a obecnie, w 2007 r. są kontynuowane. Głównym celem tych obserwacji jest monitoring amplitud oraz częstotliwości modów o największych amplitudach, a także multipletów. Do tego celu wykorzystywane są tylko dwa teleskopy: 60-cm na Suhorze i 40-cm w Missouri.
Ze względu na stosunkowo dużą jasność Bal09 obserwacje fotometryczne nie są jedynymi, które udało się przeprowadzić. W 2004 r. przy użyciu Nordic Optical Telescope John Telting przeprowadził obserwacje spektroskopowe. Zmiany amplitud prędkości radialnej w wyniku oscylacji gwiazdowych stanowią niezależny pomiar częstotliwości modów. Są one pomocne w identyfikacji modów pulsacji, a także umożliwiają wyznaczenie zmian promienia gwiazdy spowodowanych pulsacjami. Uzyskane widma pokazały również, że temperatura efektywna gwiazdy w wyniku pulsacji zmienia się o 1200 K.
Na panelu górnym rys. 3 jest przedstawione widmo fourierowskie Bal09 wyliczone na podstawie danych z 2004 r. (widmo dla kolejnych sezonów obserwacyjnych wygląda podobnie). Panel dolny zawiera to samo widmo, ale po usunięciu trzech modów o największych amplitudach, dzięki czemu mody o mniejszych amplitudach stały się lepiej widoczne. W rejonie niskich częstotliwości, poniżej 1 mHz, łatwo zauważyć mody grawitacyjne. Największe amplitudy sięgają 3 mmag, ale w 2006 r. były już dwa razy większe. Szczegółowa analiza ujawniła około 15 modów grawitacyjnych. Mody ciśnieniowe i grawitacyjne występują w różnych rejonach gwiazd sdB, przez co ich jednoczesność występowania pozwala nam na dokładniejsze określenie struktury wewnętrznej tych gwiazd.
Pierwsze niezależne mody ciśnieniowe pojawiają się na częstotliwościach około 2,8 mHz. To rejon modu dominującego o amplitudzie osiągającej 50 mmag. Tak duże amplitudy to niezwykła rzadkość wśród gwiazd pulsujących podkarłów. Tylko dwie zaobserwowane gwiazdy miały amplitudy przekraczające tę wartość, jednak amplitudy te zmieniają się dość znacząco, więc ich wartość jest silnie zależna od momentu obserwacji. Wyniki identyfikacji tego modu pokazują, że jest on czysto radialny, a zmiany promienia nim spowodowane sięgają 1,7%. Ponadto w rejonie tym wykryto wspomniane już multiplety: tryplet i kwintuplet.
Rys. 6. Diagramy O-C dla modu o największej amplitudzie (panel górny) oraz jednego z modów typu g (panel dolny) dla trzech sezonów obserwacyjnych. W 2006 r. O-C dla modu dominującego wykazuje zmiany wyższych rzędów niż liniowe. Może to oznaczać zmiany okresu również w czasie trwania obserwacji. Liczby przedstawiają wartości częstotliwości tych modów. Do wyliczenia O-C przyjęto efemerydę uzyskaną dla danych z 2004 r.
Multiplety są wynikiem zniesienia degeneracji jednego z parametrów pulsacji, a mianowicie rządu azymutalnego m i mogą następować w wyniku np. rotacji gwiazdy. Multiplety są bardzo pożądanymi cechami widma fourierowskiego, gdyż pozwalają na niemal pewną identyfikację modów pulsacji (tzn. określenie dwóch z trzech wartości parametrów pulsacji l oraz m, które opisują kątową geometrię pulsacji dla danego modu). Dla trypletu oznacza to trzy mody, dla których parametry l i m wynoszą: (1, -1), (1, 0) oraz (1, 1), a dla kwintupletu pięć modów o parametrach (2, -2), (2, -1), (2, 0), (2, 1) oraz (2, 2). Zakładając, że widoczne multiplety są wynikiem rotacji gwiazdy, możemy także wyznaczyć okres tej rotacji. Jedyną niewiadomą jest tutaj tzw. stała Ledoux, która jest uzależniona od struktury gwiazdy, ale z modeli teoretycznych wiemy, że dla gorących podkarłów oraz modów ciśnieniowych jej wartość jest bliska zeru. Przy takim założeniu otrzymujemy ponad 7-dniowy okres obrotu Bal09. Trudno tu cokolwiek sądzić o takim okresie, gdyż tylko dla kilku gwiazd udało się wyznaczyć jego wartość. Dla V338 Ser rotacja jest bardzo szybka (kilka godzin), dla Feige 48 to kilkanaście godzin.
