Novinky

Na čem pracujeme: Modulace světelných křivek u 3000 hvězd typu RR Lyrae

Marek Skarka ze Stelárního oddělení ASU pracující též na Masarykově univerzitě v Brně byl v čele týmu, který studoval modulace světelných křivek bezpredentního počtu proměnných hvězd typu RR Lyrae. Na základě charakteru modulace tým klasifikoval tyto hvězdy do šesti morfologických skupin a ze zevrubné statistické analýzy přemítá o fyzikálním původu doposud neobjasněného jevu.

Hvězdy typu RR Lyrae patří spolu s cefeidami a supernovami mezi tzv. standardní svíčky. Jedná se staré obří hvězdy populace II nacházející se v oblasti tzv. pásu nestability na Hertzsprungově-Russelově diagramu. Nejčastěji je najdeme v kulových hvězdokupách. Jsou označovány familiárně jako „krátkoperiodické cefeidy“ a to proto, že jejich pulzační cyklus trvá obvykle kolem 14 hodin. Jejich světelná křivka se projevuje prudkým nárůstem jasnosti následovaným pomalejším poklesem a dlouhým minimem.

Standardními svíčkami mohou být označeny proto, že všechny hvězdy z této skupiny mají svítivost v omezeném rozmezí. Porovnáme-li tedy jejich zdánlivou jasnost a jasnost absolutní odvozenou ze svítivosti, získáme informaci o vzdálenosti hvězdy.
Na počátku 20. století si ruský astronom Sergej Blažko povšiml, že se tvar světelné křivky některých hvězd typu RR Lyrae periodicky mění a jsou tedy jakýmsi způsobem modulovány. Ani po sto letech není tento tzv. Blažkův efekt vysvětlen a je cílem mnoha pozorovacích i teoretických studií, přestože se zdá, že je mezi hvězdami tohoto typu významně zastoupen. Toto dosahuje zhruba 50 %, některé studie uvádějí až 100 %. Nejslibnější je hypotéza, že hvězda pulzuje nejen v základním rytmu, ale i v jeho vyšších harmonických frekvencích. Pokud se některé z těchto modů sejdou v nelineární rezonanci, jejich nepatrný efekt se zesílí a my jej pozorujeme jako modulaci základního pulzačního rytmu. Z pozorování se zdá, že pulzační modulace má svůj původ v povrchových vrstvách a je způsobena především změnami v teplotních variacích.

Marek Skarka a jeho spolupracovníci provedli doposud nejrozsáhlejší průzkum exemplářů hvězd typu RR Lyr v přehlídce OGLE. Primárním cílem této přehlídky jsou Magellanova mračna a galaktická výduť. Přehlídka je díky systematickému pozorovacímu programu velmi vhodným nástrojem pro studium proměnných hvězd všech typů, typ RR Lyr nevyjímaje. V Galaktické výduti jich bylo identifikováno 38 000, autoři pro další zpracování vybrali 8000 proměnných hvězd požadovaného typu pulzujících v základním modu. Vzhledem k tomu, že tyto hvězdy byly pozorovány stejným dalekohledem, stejným detektorem s podobnou časovou kadencí a podobnou dobou pokrytí, představuje tento vzorek unikátní soubor pro studium Blažkova jevu.

Z těchto 8000 hvězd autoři identifikovali 3341 hvězd RR Lyr, u nichž existovaly známky Blažkova jevu. Vzorek nebyl studován hvězdu po hvězdě, ale autoři vyhodnocovali jejich obecné vlastnosti statistickými metodami. Programový řetězec nejprve fitoval světelnou křivku každé hvězdy modelovou křivkou, která obsahovala deset harmonických komponent. Na základě modelu a následné analýzy reziduí byly stanoveny charakteristické hodnoty, např. průměrná jasnost, amplituda a perioda modulace a další. Všechny tyto světelné křivky pak byly jednotlivě prohlédnuty a křivky, které byly příliš zašumělé nebo nebyly dostatečně pokryty pozorovacími body, byly z dalšího zpracování vyřazeny. Do dalšího kroku tak postoupilo 3141 hvězd.

