Novinky

Na čem pracujeme: První modely atmosfér horkých trpasličích hvězd se započtením shlukování

Jiří Kubát a Brankica Kubátová publikovali článek, v němž se detailně věnují efektu tzv. shlukování v atmosférách horkých hvězd a vypočetli vůbec první atmosférické modely O a B trpasličích hvězd se započtením tohoto jevu. Ukazují, že pokud jsou efekty shlukování započteny v modelech atmosfér horkých trpaslíků, výsledné modelové spektrum se pozorovatelně liší od spektra vypočteného bez započtení shlukování. To může v extrémních případech vést až k chybné spektrální klasifikaci nebo nesprávnému určení chemického složení.

Moderní spektrální klasifikace hvězd je založena na srovnání pozorovaného hvězdného spektra s vypočteným modelem. Výpočty modelů jsou převážně založeny na jednorozměrném přiblížení, v němž se automaticky předpokládá horizontální homogenita atmosféry a připouští se pouze změny s výškou. Výpočty jednorozměrných modelů dosáhly extrémně vysokého stupně komplikovanosti. Běžně se dnes počítají modely s realistickým chemickým složením, v režimu tzv. non-LTE, tedy kdy neplatí termodynamická rovnováha ani lokálně, a se započtením pokrývkového efektu spektrálních čar (tzv. čárového blanketingu).

Fyzikální procesy, které vedou k nehomogenitám v horizontálním směru, musí být započteny jen přibližně. Příkladem je třeba konvekce. Tento turbulentní proces vedoucí ke vzniku trojrozměrných bublin je typicky zahrnut v modelech jen přibližným parametrem tzv. směšovací délky. V úvahu přicházejí i efekty tzv. shlukování, které jsou také zahrnuty přibližně. Pro Slunce nebo chladné hvězdy jsou sice k dispozici i plně trojrozměrné modely, ty jsou však počítány s výrazným zjednodušením fyzikálních procesů, například v přiblížení lokální platnosti termodynamické rovnováhy. Pro atmosféry horkých hvězd jsou taková zjednodušení nepřijatelná a proto jsou trojrozměrné modely atmosfér horkých hvězd se současnou výpočetní technikou nepočitatelné.

Obecně je přijímáno, že v atmosférách hvězd se shluky vytvářejí v důsledku nestabilit. Jinou možností jsou vlivy podpovrchové konvekce nebo jiných obecně trojrozměrných jevů, probíhajících v atmosféře. V drtivé většině jednorozměrných modelů se shlukování započítává velmi zjednodušeně. Většina dostupných počítačových modelů zahrnuje shlukování jako korekci vůči „pozaďové“ atmosféře vypočítané bez shluků. Výstupní záření je pak vypočteno s modifikovanou atmosférou ovšem bez toho, aby se změnila její střední hodnota.

Jiří Kubát a jeho spolupracovníci ze Stelárního oddělení ASU vyvinuli modelovací program, který vychází ze změněné představy používané při studiu hvězdných větrů. V tomto případě se předpokládá, že atmosféra hvězdy je obecně tvořena shluky. O nich se předpokládá, že jsou dostatečně malé na to, aby zůstaly opticky tenkými. Mezi těmito shluky se předpokládá prázdný prostor. Parametricky se hustota látky odvozuje z hustoty střední atmosféry (tedy bez shluků) jednoduchým číselným faktorem. Další číselný faktor pak určuje, jaký poměr v prostoru zabírají shluky a kolik tedy zbývá na prázdný prostor.

Výhodou tohoto přístupu je, že je snadné odvodit odpovídající modelovou hustotu a další důležité parametry látky, jako je například opacita nebo emisivita. Ty jsou váženou kombinací opacity a emisivity ve shlucích a mimo ně. Rovnice přenosu záření, popisující interakci světla s látkou tak zůstává ve stejném tvaru, jen v ní vystupují modifikované veličiny. Totéž platí pro rovnice statistické rovnováhy popisující populaci elektronových hladin v atomech uvažovaných chemických prvků, strukturální rovnice, rovnici zářivé rovnováhy i rovnici tepelné rovnováhy. Přirozenou vlastností tohoto přístupu je i to, že pokud se shlukovací faktor nastaví na jedničku (žádné shlukování) a jejich výplňový faktor také na jedničku (žádný volný prostor), rovnice zcela přirozeně přejdou do tvaru pro řešení modelu střední neboli pozaďové atmosféry. Tato situace nastává zcela přirozeně například hluboko v atmosféře, kde roste optická tloušťka a opticky tenké shluky zde postrádají fyzikální smysl. Přechod mezi těmito dvěma přístupy je zajištěn hladkou funkcí.

Autoři představenou metodu implementovali v počítačovém programu a hned vypočetli několik testovacích modelů horkých hvězd spektrálních typů O a B. Jeden model byl vypočten i pro podtrpasličí hvězdu spektrálního typu O s povrchovou teplotou téměř 55 000 K. Každý ze sady modelů byl vypočítán pro několik hodnot shlukovacích parametrů. Cílem bylo studovat, jak se mění výstupní záření v závislosti na parametrech modelu.

Tyto změny jsou sice v řádu několika málo procent, to ovšem znamená, že jsou v rámci přesnosti dnešních přístrojů pozorovatelné. Shlukování vede k nárůstu záření v ultrafialové oblasti, v níž se formují čáry Lymanovy série vodíku. Tento nárůst je vyvážen poklesem záření v jiných spektrálních oblastech, jejich přesná identifikace už ale závisí na dalších parametrech hvězdy. Obecně se zdá, že ve viditelné oblasti spektra se záření při započtení shlukování příliš nemění, v oblasti infračervené pak spíše poklesne. Autorům se nepodařilo ukázat prstem na fyzikální veličinu nebo fyzikální proces, který by byl jednoznačným viníkem této změny. To není úplně překvapivé, vzhledem k tomu, že jsou všechny veličiny vzájemně provázány soustavou rovnic.

Podrobným studiem jednotlivých veličin se ukázalo, že shlukování ovlivňuje i populace elektronových hladin vodíku a hélia. Změněna, byť jen mírně, byla i teplotní struktura atmosféry. V menších optických hloubkách obecně vede započtení shlukování k mírnému nárůstu teploty, celkově by se zdálo, že se celý profil průběhu teploty jakoby posune směrem ven z hvězdy. Důsledkem je také mírný pokles teplotního minima. I vrstva, v níž se formuje spojité záření, se posunuje do větších výšek a narůstá v ní teplota. Tento jev takzvaného „zpětného ohřevu“ je důsledkem nárůstu lokální opacity.

Autoři poukazují, že spektrální změny jsou natolik významné, že by mohly ovlivnit určení spektrálních typů skutečných hvězd. Ve viditelné oblasti by čárové záření odpovídalo chladnějším spektrálních typům než je skutečnost. Intenzita některých spektrálních čar se navíc mění tak významně, že by používané metody pro určení chemického složení mohly opět vést k nesprávným výsledkům.

Práce velmi pěkně ukazuje, že současné hvězdné modely jsou sice velmi detailní a mocné, ale ignorancí některých jevů, ke kterým v atmosférách hvězd zjevně dochází, může dojít ke vzniku systematických chyb. Ty budou potlačeny jen v případě dokonalejších přístupů.

Michal Švanda

Citace práce

J. Kubát, B. Kubátová, Spherically symmetric model atmospheres using approximate lambda operators V. Static inhomogeneous atmospheres of hot dwarf stars, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2108.00773

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