Kolejne grupy modów ciśnieniowych znajdują sie w okolicy 3,75 mHz, 4,6
mHz i 5,5 mHz. Typowe amplitudy modów z danego rejonu maleją wraz z rosnącą częstotliwością, a odstępy pomiędzy nimi są podobne, ale niejednakowe i też maleją w tym samym kierunku. Niestety, w żadnym z tych rejonów nie wykryto multipletów. Obecnie, zgodnie z wynikami wyliczeń teoretycznych, uważa się, że cztery rejony modów ciśnieniowych (od 2,8 mHz do 5,5 mHz) są kolejnymi owertonami.
Pozostałe rejony, oznaczone niebieską literką c, to mody kombinacyjne. I tak, dla częstotliwości 5,6 mHz występuje pierwsza harmonika modu o największej amplitudzie (f1) oraz kombinacje tego modu ze składnikami trypletu, dla 8,4 mHz — druga harmonika modu f1, dla 1 mHz i 6,6 mHz to kombinacje modu f1 i modu o największej amplitudzie z rejonu 3,8 mHz (odpowiednio różnica i suma). Najciekawsze mody kombinacyjne pojawiają się na częstotliwości 2,4 mHz. Są to kombinacje pomiędzy modem f1 i modami grawitacyjnymi, a więc kombinacje mieszane. Obecnie nie potrafimy jeszcze wykorzystać modów kombinacyjnych do identyfikacji parametrów pulsacji tak, jak się to robi dla białych karłów, ale kombinacje mieszane dają nam inną ważną informację. Ich istnienie świadczy o tym, że oba typy pulsacji są wzbudzone w tym samym obiekcie, w tym przypadku Bal09.
Obserwacje prowadzone w kilku sezonach umożliwiły porównanie otrzymanych wyników i sprawdzenie, czy amplitudy oraz okresy pulsacji w Bal09 zmieniały się na przestrzeni kilku lat. W żadnym z sezonów obserwacyjnych, analizowanych oddzielnie, nie zauważono znaczących zmian okresów pulsacji. Nie oznacza to, że wielkości te się nie zmieniają. Skala czasowa ewentualnych zmian może być znacznie dłuższa od czasu, w którym obserwacje były prowadzone. W okresie, kiedy prowadzono obserwacje Bal09, dla żadnej pulsującego podkarła nie stwierdzono zmian częstotliwości (jednym z powodów mógł być bardzo ubogi materiał obserwacyjny), jednak obecnie wiemy, że dla obiektu V391 Peg takie zmiany zaobserwowano. Dane zebrane z siedmiu sezonów obserwacyjnych pokazały, że częstotliwości modów w tej gwieździe wykazują dwa trendy zmian: paraboliczny oraz sinusoidalny. Ten drugi trend wytłumaczono istnieniem planety obiegającej macierzystą gwiazdę (można to potraktować jako metodę wykrywania planet pozasłonecznych podobną do tej stosowanej dla pulsarów).
Rys. 7. Podobnie jak dla rys.6, ale dla trzech składników trypletu. Zmiany środkowego modu są już tu doskonale widoczne. Ujemne nachylenie oznacza skracanie okresu. Duża różnica w zmianach okresu modów nieśrodkowych i środkowego może być wynikiem odmiennego mechanizmu powodującego zmiany ich okresów
Porównując częstotliwości modów wykrytych w Bal09 zauważono, że zmieniły się one już w skali jednego roku, jednak dla większości modów zmiany te nie są duże. Inaczej wygląda sytuacja dla nieśrodkowych składników multipletów. Zmiany ich częstotliwości były dwa rzędy wielkości większe od błędów formalnych. Oznaczało to zmianę rozszczepienia7
multipletów, efekt, który nigdy dotąd nie był obserwowany w jakiejkolwiek gwieździe pulsującej.
Na rys. 4 jest przedstawiony schematyczny rozkład częstotliwości w rejonie modu dominującego. Zaznaczone są na nim częstotliwości modów wykrytych zarówno w 2004, jak i 2005 r.
Na rysunku tym widać, że zmiana częstotliwości nastąpiła tylko dla niecentralnych składników obu multipletów. Niestety, dwa składniki kwintupletu nie zostały wykryte w 2004 r. Zmiana rozszczepienia multipletów nie jest jednakowa dla wszystkich składników. Ich rozszczepienie też nie jest jednakowe. Największa zmiana nastąpiła dla zewnętrznych składników kwintupletu, dla którego rozszczepienie było też największe, a najmniejsza występuje dla składników wewnętrznych, dla których rozszczepienie było najmniejsze. Oznacza to korelacje pomiędzy wielkością rozszczepienia a zmianą tej wielkości. Średnie rozszczepienie zmieniło się o około 15% w ciągu jednego roku. Zmiany okresów składników trypletu są też przedstawione na wykresie O–C (rys. 5). Przy wyliczaniu wartości O–C przyjęto liniową efemerydę oraz częstotliwości, które otrzymano dla danych z 2004 r. Z tego powodu O–C dla wszystkich składników trypletu w 2004 r. są bliskie zeru i punkty nakładają się na siebie. Inaczej jest dla 2005 r. Mod centralny wykazuje niewielkie zmiany, podczas gdy dwa pozostałe mody wykazują już bardzo znaczące zmiany O–C.