Následně byly světelné křivky těchto hvězd překresleny ve formě tzv. fázové světelné křivky, kdy skutečný čas pozorování byl nahrazen fází v Blažkově cyklu. Výsledná fázová světelná křivka je z obou stran obklopena obálkou, jejíž charakter dále sloužil k rozdělení modulovaných hvězd RR Lyr do šesti morfologických skupin. Třídění bylo opět čistě manuální, protože kvůli kvalitě dat a malým modulačním amplitudám některých hvězd nebylo možné najít jednoduché kritérium pro strojovou klasifikaci. Pokud hvězda zřetelně nezapadala do některého z šesti vytyčených druhů nebo její fázový diagram byl příliš zašumělý, byla hvězda z dalšího opět vyřazena. Do finálního statistického studia nakonec postoupilo 2449 hvězd. Za zmínku stojí, že nejkratší detekovaný Blažkův cyklus ve studovaném vzorku trval 4,84 dne, zatímco ten nejdelší byl 2857 dní.

Autoři studovali statistickými metodami souvislosti délky a jiných vlastností Blažkova cyklu s parametry hvězdy a jejího základního pulzačního cyklu s cílem odhalit případné korelace. Do současné doby totiž existovaly pouze náznaky možných souvislostí některých parametrů a nebylo jasné, jestli například pulzační perioda nějak koreluje s amplitudou nebo periodou modulace. Jedním ze zásadních, ale nečekaných, výsledků studie je, že rozdělení modulačních period je zřejmě bimodální, s periodami Blažkova cyklu kupícími se kolem hodnot 48 a 186 dní s velmi širokými rozptyly. Vysvětlení této bimodality je prozatím zcela nejasné. Amplitudy modulace pulzačního cyklu jsou mezi 0,015 a 0,85 magnitud, přičemž více než 99 procent těchto hvězd vykazuje modulace slabší než 0,6 magnitudy. Nezdá se, že by ve studovaném vzorku amplituda modulace jakkoli souvisela s celkovými jasovými změnami světelné křivky. Rozhodně tedy neplatí, že hvězdy s výraznějšími pulzacemi vykazují výraznější Blažkův jev.

Zrovna tak neexistuje zřejmý vztah mezi amplitudou modulace a její délkou. Přesto se zdá, že je v tomto vztahu jistý limit, a to sice, že hvězdy s modulačními periodami kratšími než 30 dní mají modulační amplitudy omezené. Ukazuje se také, že modulační amplituda klesá se zvětšující se periodou základních pulzací. Hvězdy s delšími periodami základních pulzací jsou méně husté (pulzační perioda u RR Lyr hvězd je nepřímo úměrná druhé odmocnině střední hustotě hvězdy), tyto hvězdy jsou obecně rozměrnější, chladnější a svítivější než jejich kolegyně s kratšími pulzačními periodami. Autoři si dále povšimli, že hvězdy typu RR Lyr, u nichž je pozorován Blažkův jev, jsou obecně teplejší a zřejmě méně hmotné, než hvězdy, u nichž není modulace pulzací pozorována. Vypadá to tedy, že některé fyzikální podmínky ve hvězdách s delšími pulzačními periodami nedovolují nárůst modulace. Stále ovšem není jasné, které fyzikální parametry definují vlastnosti a přítomnost modulace.

Statistické posouzení každopádně ukazuje, že varieta charakteristik Blažkova jevu je obrovská. Některé hvězdy vykazují dokonce víceperiodické modulace, takových je hned celá čtvrtina. Nalezení jednotícího fyzikálního mechanismu si tedy ještě zřejmě vyžádá značné úsilí.

Michal Švanda

Citace práce

M. Skarka a kol., Blazhko effect in the Galactic bulge fundamental mode RR Lyrae stars - II. Modulation shapes, amplitudes, and periods, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 494 (2020) 1237—1249, preprint arXiv:2001.00754.

Kontakt: Mgr. Marek Skarka, Ph. D., marek.skarka@asu.cas.cz