Novinky
Na čem pracujeme: Hvězdné větry neobvyklých horkých hvězd
Hvězdy, zejména ty horké, bývají obklopeny rozpínajícími se obálkami, které označujeme souhrnným termínem hvězdný vítr. Příčiny hvězdného větru mohou být různé. V případě horkých hvězd je to nejčastěji tlak záření. Pro horké hvězdy na hlavní posloupnosti je teorie hvězdných větrů rozvinuta slibně, avšak netypickými horkými hvězdami, např. hvězdami s menší svítivostí, než je obvyklá, se odborníci prozatím příliš nezabývali. Mezeru vyplňuje studie vypracovaná v úzké spolupráci s Masarykovou universitou v Brně, v níž hrál důležitou roli Jiří Kubát z ASU.
Horké hvězdy spektrálních typů O a B na hlavní posloupnosti jsou hmotnější než naše Slunce, často svojí hmotností naši mateřskou hvězdu přesahují i desetinásobně. Takové hvězdy jsou také často rozměrově velké. Tělesa horkých obřích hvězd končí řídkou obálkou, na jejíž dynamice má podstatný podíl záření. Síla vyvolaná zářením je často tak velká, že urychluje materiál na nadúnikové rychlosti. Odborníci mluví o zářením hnaném hvězdném větru.
U horkých hvězd, které na Hertzsprungově-Russelově diagramu nalezneme pod hlavní posloupností, je situace trochu odlišná. Takové hvězdy jsou sice v okolním vesmíru pozorovány, ale není zcela jasné, jak se do tohoto stádia mohly dostat. Typickou hvězdou této skupiny je horký podtrpaslík, který je tvořen héliovým jádrem, jež v předchozích etapách vývoje přišlo o svoji obálku. V literatuře se objevilo několik scénářů, které vedou k horkým podzářivým hvězdám. Může se například jednat o výsledek srážky dvou bílých trpaslíků. Stejně tak by mohlo jít o situaci, kdy hvězda v závěrečných stádiích vývoje o svoji obálku přišla mohutným termálním pulsem. A v neposlední řadě je podezřelým dvojhvězdný vývoj, kdy souputník z obří hvězdy „odsaje“ vnější obálky.
Oproti „klasickým“ popisům hvězdného větru se u podsvítivých hvězd objevují další efekty, s nimiž je třeba počítat – například vícekomponentní vítr nebo neefektivní chlazení. Tým českých autorů se touto problematikou zevrubně zabýval. Sestavil numerický model založený na výpočetním kódu použitém již v minulosti. Tento kód současně řeší hydrodynamické rovnice, rovnici přenosu záření se započtením nerovnovážných jevů a rovnice popisující excitačně-ionizační stav látky. Výsledkem modelu je jednak radiální profil důležitých fyzikálních veličin, ale i rychlost ztráty hmoty a tzv. terminální rychlost, což jsou parametry přímo odvoditelné z pozorování. Autoři vypočetli celou síť modelů pro horké hvězdy s povrchovými teplotami od 15 000 do 55 000 kelvinů pro různé rozměry hvězd (v rozsahu od 0,1 po 3,2 poloměru Slunce) s fixní hmotností 0,5 Slunce. Parametry byly také vypočteny pro tři různá chemická složení. Volba parametrů vystihuje různá vývojová stádia hvězd a dobře tedy pokrývá možné polohy podsvítivé hvězdy v H-R diagramu.
Výsledky sítě modelů ukazují několik zajímavých trendů. Například pro hvězdy s velkou povrchovou gravitací a nízkou teplotou kód nedokázal najít řešení. To lze interpretovat jako případ, že vítr vůbec nevzniká. Kontrolní nezávislé výpočty pak ukázaly, že v těchto případech vskutku síla vyvolaná tlakem záření je menší než síla gravitační a vítr skutečně nemůže vzniknout. Zevrubná analýza dále ukazuje, že v horkých podsvítivých hvězdách je vítr (pokud se tvoří) hnán v závislosti na teplotě především prvky jako je uhlík, dusík, kyslík, neon nebo křemík. Jako důležitá se ukazuje především čára třikrát ionizovaného křemíku Si IV pro nejchladnější hvězdy ze zkoumaného vzorku, zatímco s teplotou roste důležitost dvakrát ionizovaného uhlíku C III. Autoři porovnali svůj model s hrstkou známých podsvítivých horkých hvězd s určenou rychlostí ztráty hmoty a zjistili vynikající shodu, zejména co se týče existence bezvětrné oblasti pro některé kombinace efektivní teploty a povrchové gravitace.
Situace se poněkud komplikuje s přítomností magnetického pole u osamocených hvězd. I tuto komplikaci autoři pečlivě prostudovali. Ukazují tak, že vliv magnetického pole na fyziku hvězdného větru je u podsvítivých horkých hvězd značný. Magnetické pole hraje důležitou roli zejména pro popis odnosu momentu hybnosti větrem, kdy tento efekt zesiluje. Modely přesvědčivě ukazují, že zpomalování rotace hvězdy magnetizovaným hvězdným větrem probíhá výrazně rychleji než hvězdným větrem, což elegantně vysvětluje známý pozorovací fakt, že starší hvězdy se v průměru otáčejí výrazně pomaleji než hvězdy mladé.
Autoři uvážili i vzájemné ovlivňování hvězdného větru druhou složkou dvojhvězdy, která sama může být zdrojem hvězdného větru nebo být obklopena plynným diskem.
Hvězdné větry u podsvítivých horkých hvězd jsou obecně méně husté než podobné větry hvězd na hlavní posloupnosti. V důsledku snížené hustoty se materiál těchto větrů pomaleji ochlazuje, což mění charakter s větry souvisejících rázových vln. Tato skutečnost elegantně vysvětluje pozorovací fakt, kdy u podsvítivých O hvězd jsou registrovány výrazně slabší ultrafialové čáry pocházející od větru. Tyto čáry slouží jako základní diagnostických nástroj této rozpínající se obálky.
Autoři uzavírají, že hvězdný vítr je nedílnou součástí svítivých podtrpaslíků a při studiu těchto objektů musí být brán v úvahu. Ovlivňuje totiž vzhled spektra, vývojový stav i potenciální interakci s blízkým průvodcem.
Michal Švanda
Citace práce
Krtička, J., Kubát, J., Krtičková, I., Stellar wind models of subluminous hot stars, Astronomy&Astrophysics 593 (2016) id.A101, preprint arXiv:1607.04445
Kontakt: doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc., kubat@sunstel.asu.cas.cz