Novinky

Na čem pracujeme: Ztráta hmoty hvězdným větrem u modrých nadobrů

Jak moc závisí předpovězená míra ztráty hmoty hvězdným větrem u modrých nadobrů spektrální třídy B na parametrech hvězdy a jak tyto vypočtené hodnoty odpovídají pozorovaným hvězdám – to zajímalo autorský tým, jehož součástí byl Jiří Kubát z ASU. Velmi podrobná studie ukazuje, že některá stádia vývoje hmotných hvězd jsou stále ještě popsána ne zcela uspokojivě, přitom charakter hvězdného větru a s tím související míra ztráty hmoty jsou pro další vývoj hvězdy velmi důležitými parametry. 

Hmotné hvězdy ztrácejí během svého života značnou část zárodečné hmotnosti hvězdným větrem. Odpovídající míra ztráty hmoty je pro tu kterou hvězdu velmi nejistá, což platí zejména pro vyvinuté hvězdy. Z pozorování lze sice odhadnout parametry aktuálně se vyskytujícího hvězdného větru, jeho minulost i budoucnost je ale opět zahalena nejasnostmi. A přitom je charakter a průběh tohoto procesu velmi důležitým faktorem rozhodujícím mimo jiné o osudu hvězdy.

Je tedy jednou z velkých výzev hvězdné astrofyziky určit osud osamocené hvězdy jen na základě znalosti jejích popisných parametrů. Zatímco hvězdy s počátečními hmotnostmi méně než 8 hmotností Slunce svůj život končí jako bílí trpaslíci, hvězdy hmotnější mohou skončit jako neutronové hvězdy nebo černé díry, přičemž výsledek závisí nejen na počáteční hmotnosti, ale také na vývoji hvězdy, v němž právě ztráta hmoty hvězdným větrem hraje zcela zásadní úlohu. Ukázkou, jak se mohou výsledky lišit, jsou například hmotnosti černých děr. A tak zatímco typické hmotnosti známých černých děr, které jsou výsledkem hvězdného vývoje, jsou kolem jedné hmotnosti Slunce, pozorování gravitačních vln poukazují na černé díry podstatně hmotnější, s hmotnostmi kolem 30násobků slunečních hmotností. Jsou-li tyto černé díry pozůstatkem vývoje hmotných hvězd, musela u nich být ztráta hmoty hvězdným větrem zásadně potlačena, například jako důsledek nízké metalicity nebo přítomnosti magnetického pole.

Důležitost hvězdné ztráty hmoty ale přesahuje stelární astrofyziku. Hvězdné větry určují dynamiku působení hvězd na mezihvězdné prostředí a ovlivňují přerozdělování chemických prvků napříč galaxiemi.

V praxi existuje několik pozorovacích indikátorů, z nichž lze odvodit parametry aktuální ztráty hmoty horkých hmotných hvězd, každý z těchto indikátorů je ale svým vlastním způsobem ovlivněn tvorbou zhustků v turbulentním prostředí expandujícího hvězdného větru. Takovými indikátory mohou být například tvary spektrálních čar v ultrafialové a rentgenové oblasti spektra. Jako další lze využít i optické spektrální čáry nebo záření v rádiové oblasti spektra. Kombinací těchto údajů lze určit základní parametry hvězdného větru – rychlost ztráty hmoty, rychlost větru a také charakter a míru shlukování.

Jiří Kubát ze Stelárního oddělení ASU na této problematice již dlouhou dobu spolupracuje s astrofyziky z Masarykovy univerzity v Brně. Jedním z výsledků této spolupráce je numerický kód METUJE Jiřího Krtičky, který slouží k výpočtu hydrodynamického modelu a určení parametrů hvězdného větru. Tento kód v sobě kombinuje konzistentně hned několik přístupů. Výpočet hvězdného větru začíná fotosférou hvězdy, jejíž model do kódu vstupuje z jiného výpočetního programu, z programu TLUSTY, napsaného astrofyzikem českého původu Ivanem Hubeným. Model fotosféry slouží jako počáteční podmínka pro současné řešení hydrodynamických rovnic a NLTE přenosu záření v samotném hvězdném větru. Rovnice jsou řešeny v souřadnicovém systému pohybujícím se s hvězdným větrem, v němž je řešení jednodušší. Výsledky jsou poté transformovány do souřadnicového systému spojeného s hvězdou, v němž jsou také obvykle pozorovány. Kód v sobě zahrnuje komplikovaný a fyzikálně téměř vyčerpávající popis interakce záření s látkou a umožňuje i parametrické započtení tvorby shluků. Shlukování je plně trojrozměrným jevem, jehož popis jinak než parametricky není v jinak jednorozměrném výpočtu programem METUJE možný. Jednorozměrný popis hvězdných větrů je v současné době standardem. Kód METUJE je jedinečný v tom, že síla vyvolaná tlakem záření je počítána přímo z řešení rovnice přenosu záření a pomocí atomárních dat pro jednotlivé přechody. Jiné kódy běžně používané v oboru používají zjednodušený parametrický popis. Detailnější popis tak oproti jiným kódům umožňuje velmi pečlivě vyšetřovat vliv jednotlivých přechodů.

