Novinky

Na čem pracujeme: Hvězdný vítr v planetárních mlhovinách

Planetární mlhoviny jsou vděčnými cíli amatérských pozorovatelů. Tyto kompaktní útvary nejčastěji připomínají „rozmazanou hvězdu“, už lepší amatérské dalekohledy ovšem ukáží roztodivné tvary s kulovou nebo bipolární symetrií. Jiří Kubát z ASU společně s odborníky z Masarykovy univerzity v Brně studoval charakter hvězdného větru Slunci-podobné stálice ve stádiu, kdy se tato hvězda obklopuje planetární mlhovinou. 

Planetárních mlhovin identifikujeme na obloze mnoho. Málokdo si však uvědomí, do jak zvláštního období hvězdy se při pohledu na planetární mlhovinu díváme. Tyto útvary se nejčastěji vyskytují okolo umírajících hvězd slunečního typu, které ve svých závěrečných fázích odhazují v termálních pulsech své vnější obálky. Látka v planetární mlhovině vyzařuje záření kvůli ionizaci horkým odhaleným jádrem původní hvězdy a svoji roli v ohřevu materiálu hraje zřejmě i kolize vyvržené látky s hvězdným větrem vanoucím z pozůstatku hvězdy. Toto období trvá jen velmi krátce. Kdybychom přirovnali délku života sluneční hvězdy k délce života smrku, tak délka fáze s planetární mlhovinou odpovídá době volného pádu šišky ze špičky takového smrku na zem.

Ačkoli jsou vývojové stopy z fáze asymptotické větve obrů (AGB) do fáze bílého trpaslíka relativně jednoduché, detaily probíhajících procesů jsou závislé i na procesech, ke kterým docházelo v předchozích vývojových fázích. Opacita látky, rychlost nukleárních reakcí a ztráta hmoty na AGB ovlivňují výsledky evolučních modelů. I přes zdánlivou jednoduchost modelu po divokém pobytu na AGB zůstává jeden proces, který může značně ovlivnit vývojovou stopu – hvězdný vítr.

Hvězdný vítr od centrální hvězdy v planetární mlhovině je hnán stejným procesem jako větry velmi hmotných hvězd, a to zářením. Těžší prvky jako uhlík, dusík, kyslík nebo železo absorbují a rozptylují záření přicházející z hvězdy, získávají tak hybnost a látka se tak urychluje pryč od hvězdy.

Hvězdné větry centrálních hvězd planetárních mlhovin jsou pro pozorování přístupné s výjimkou fází těsně po AGB a těsně před přechodem k bílým trpaslíkům. Přitom zejména v těchto velmi krátce trvajících obdobích může být vliv hvězdných větrů velký. Silný vítr těsně po AGB fázi může ovlivnit délku trvání této fáze a větry u horkých bílých trpaslíků mohou zabránit gravitační sedimentaci v atmosféře a tak přirozeně vysvětlit, proč mají mladí bílí trpaslíci prakticky stejné chemické složení jako Slunce.

Jiří Kubát ze Stelárního oddělení ASU dlouhodobě spolupracuje s astrofyziky z Ústavu teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecké fakulty Masarykovy univerzity v Brně. Společně využívají pro výzkum hvězdných větrů numerický model vlastní provenience s názvem METUJE. Ten umožňuje řešení hydrodynamických rovnic popisujících dynamiku větru konzistentně s řešením vlivu záření a souvisejících excitací nebo ionizací materiálu. Autoři publikovali s tímto kódem již několik studií o fyzikálních procesech převážně v okolí horkých hvězd, tentokrát si však vzali za cíl hvězdu pozdního spektrálního typu v pozdních fázích vývoje. Chtělo by se říci, že studovali možnou budoucnost našeho Slunce v této výjimečné vývojové fázi planetární mlhoviny. Počítačový program je modulární a umožňuje tak zahrnout nejrůznější parametry okolohvězdného prostředí, vstupního záření, ale zohlednit například i možnou tvorbu shluků v hvězdném větru, které mají na výslednou dynamiku celku velký vliv.

