TW Hya

W 1978 r. astronom amerykański George Herbig zasugerował, że izolowana, czerwona gwiazda zmienna TW Hya może być gwiazdą typu T Tauri. Takie bardzo młode (typowo młodsze niż 1 – 10 mln lat) gwiazdy zawsze występują blisko chmur materii międzygwiazdowej, więc jej izolowane położenie na niebie było całkowicie niezrozumiałe. Obserwacje w European Southern Observatory (dzięki umiejętności autora przeczytania po rosyjsku dosyć ukrytej w publikacjach armeńskich pracy Herbiga) 5 lat później potwierdziły, że bez wątpienia jest to gwiazda typu T Tauri (Rucinski & Krautter 1983). Ale późniejsze poszukiwania radiowe na falach milimetrowych wykonane przez autora nie przyniosły wykrycia materii w okolicach TW Hya. Sytuacja była raczej tajemnicza…

W 1989 r. de la Reza w Brazylii stwierdził, że w dużym obszarze południowego nieba wokół TW Hya występują młode gwiazdy, ale nie tak młode, z wiekiem ocenianym na 20–30 mln lat. Ta nowo zdefiniowana TWA (TW Hya Assocciation) liczy w tej chwili około 25 członków, jest najbliższym nas obszarem występowania młodych gwiazd (średnia odległość 73 parseki). TW Hya jest wśród nich wyjątkowo młoda, więc najwyraźniej powstała najpóźniej i nadal przyjmuje materię ze swej najbliższej okolicy.

Akrecja materii na TW Hya, jak również szereg innych procesów wynikających z szybkiej rotacji gwiazdy i jej intensywnie generowanych pól magnetycznych, powodują zmiany jasności z amplitudą około 20% w części widzialnej widma. Mimo że akrecja zachodzi poprzez dysk, w którym obieg materii musi zachodzić okresowo, zmiany jasności TW Hya nie są proste. Raportowane okresowości w różnych okresach czasu to, licząc od najkrótszej: 0,21, 2,0, 2,8, 2,85, 2,88, 4,4 i 9,05 dnia. Żadna jednak nie była obserwowana dwa razy…

Niedawno pomiary prędkości radialnej wykonane na wiosnę 2007 r. za pomocą superprecyzyjnego spektrografu FEROS na 2,2-m teleskopie na La Silla w Chile5 wykazały bardzo dobrze zdefiniowaną okresowość 3,56 dnia. Autorzy (Setiawan i in. 2008) od razu opublikowali te wyniki w prestiżowym „Nature”. Interpretacja tej okresowości opierała się na założeniu, że bardzo blisko gwiazdy, tuż przy jej powierzchni obiega masywna planeta, której istnienie powoduje modulacje prędkości radialnej gwiazdy. Byłby to zupełnie niezwykły, superważny przypadek istnienia takiej planety u młodej gwiazdy, tym istotniejszy, że proste przewidywania stabilności jej orbity sugerują, że tak blisko gwiazdy nie może istnieć długo i powinna zaraz spaść na gwiazdę.

Tak się złożyło, że właśnie w tym okresie MOST też obserwował TW Hya i zmiany jasności gwiazdy też wykazały okres około 3,6 dnia. Choć zamierzeniem było scharakteryzowanie chaotycznych zmian jasności wynikających z akrecji, wyraźna okresowość nie podlegała dyskusji. Problem w tym, że nawet ciągłe obserwacje MOST-a przez 11 dni nie mogą nic więcej powiedzieć o naturze zmian, poza potwierdzeniem okresowości. Nie można wykluczyć, że coś innego niż planeta powoduje zmiany, zaś tylko 3 cykle to za mało, aby w pełni potwierdzić okresowość.

Na wiosnę 2008 r. MOST przeprowadził długie, trwające cały miesiąc, ciągłe obserwacje TW Hya. I tu zaskoczenie: nie ma śladu po okresie 3,6-dniowym… Jeżeli jest coś, to słaba okresowość około dwudniowa… Czy planeta znikła? Czy też, co wydaje się bardziej prawdopodobne, nigdy jej tam nie było, a to, co zaobserwowano poprzednio, było zgęszczeniem w dysku akrecyjnym, które chwilowo obiegało gwiazdę z dosyć dobrze zdefiniowanym okresem? Autor pracuje obecnie nad tymi danymi, które wymagają szczególnej uwagi ze względu na ważność problemu.