Výzkumy v ASU AV ČR (223): Modelování hvězdného koronálního výronu

Bez magnetického pole by bylo Slunce opravdu tak nudné, jak si někteří astrofyzikové myslí, že je. Tuto zajímavou myšlenku pronesl před několika lety Joseph Gurman, americký astrofyzik pracující pro NASA. A měl pravdu. Slunce skutečně může připadat mnohým astrofyzikům nudné, ale díky magnetickému poli je skutečnost jiná. Dnes je navíc situace taková, že máme k dispozici čím dál tím více pozorovacích důkazů, že i jiné hvězdy mají magnetická pole a i jiné hvězdy vykazují projevy aktivity velmi podobné těm na Slunci.

Výjimkou není ani trpasličí hvězda spektrálního typu M (s přesnější klasifikací dMe) V374 Pegasi. Název napovídá, že jde o hvězdu proměnnou, a to díky její erupční aktivitě. Jde o plně konvektivního červeného trpaslíka ležícího ve vzdálenosti asi 20 světelných let od Slunce. Tato hvězda vzbudila ve vědecké literatuře ohlas již několikrát.

Autoři představované práce, pracovníci z Univerzity v Grazu ve spolupráci s Petrem Heinzelem z ASU, tentokrát velmi detailně studovali událost, k níž došlo 21. srpna 2005. Tato hvězda byla monitorována hned několika přístroji na světových observatořích, díky čemuž byla během tohoto večera pořízena hned celá sada velmi kvalitních spekter. Balmerovy čáry vodíku vykázaly velmi významnou asymetrii se značným posunem do modré oblasti spektra. Autor původní práce tuto událost interpretoval jako hvězdný ekvivalent slunečních výronů hmoty do koróny, přičemž modrý posuv je důsledkem pohybu látky od hvězdy směrem k pozorovateli.

Tentokrát se astrofyzikové rozhodli poměrně kvalitně pořízená spektra teoreticky modelovat a získat tak popis vlastností látky v uvažovaném výronu. K tomu využili existujícího kódu, jenž je založen na tzv. modelu oblaku (cloud model). Ten spočívá v řešení rovnice přenosu záření (v non-LTE přístupu) přecházejícího přes myšlený oblak plazmatu. Ten je ozařován zespodu zářením hvězdy, je popsán rozměry, polohou vůči hvězdě a základními parametry plazmatu. Cloud model pak umožňuje vypočítat teoretické spektrum záření, které bychom mohli měřit. Funkce zdroje uvnitř oblaku však byla spočtena pomocí sofistikovaného non-LTE kódu vyvinutého v ASU.

S pomocí tohoto přístupu získali autoři celou síť 61 568 modelů s oblaky různých parametrů. Porovnáním předpovězených tvarů vodíkových spektrálních čar s reálně měřenými se pak podařilo omezit myslitelnou množinu hodnot fundamentálních parametrů. Zde musíme připomenout, že i pro Slunce zřejmě platí, že základem výronu hmoty do koróny je magnetický provazec, často naplněný plazmatem. Tento provazec má svůj základ ve filamentu nebo protuberanci. Opět jen pro úplnost dodáváme, že z hlediska fyzikálních parametrů je protuberance i filament totéž. Liší se jen pozicí vůči pozorovateli. Zatímco filament se promítá na disk a je ve srovnání s okolím temný, protuberance se vypíná nad okraj disku a je jasnější.

Autoři práce tak vlastně stanovovali myslitelné parametry tohoto filamentu, který je zřejmě v jádře koronálního výronu. Ukázalo se, že v případě události z 21. srpna 2005 na V374 Pegasi jsou možné parametry, jako je hustota plynu, tloušťka nebo plocha, na horní hranici parametrů stejných útvarů, které najdeme na Slunci. Jediným rozdílným parametrem je teplota, která v případě slunečních ekvivalentů protuberancí zřídka přesahuje několik málo desítek tisíc stupňů. Zde však pravděpodobná teplota dosahuje hodnoty kolem 100 000 stupňů, významně více, než se běžně pozoruje na Slunci. I to je zřejmě důvodem, proč se nepodařilo úzce omezit výšku útvaru nad povrchem hvězdy. Není tak možné rozhodnout, zda stoupající smyčka polohou vůči směru k pozorovateli odpovídá spíše konfiguraci filamentu (před diskem) nebo protuberance (nad okrajem disku). S takto vysokou teplotou je totiž útvar i v konfiguraci odpovídající filamentu jasnější než pozaďový disk. To je velký rozdíl oproti podobným útvarům na Slunci.

Je třeba mít na paměti, že V374 je plně konvektivní červený trpaslík a magnetická pole na jeho povrchu jsou zřejmě výrazně intenzívnější, než co pozorujeme na Slunci. Horký filament by tak neměl být překvapivou možností. Až další analýzy a další pozorování ukážou, jak se to vlastně s magnetickou aktivitou jiných hvězd má.

REFERENCE

M. Leitzinger, P. Odert, P. Heinzel: Modeling Balmer line signatures of stellar CMEs, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 513 (2022) 6058–6073, preprint arXiv:2205.03110

KONTAKTY

prof. RNDr. Petr Heinzel, DrSc.
petr.heinzel@asu.cas.cz
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

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