Autoři se v představované studii tentokrát zaměřili na modely větru nadobřích hvězd spektrálního typu B s efektivními teplotami v rozsahu 10 000 až 27 500 K a třemi různými hodnotami celkové svítivosti. Jako další volný parametr autoři použili míru shlukování. Autoři prezentují výsledky výpočtu ve dvou formách. Jednak uvádějí hodnoty kritických popisných parametrů, jejichž hodnoty lze přímo testovat proti pozorováním hvězd s odpovídajícími parametry a pak jako analytickou formuli přibližující hodnoty popisných parametrů hvězdného větru v závislosti na vstupních parametrech hvězdy. Výhoda popisu analytickou funkcí je zřejmá – uživatel výstupu nemusí spouštět znovu a znovu program pro jiné hvězdné parametry, ale získá parametry hvězdného větru ihned. Autoři ukazují, že odchylky formule oproti skutečnému řešení modelu jsou menší než 20 %, což je zcela vyhovující nepřesnost.

V modelech je velmi dobře patrná zejména závislost na efektivní teplotě hvězdy. Míra ztráty hmoty je přímo úměrná svítivosti hvězdy, což není překvapivé. Pro určitou hodnotu luminozity míra ztráty hmoty mírně klesá s klesající efektivní teplotou pro teploty menší než asi 22 500 K. Kolem efektivní teploty 20 000 K pak míra ztráty hmoty náhle roste asi šestinásobně kvůli tzv. bistabilnímu skoku, který je důsledkem rekombinace třikrát ionizovaného železa na dvakrát ionizované, které je v urychlení hvězdného větru mnohem efektivnější. Tato závislost na teplotě je dána tím, jaké prvky se nejvíce podílejí na urychlování větru. Pro vysoké teploty jde především o vliv prvků jako jsou uhlík, křemík nebo fosfor, zatímco pro „chladnější“ prostředí převáží dvakrát ionizované železo.

Z jednoduchých úvah lze dovodit, že terminální rychlost hvězdného větru by měla být přímo úměrná únikové rychlosti na povrchu hvězdy. Chladnější hvězdy by tedy měly být obklopeny větry s nižšími terminálními rychlostmi. Autoři ukazují, že tento vztah je ovšem mnohem komplexnější a nepřekvapivě se zde opět projevují komplexní ionizační poměry. V důsledku toho nejrychleji klesá terminální rychlost větru pro hvězdy s teplotou kolem 20 000 K, tedy v oblasti bistabilního skoku.

Porovnání výpočtů modelů s reálnými pozorováními ukazuje, že o lze mluvit o shodě řádové. Důvodem je neznalost detailů prostředív hvězdném větru té konkrétní hvězdy a hlavní roli zde hraje již zmíněné shlukování. Pro hvězdy s efektivní teplotou větší než 20 000 K jsou z pozorování odvozené popisné hodnoty hvězdného větru téměř devětkrát vyšší, než předpovídá model METUJE. Je to zřejmě kvůli posunuté rekombinační rovnováze ve shlucích s vyšší hustotou látky. Z porovnání mezi pozorováním a předpovědí modelu lze tak získat odhad na charakter shlukování. Pro hvězdy s teplotou méně než 20 000 K je shoda mnohem lepší a téměř dokonalé shody je dosaženo při teplotě 15 000 K. Zde je třeba poznamenat, že z pozorování se popisné hodnoty hvězdného větru obvykle odvozují na základě výrazně jednodušších modelů, které např. vůbec neřeší hydrodynamické rovnice nebo používají přiblížení, při němž není fotosféra součástí výpočtu, ale použije se jen jako neměnná podmínka na okraji. Výše popsaný rozpor s pozorováními pak není kritikou modelu METUJE, ale naopak poukazuje na významné nedostatky v současnosti používaných přístupů pro odvození parametrů hvězdného větru.

Model METUJE má svá omezení vyplývající jednak z přijatých zjednodušení při výpočtu, ale také z neznámé reality v okolí reálných hvězd. Program počítá přenos záření s určitým omezeným množstvím uvažovaných spektrálních čar, které jsou považovány za nejvýznamnější. Těch méně významných je ovšem velké množství a jejich celkový efekt už zanedbatelný být nemusí. Autoři v rámci studie pro jednu ze simulací porovnali výsledky výpočtu s rozšířenou a omezenou sadou uvažovaných spektrálních čar a zjistili, že se tyto modely liší jen o pár procent, což ukazuje, že omezení množství spektrálních čar je korektní aproximace.

Celkově vzato je míra ztráty hmoty vycházející z publikovaného přesnějšího modelu asi desetkrát menší, než se běžně uvažuje ve vývojových modelech hvězd. Podobný výsledek získali autoři i v případě větrů hvězd spektrální třídy O. Tento nesoulad jednoznačně volá po novém posouzení role hvězdného větru ve vývoji hmotných hvězd.

Michal Švanda

Citace práce

J. Krtička, J. Kubát a I. Krtičková, New mass-loss rates of B supergiants from global wind models, Astronomy & Astrophysics 647 (2021) A28, preprint arXiv:2101.04973.

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