Výzkumy v ASU AV ČR (196): Asteroseismická analýza horkých podtrpasličích hvězd

Nitra hvězd jsou obklopena fotosférami, z nichž přichází k pozorovateli drtivá většina záření. Z nitra samotného žádné přímé informační posly nedetekujeme, snad potenciálně s výjimkou neutrin, jejichž diagnostický potenciál je omezený i v případě našeho Slunce, natož pak dalších, vzdálených hvězd. Údaje, které o struktuře hvězd máme, tak pocházejí výhradně z numerických modelů, jejichž solidní základy byly položeny v období kolem 2. světové války. Tyto modely jsou ale velmi často nejednoznačné, neboť stejných povrchových vlastností, které lze porovnat mezi modelem a pozorováním, lze dosáhnout různými modely vnitřní struktury. 

V 60. letech 20. století se pro Slunce ukázala nová možnost, jak výsledky numerických modelů konfrontovat s měřeními. Vznikla helioseismologie, která studuje vlastnosti šíření seismických vln nitrem Slunce, přičemž některé jejich vlastnosti, např. tzv. rezonanční frekvence, jsou velmi citlivé na strukturu nitra hvězdy. Odborníci dostali do rukou velmi silný nástroj, který velmi efektivně umožňoval vylučovat výpočty modelů nesprávných. 
Zdrojem seismických vln v nitru Slunce jsou nejrůznější typy nestabilit. Od pulsační nestability po nestability související s konvektivním prouděním v přípovrchových vrstvách. Je zřejmé, že podobnou metodiku by v principu mělo být možné použít i pro studium jiných hvězd. Ty jsou Slunci velmi podobné, navíc pulsace u některých typů hvězd byly známy mnohem delší dobu. Postupně vznikla disciplína tzv. asteroseismologie, tedy seismické analýzy vzdálených hvězd. 

Velkého rozvoje tyto metody doznaly paradoxně ruku v ruce s hledáním extrasolárních planet transitní metodou. Automatické družice vyvinuté pro tyto účely totiž musely dlouhodobě studovat jasnost určeného vzorku hvězd (tedy provádět jejich fotometrii) s relativně vysokou kadencí. V poklesech jasností pak byly hledány exoplanety přecházející přes disk vzdálené hvězdy. Jenže dlouhodobé studium změn jasností také představuje velmi kvalitní materiál pro periodovou analýzu a hledání rezonančních frekvencí těch nejvýraznějších hvězdných pulsací a oscilací. Není tedy překvapivé, že první kvalitní asteroseismické analýzy se objevily kolem roku 2010 v souvislosti s demonstrační francouzskou misí CoRoT a rozmachu tato metoda dosáhla s datovým archívem družice Kepler. Přirozeným následovníkem je pak družice TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) vypuštěná v dubnu 2018. 

Jedním z vhodných cílů asteroseismických studií jsou horké podtrpasličí hvězdy (sdB). Jde o hvězdy s hmotnostmi kolem poloviny hmotnosti Slunce, u nichž dochází v jádru k termojadernému hoření hélia. Toto rozsáhlé héliové jádro je obklopeno jen tenkou slupičkou vodíku. Jsou to docela kompaktní hvězdy s rozměrem mezi 0,15 a 0,35 rozměru Slunce a povrchovými teplotami mezi 20 000 a 40 000 K. Na H-R diagramu je nalezneme v oblasti tzv. extrémní horizontální větve. Ačkoli fáze horkého podtrpaslíka trvá jen asi kolem 100 milionů let z předpokládané životnosti 8-10 miliard let, jsou tyto hvězdy jasné a poměrně časté. Z tohoto důvodu jsou důležitou komponentou ultrafialového záření vyvinutých eliptických galaxií. Předpokládá se, že tyto hvězdy jsou výsledkem dvojhvězdné interakce, kdy masivní hvězda přišla o drtivou většinu své vodíkové obálky. Tyto vyčerpané hvězdy jsou na cestě stát se bílými trpaslíky. 

