Tabbyina hvězda (též Boyajianova hvězda nebo KIC 8462852) je široká dvojhvězda v souhvězdí Labutě. Její hlavní složka KIC 8462852 A je žlutobílý trpaslík spektrální třídy F3 V; slabší složkou je červený trpaslík třídy M2 V. Z paralaxy v katalogu Gaia DR3 vychází vzdálenost hlavní složky přibližně 444 parseků neboli 1 447 světelných let.

Hvězda je známá hlubokými, nepravidelnými a neperiodickými poklesy jasnosti, které v datech vesmírného dalekohledu Kepler dosahovaly až 22 %. Jejich mechanismus není zcela vysvětlen. Vícebarevná pozorování ukazují, že přímou příčinou krátkodobých poklesů je s největší pravděpodobností opticky řídký prach, nejasný však zůstává jeho původ a rozložení. V roce 2026 byla oznámena předběžná stopa dalšího, mnohem bližšího průvodce na pomezí obří planety a hnědého trpaslíka; výsledek zatím není považován za potvrzený objev.

Označení Katalogové označení KIC 8462852 pochází z databáze Kepler Input Catalog. Neformální názvy Tabbyina hvězda a Boyajianova hvězda odkazují na americkou astronomku Tabethu S. Boyajianovou, hlavní autorku odborné práce, která neobvyklou světelnou křivku podrobně popsala. Přezdívka „WTF Star“ vychází z podtitulu této práce Where's the flux? („Kam se poděl tok záření?“) a současně je slovní hříčkou s anglickou zkratkou WTF. Jde o neformální přezdívku, nikoli o katalogové označení.

Vlastnosti systému Primární složka A je běžná hvězda hlavní posloupnosti třídy F3 V. Má hmotnost přibližně 1,43násobku hmotnosti Slunce a poloměr 1,58násobku poloměru Slunce. Její efektivní teplota činí 6 750 ± 120 K a bolometrická zářivost asi 4,68násobku sluneční zářivosti. Rychle rotuje: fotometrická rotační perioda je 0,8797 dne a projekce rovníkové rotační rychlosti dosahuje 84 ± 4 km/s. Se zdánlivou hvězdnou velikostí 11,705 ve filtru V není pozorovatelná pouhým okem.

Slabou hvězdu přibližně dvě úhlové vteřiny východně od primární složky odhalila už pozorování dalekohledem Keck. Astrometrie z několika epoch později prokázala společný vlastní pohyb obou objektů a v roce 2021 potvrdila, že jde o gravitačně vázanou dvojhvězdu. Složka B je červený trpaslík třídy M2 V o hmotnosti přibližně 0,44 hmotnosti Slunce. Projekční vzdálenost složek je 880 ± 10 astronomických jednotek; skutečná oběžná dráha není dosud přesně určena. Takto vzdálený průvodce nemůže přímo působit krátké zákryty, mohl by však v dlouhých časových škálách gravitačně narušovat dráhy menších těles u primární hvězdy. Tato možnost zůstává hypotetická.

Pozorování poklesů jasnosti Družice Kepler Dalekohled Kepler sledoval KIC 8462852 téměř nepřetržitě od roku 2009 do roku 2013. Neobvyklé části světelné křivky rozpoznali dobrovolníci projektu Planet Hunters, zaměřeného na občanské vyhodnocování dat mise Kepler. Následná kontrola vyloučila přístrojovou chybu nebo chybu při zpracování dat.

Většinu času zůstávala jasnost poměrně stálá, byla však přerušována zákryty velmi rozdílného tvaru a délky. Výrazná událost kolem 800. dne pozorování snížila jasnost přibližně o 15 %, zatímco složitá skupina zákrytů po 1 500. dni obsahovala pokles až o 22 %. Jednotlivé epizody trvaly přibližně 5 až 80 dnů a nevykazovaly periodu typickou pro tranzitující exoplanetu.

Analýza úplných snímků z Keplera navíc ukázala dlouhodobou změnu. Během prvních přibližně 1 000 dnů hvězda slábla rychlostí 0,341 ± 0,041 % za rok, poté během asi 200 dnů zeslábla o více než 2 %. Celkový pokles za dobu mise dosáhl přibližně 3 %.

náhled|střed|700px|Souhrn hlavních poklesů jasnosti Tabbyiny hvězdy zaznamenaných do dubna 2021

Pozemní pozorování a TESS Po skončení hlavní mise Kepler pokračovalo fotometrické sledování ze Země. V roce 2017 byly zaznamenány čtyři hlavní poklesy o 1 až 2,5 %, pojmenované Elsie, Celeste, Skara Brae a Angkor. Trvaly od několika dnů po několik týdnů. Ve více fotometrických filtrech byly hlubší v modré než v červené části spektra, což odpovídá extinkci na drobných prachových částicích a neodpovídá zákrytu zcela neprůhledným tělesem.

Družice TESS zachytila 3. září 2019 jeden odlišný, téměř souměrný pokles o přibližně 1,1 %, trvající asi 21 hodin. Studie zveřejněná v roce 2026 spojila tento záznam s archivními a novými měřeními radiální rychlosti a nalezla předběžnou stopu průvodce s oběžnou dobou nejméně asi 1 030 dnů. Odhadovaná hmotnost činí 9,4+4,9−4,1 hmotnosti Jupiteru a poloměr 1,7 ± 0,1 poloměru Jupiteru; statistická významnost hmotnostního signálu je však pouze 2,3 σ a horní mez hmotnosti při 3 σ dosahuje 28 hmotností Jupiteru. Objekt proto může být obří planetou i hnědým trpaslíkem a k potvrzení jsou nutná další měření.

Možná vysvětlení Vícebarevná fotometrie krátkodobých poklesů ukazuje, že zeslabení není šedé: kratší vlnové délky jsou pohlcovány více než delší. To je typické pro opticky řídký prach se submikrometrovými zrny. Zároveň nebyl zjištěn výrazný infračervený přebytek, který by ukazoval na rozsáhlý teplý prachový disk. Prach proto vysvětluje způsob zastínění, nikoli sám o sobě původ materiálu ani dlouhodobé slábnutí hvězdy.

Za nejlépe slučitelné přirozené vysvětlení je považován soubor oblaků vznikajících rozpadem exokomet nebo úlomků planetesimál na protáhlých drahách. Různé oblaky mohou vytvářet nestejně hluboké a nesouměrné zákryty. Široký hvězdný průvodce B nebo případný bližší hmotný průvodce by mohly dráhy těchto těles dlouhodobě narušovat, žádný úplný dynamický model však dosud nevysvětlil všechny krátkodobé i dlouhodobé změny současně.

Velká hloubka zákrytů vedla také ke spekulaci o umělé megastruktuře podobné Dysonovu roji. Pozorovaná barevná závislost však neodpovídá zákrytu velkými neprůhlednými konstrukcemi a pro takový výklad neexistují pozorovací důkazy. Pátrání pomocí radioteleskopu Allen Telescope Array v pásmu 1 až 10 GHz nezjistilo z daného směru žádný přesvědčivý úzkopásmový ani středně široký umělý signál.

Odkazy Reference

Externí odkazy

KIC 8462852 v databázi SIMBAD

Kategorie:Bíložlutí trpaslíci Kategorie:Dvojhvězdy Kategorie:Proměnné hvězdy Kategorie:Hvězdy v souhvězdí Labutě Kategorie:Objekty v katalogu 2MASS