Výsledky ukazují, že zářením hnaný hvězdný vítr se u hvězd Slunci-podobných objeví velmi záhy po fázi AGB, už v okamžiku, kdy efektivní teplota přesáhne 10 000 K, pravděpodobně i dříve. Protože rychlost ztráty hmoty hvězdným větrem je přímo úměrná svítivosti hvězdy, která se v této fázi prakticky nemění, ani rychlost ztráty hmoty nepodléhá zásadním změnám. Tento závěr velmi pěkně souhlasí s reálným pozorováním hvězd v tomto vývojovém stádiu. Vítr hnaný zářením pohlceným v čarách vymizí až na chladnoucí sekvenci bílých trpaslíků při teplotách kolem 105 000 K při slunečním chemickém složení.

Ve vývoji se přesto objevují dva zlomy, kdy se rychlost ztráty hmoty náhle mění. Při efektivní teplotě hvězdy kolem 20 000 K se rychle ionizuje železo Fe III na Fe IV, což vede k prudkému poklesu rychlosti ztráty hmoty asi na osminu předchozí hodnoty. Kolem teplot 45 000 K se objevuje další slabé a široké maximum v rychlosti ztráty hmoty, které zřejmě souvisí s nárůstem zářivého toku v daleké ultrafialové oblasti. Protože centrální hvězda v této fázi kontrahuje, terminální rychlost hvězdného větru postupně narůstá. I toto odpovídá skutečným pozorováním. Terminální rychlost poklesne až v okamžiku, kdy začne vítr vyhasínat na chladnoucí posloupnosti bílých trpaslíků.

Autoři s pomocí svého kódu vypočítali množství ionizujících fotonů a porovnali jej s referenčním modelem vypočteným v plan-paralelní statické aproximaci (autorem tohoto modelu s názvem TLUSTY je shodou okolností astronom českého původu Ivan Hubený). Srovnání ukazuje, že počet fotonů vhodných k ionizaci neutrálního vodíku je zjednodušeným modelem předpovězen pro efektivní teploty hvězdy vyšší než 40 000 K, počet fotonů schopných ionizovat hélium pak pro modely s efektivní teplotou vyšší než 50 000 K. Pro chladnější modely jsou vlivy sférické obálky a jejího rozpínání tak silné, že počty ionizujících fotonů nejsou jednodušším modelem předpovězeny správně. Zbývá jen dodat, že plan-paralelní statické modely nejsou vůbec schopny správně určit počet ionizujících fotonů nad hranou jednou ionizovaného helia a to kvůli absorpci záření v hvězdném větru.

Autoři se pustili i do diskuse nad tvarem planetárních mlhovin. Některé z nich totiž vůbec nepřipomínají sféricky symetrické útvary, které by se daly z logiky věci předpokládat. Ionizační skok kolem teplot 20 000 K může jednak vést ke vzniku další obálky v mlhovině. Dále se zdá, že i možná magnetická pole, která jsou na hranici detekovatelnosti dnešními přístroji, by byla dostatečně silná na to, aby mohla svojí přítomností ovlivnit tvar mlhoviny. Dlužno dodat, že bílí trpaslíci jsou často vlastníky magnetických polí. Tento jev by tedy přirozeně vysvětloval bipolární tvar některých planetárních mlhovin, kdy by magnetické pole ovlivnilo směrování hvězdného větru a tak celkový tvar hvězdné obálky.

Michal Švanda

Citace práce

J. Krtička, J. Kubát, I. Krtičková, Stellar wind models of central stars of planetary nebulae, Astronomy&Astrophysics 635 (2020) id.A173, preprint arXiv:2003.02094. 

Kontakt: doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc., jiri.kubat@asu.cas.cz