Na rys. 6 i 7 przedstawione zostały diagramy O–C dla kilku wybranych modów, wykrytych w trzech sezonach obserwacyjnych. Widać na nich, że nachylenia wykresów modów dla poszczególnych sezonów różnią się, co oczywiście oznacza zmianę okresu. Największe zmiany można zauważyć dla bocznych składników trypletu, jednak zmiany pozostałych modów, w tym również środkowego składnika trypletu, są również dobrze widoczne. Wstępne wyniki analizy dotychczas zebranych danych w 2007 r. pokazują, że rozszczepienie jest zbliżone (aczkolwiek trochę większe) niż w 2004 r. Może to sugerować okresową zmianę częstotliwości. Niestety, nie są prowadzone ciągłe obserwacje tego obiektu, co uniemożliwia stwierdzenie, jaki jest dokładny charakter ich zmian.
Zmiana rozszczepienia multipletów nie była jak dotąd obserwowana dla żadnej z gwiazd pulsujących. Istnienie multipletów wyjaśnia się z reguły rotacją gwiazdy, która powoduje jej odejście od kształtu sferycznego, w wyniku czego następuje zniesienie degeneracji parametru m. Porównując wyniki uzyskane dla Bal09 w odstępie jednego roku, trudno nadal utrzymywać, że tylko powolna rotacja gwiazdy jest odpowiedzialna za widoczne multiplety. Zmiana rozszczepienia oznaczałaby wówczas przyśpieszenie rotacji gwiazdy o kilkanaście procent, co w ciągu jednego roku wydaje się być mało prawdopodobne. Jeżeli potwierdzi się okresowość zmian rozszczepienia, wówczas może to oznaczać np. precesję osi pulsacji względem osi rotacji gwiazdy, spowodowanej np. istnieniem bliskiego towarzysza. Niestety, wytłumaczenie obserwowanych zmian rozszczepienia będzie wymagało jeszcze wielu lat obserwacji tego obiektu.
Rys. 8. Porównanie kwintupletu w dwóch sezonach obserwacyjnych. Doskonale widać zarówno zmiany okresów, jak i nierównoodległość w obu sezonach. Ta druga cecha może świadczyć o rotacji różnicowej na powierzchni gwiazdy. Liczby pomiędzy składnikami oznaczają rozszczepienie w μHz. Amplitudy są przedstawione w skali
logarytmicznej
Multiplety, a dokładnie kwintuplet, wykazują jeszcze jedną ciekawą cechę. Jeżeli zakładamy, że rotacja ciała sztywnego jest odpowiedzialna za powstanie multipletów, wówczas powinny być one równoodległe. Na rys. 8 można łatwo zauważyć, że multiplet ten jest symetryczny, ale nie równoodległy. Efekt taki można wytłumaczyć rotacją różnicową na powierzchni gwiazdy. Rotacja różnicowa nie była jak dotąd obserwowana w żadnym gorącym podkarle. Jeżeli powyższe wytłumaczenie okaże się słuszne, wówczas obecne modele teoretyczne tych gwiazd będą musiały zostać zrewidowane, gdyż bazują one na rotacji ciała sztywnego.
Przeprowadzone obserwacje Bal09 oraz ich analiza pokazują, że oprócz trochę dziwacznej, a wręcz śmiesznej nazwy, gwiazda ta sama w sobie jest bardzo niezwykła. Wiele efektów, które dla niej zaobserwowano, nie było jak dotąd wykrytych w żadnej innej gwieździe pulsującej lub chociażby w innym gorącym podkarle i jeszcze przez wiele lat Bal09 będzie wyzwaniem dla teoretyków. Przy okazji, wyniki tych obserwacji pokazują, że przy użyciu teleskopów małych rozmiarów, czyli tych o średnicach poniżej 1 m, nadal można zebrać bardzo bogaty i ciekawy w wynikach materiał obserwacyjny.
Dr Andrzej Baran jest pracownikiem Akademii Pedagogicznej w Krakowie. Omawiana gwiazda była przedmiotem Jego rozprawy doktorskiej bronionej na UMK w Toruniu w 2006 r.
↑
↑
↑
↑
↑
↑
↑