Hvězdy typu sdB jsou známými pulsačními proměnnými a z předchozích prací se zdá, že u nich lze registrovat přinejmenším dva různé typy oscilací. Jednak oscilace vycházející z šíření zvukových vln nitrem a pak oscilace řízené gravitační silou, tzv. vnitřní gravitační mody. Oba typy oscilací jsou nejspíše vyvolány záklopkovým mechanismem řízeným akumulací prvků skupiny železa v určité vrstvě, které zde mohou „levitovat“ v poli velmi silného záření. Situace pak trochu připomíná pokus s pingpongovým míčkem poskakujícím v proudu vzduchu např. z vysoušeče vlasů.

 

V jádrech sdB hvězd nejspíše probíhá konvekce, zatímco okolní obálky jsou konvektivně stabilní. Jak tato konvekce vypadá je ovšem velkou otázkou a k dispozici jsou přinejmenším dvě třídy odlišných modelů. Jednak modely, které uvažují striktní konvektivní kritérium, tedy velmi ostrý přechod mezi probíhající konvekcí a stabilním vrstvami, ty obvykle vedou k výpočtu menšího a kompaktnějšího jádra, zatímco modely připouštějící určité rozmazání konvektivního rozhraní (odborně mluvíme o konvektivním přestřelování) předpovídají jádro rozsáhlejší. Rozhodnout mezi těmito modely může asteroseismická analýza. 

 

Péter Németh z ASU byl členem týmu, který studoval pětici sdB hvězd (z toho čtyři byly nové objevy) na základě dat pořízených družicí TESS. Jde o hvězdy poměrně slabé, jedenácté až čtrnácté hvězdné velikosti, ležící ve vzdálenostech několika stovek parseků od Země. Vyjma tohoto zdroje dat měli pak ještě k dispozici spektra hvězd pořízená na dalekohledech Evropské jižní observatoře v Chile. Cílem studie bylo nalézt nejlepší modely popisující tento typ hvězd.  

Družice TESS pozorovala každou z hvězd kontinuálně přibližně měsíc s časovou kadencí jedno měření za dvě minuty. Tyto datové řady byly zredukovány běžně používanými procedurami a s pomocí standardních metod u nich byly nalezeny významné periody fotometrických změn. Autoři identifikovali celkově 73 význačných period u těchto hvězd. Jejich frekvence odpovídají předpokládanému výskytu vnitřních gravitačních modů, což umožňuje studovat hluboké nitro těchto hvězd. Některé z těchto frekvencí se s pomocí asteroseismických metod podařilo identifikovat s konkrétními mody pulsací, převážně jako pulsace dipólové nebo kvadrupólové. 

Parametry atmosféry jsou určeny podobně jako vnitřní struktura hvězd, tedy předpovědi teoretického modelu jsou porovnávány s pozorováními. Hlavní rozdíl oproti seismologii tkví v tom, že hvězdné fotosféry jsou přímo pozorovatelné. Takže rozdíly v jednotlivých modelech jsou určeny jejich komplexitou, především, jak úplné chemické složení a jaké fyzikální procesy jsou v nich zahrnuty. Péter Németh použil velmi populární kód TLUSTY (který byl vyvinut českým astrofyzikem Ivanem Hubeným), který je velmi úspěšný v modelování atmosfér horkých hvězd. Atmosférické parametry jsou pak použity jako okrajové podmínky v seismických i vývojových modelech. Reprezentativní model hvězdy musí respektovat jak určené atmosférické parametry, tak z něj odvozené rezonanční frekvence musí odpovídat těm změřeným. Autoři přesvědčivě ukazují, že modely používající striktní konvektivní kritérium nevyhoví omezením z pozorování, zejména pak neodpovídají vlastnosti rezonančních frekvencí vnitřních gravitačních modů. Z toho vyplývá, že rozhraní mezi konvektivním jádrem a konvektivně stabilní obálkou není ostré a dochází na něm k intenzivnímu konvektivnímu přestřelování. 

Vzhledem k tomu, že se autorům nepodařilo identifikovat žádný zvukový mod oscilací, nebylo možné podobnou analýzu použít i na obálku hvězdy a získat tak kompletní popis nitra těchto hvězd. Téma tedy rozhodně není vyčerpáno.  

REFERENCE

M. Uzundag, M. Vučković, P. Németh a kol., Asteroseismic analysis of variable hot subdwarf stars observed with TESS. I. The mean g-mode period spacings in hot subdwarf B stars, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2105.15137.

KONTAKT

Dr. Péter Németh
pnemeth1981@gmail.com
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR

 

 

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Stelární oddělení ASU AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.