Dva bela patuljka obiđu jedan oko drugog za 374 sekunde

Naučnici su izmerili da se orbita para belih patuljaka eRASSU J060839.5 minus 704014 skraćuje brže nego kod bilo kog dosad poznatog sistema iz iste klase. Rad je predat 10. avgusta 2026, a u širu naučnu javnost je dospeo 6. septembra 2026. Prvi autor je Rahul Šarma, a tekst je objavljen u časopisu The Astrophysical Journal Letters. Dva bela patuljka, otkrivena u pravcu Velikog Magelanovog oblaka, obiđu jedan oko drugog za 374,15 sekundi, nešto više od šest minuta. Zbog brzine kojom mu se orbita skraćuje, sistem, koji se zbog dužine punog naziva u tekstovima obično skraćuje na eRASSU J0608, postaje jedan od ozbiljnijih kandidata za buduće svemirske detektore gravitacionih talasa.

Sistem pripada klasi AM CVn, retkoj grupi ultrakompaktnih dvojnih zvezda kod kojih su oba člana beli patuljci, a puna orbita traje svega nekoliko minuta. Dosadašnji prototipovi te grupe su HM Cnc, koji krug napravi za 5,4 minuta, i V407 Vul. Kod oba je ranijim praćenjem već utvrđeno da im se orbita skraćuje usled gubitka energije kroz gravitaciono zračenje. Zbog toga se AM CVn parovi prate i kao mogući preteče supernovih eksplozija tipa Ia.

Merenje kod eRASSU J0608 spojilo je podatke tri rendgenske opservatorije prikupljene tokom oko tri i po godine: teleskop NICER, instrument FXT na kineskoj sondi Einstein Probe i arhivske snimke evropskog teleskopa XMM Njutn. Prvi prolaz kroz podatke, tehnikom epoch folding nad samo NICER merenjima, dao je period od 374,15017 sekundi. Kada su sve tri serije spojene u jedinstveno fazno rešenje, konačna vrednost je ispravljena na 374,15013 sekundi, sa nesigurnošću od svega dve stotinke milisekunde. Uzorak je, dakle, ceo dostupan niz snimanja tog sistema u poslednje tri i po godine, ne novo posmatranje urađeno za ovu priliku.

Iz konačnog rešenja izvedena je i brzina kojom orbita opada, minus 4,7 puta deset na minus jedanaesti stepen sekundi po sekundi. To je brže od vrednosti izmerenih kod HM Cnc i V407 Vul. Ako se pretpostavi da promenu pokreće isključivo gubitak ugaonog momenta kroz gravitacione talase, iz brzine opadanja se računa takozvana čirp masa, veličina koja zavisi od masa oba patuljka. Za eRASSU J0608 ona iznosi oko 0,43 mase Sunca, što sistem svrstava među najmasivnije poznate u ovoj klasi. Reč je o izvedenoj, ne direktno izmerenoj vrednosti, i ona važi samo pod tom pretpostavkom.

Zašto rendgenski bljesak dolazi tačno svakih 374 sekunde?

Kod ovako tesnih orbita, materija koja otiče sa jedne zvezde ne stigne da napravi akrecioni disk oko druge, nego udara direktno u njenu površinu. Taj sudar zagreva gas do temperatura koje zrače u mekom rendgenskom opsegu, pa se bljesak ponavlja u ritmu same orbite, jednom na 374 sekunde. Ista geometrija, poznata kao direktan udar, objašnjava zašto HM Cnc i V407 Vul takođe pulsiraju gotovo stoprocentnom amplitudom u rendgenskom snopu.

Sistem je prvi put uočen instrumentom eROSITA, tokom četiri uzastopne pretrage celog neba označene kao eRASS1 do eRASS4. Tadašnje merenje je već nagovestilo da orbita opada, ali je ostavilo otvorenim i suprotan predznak, dakle mogućnost da se period produžava. Novo, znatno duže praćenje tu nedoumicu razrešava u korist skraćivanja.

Najveća nepoznanica u celom računu ostaje udaljenost sistema, procenjena vrlo široko, između jednog i pet kiloparseka. Od nje zavisi koji od dva ponuđena modela bolje opisuje izvor rendgenskog zračenja. Takozvani model unipolarnog induktora bi zahtevao da sistem bude bliži, na oko jedan do dva kiloparseka, dok bi model direktnog udara podrazumevao veću udaljenost, od pet kiloparseka naviše. Bez nezavisnog merenja udaljenosti, autori studije ne mogu da se opredele između te dve mogućnosti.

Ista nepoznanica odlučuje i o tome da li će sistem zaista biti vidljiv budućoj svemirskoj opservatoriji LISA. Gravitacioni talasi slabe sa kvadratom udaljenosti, isto kao i svetlost, pa bi bliži sistem bio znatno jači izvor od udaljenog. Autori se nadaju da će u sistemu otkriti i treću zvezdu, jer bi to pomoglo da se udaljenost konačno izmeri.

Studija ne dokazuje da je gravitaciono zračenje jedini uzrok skraćivanja orbite, nego to pretpostavlja pri računanju čirp mase. Nalaz takođe počiva na jednom timu i nije nezavisno ponovljen, a kod ovog istog izvora je i predznak promene perioda ranije, u prvom merenju instrumentom eROSITA, ostajao dvosmislen pre nego što je duže praćenje stvar razjasnilo. Da li je sistem uopšte dovoljno blizu da ga LISA jednog dana zaista uhvati, ostaje otvoreno pitanje na koje ova analiza ne odgovara.