Výzkumy v ASU AV ČR (54): Supererupce na hvězdě DG CVn
Nejbouřlivějším projevem aktivity Slunce jsou sluneční erupce, související s překotnou přestavbou magnetických polí. Není žádným tajemstvím, že projevy erupcí podobných těm slunečním jsou již desítky let registrovány i u jiných hvězd. Mnohé z těchto erupcí však svojí mohutností ty sluneční o mnoho řádů předčí. To je i případ jevů v dvojhvězdném systému DG CVn. V roce 2014 došlo v tomto systému k tzv. supererupci, jež byla zachycena rentgenovým dalekohledem na družici Swift i celou sítí pozemních optických přístrojů. To umožnilo velmi detailní analýzu a interpretaci pozorovaného chování, na níž se podíleli i pracovníci ASU: Vojtěch Šimon, Martin Jelínek a René Hudec.
Jestliže nejsilnější sluneční erupce přístrojové éry z 5. listopadu 2003 byla klasifikována jako X45 (klasifikace podle rentgenového toku v pásu 0,1-0,8 nm v tomto případě říká, že tok rentgenového záření v tomto oboru činil 4,5×10-3 W/m2), zmíněné erupci na DG CVn bychom museli přiřadit třídu X100 000. Taková erupce na Slunci by zcela sterilizovala celou Sluneční soustavu a měla i zásadní vliv na charakter planetárních atmosfér.
DG CVn je naštěstí od Slunce dostatečně daleko (leží ve vzdálenosti 18 parseků). Jedná se o dvojhvězdu složenou ze dvou červených trpaslíků spektrálního typu M4. Hvězda má jasnost 12,2 magnitud, což ji činí objektem viditelným dalekohledem s průměrem alespoň 12 cm. V průběhu erupce ze dne 23. 4. 2014 však vizuální jasnost této hvězdy vzrostla až k 7 magnitudám, tedy stala se objektem pozorovatelným triedrem. I toto zjasnění podtrhuje mohutnost proběhlé erupce.
Jedna ze složek této dvojhvězdy je chromosféricky aktivní, na což odborníci usuzují z přítomnosti emisních čar proměnných v čase, jejichž původ se očekává právě v chromosféře. Složka s emisí rotuje obvodovou rychlostí přes 55 km/s (pro srovnání, obvodová rychlost rotace Slunce na rovníku je 2 km/s, Země pak 0,46 km/s). Vzájemná vzdálenost složek systému činí 3,6 astronomické jednotky. Vzhledem k tomu, že se jedná o trpasličí hvězdy (s odhadovaným poloměrem třetinovým ve srovnání se Sluncem), jsou od sebe hvězdy 2500krát dále, než jsou jejich poloměry, a téměř jistě se magneticky neovlivňují. Nejde tedy o případ jiného typu stelární aktivity (hvězd RS CVn), tedy dvojice magneticky aktivních hvězd s prolínajícími se magnetosférami. Systém DG CVn jinak zůstává tak trochu záhadou. Není zřejmé, která přesně ze složek je magneticky aktivní, ani není zcela jasné vývojové stádium hvězd. I rychlá rotace aktivní složky (hvězda je jednou ze tří známých rychle rotujících červených trpaslíků ve slunečním okolí) si zasluhuje patřičné vysvětlení.
Záblesk v dubnu 2014 byl sledován řadou přístrojů. Jednak rentgenovými detektory družice Swift, a pak celou plejádou pozemních přístrojů pozorujících v optické oblasti (mezi nimi i automatické optické dalekohledy, na jejichž vývoji se podíleli odborníci z ASU), s jejichž pomocí byla pořizována fotometrie i spektroskopie. Shodou okolností se objekt dostal do hledáčku přehledového přístroje s velkým zorným polem a rychlým časovým rozlišením. Především díky tomuto přístroji je k dispozici optická světelná křivka i z fáze před erupcí. Z ní je například patrné, že optický protějšek záblesku trval jen asi 60 s a nastal dříve, než se objevilo rentgenové záření. Krátce po první erupci se zažehla i další, slabší, a v průběhu následujících několika dní pak erupční aktivita hvězdy pomalu doznívala. Hvězdě trvalo 20 dní, než se dostala do klidového stavu.
Autoři interpretují tento časový posun variantou tzv. Neupertova efektu, dobře známého pozorovatelům slunečních erupcí. Podstatou tohoto jevu je bombardování spodních vrstev chromosféry vysokoenergetickými elektrony šířícími se dolů podél siločar magnetických polí. Bombardování vede k ohřevu těchto vrstev, pozorovanému v optické oblasti záření, a současně k emisi tvrdého rentgenového záření, vyzařovaného prudce zbržděnými elektrony. Přehřáté plazma se ovšem vypařuje, stoupá vzhůru a termálně vyzařuje v oblasti měkkého rentgenového záření. Tvrdé rentgenové záření nebo záření optické pak předchází měkké rentgenové záření. V případě DG CVn však byl neočekávaně zaznamenán opačný posun mezi optickou a tvrdou rentgenovou emisí, což autoři vysvětlují buď přehřátím vypařeného chromosférického materiálu na teploty vedoucí k emisi tvrdého rentgenového záření, nebo přítomností částic s netermálním energetickým rozdělením ve vypařené chromosférické látce.
V chromosférických spektrálních čarách byly změřeny velké rychlosti až 500 km/s. Takové hodnoty jistě nesouvisejí s rotací hvězdy, ale jsou spíše známkou rozsáhlé chromosférické aktivity. Rychlé pohyby byly zaznamenány v obou směrech a souvisejí nejspíš s padajícími chromosférickými kondenzacemi i s materiálem, jenž je vysokými rychlostmi vyvržen do koróny. Obojí se pozoruje i ve slunečních erupcích, samozřejmě s menšími rychlostmi. Zatímco však ve slunečních erupcích teplota přehřátého materiálu obvykle nepřesahuje 10 milionů stupňů, některé práce odhadují teplotu ve zmíněné erupci na DG CVn až na 200 milionů stupňů.
Vývojový model, vypočtený autory, neodpovídá stáří hvězdy 30 milionů let, což je v literatuře nejčastěji uváděná hodnota. Autoři omezují věk hvězdy na alespoň 150 milionů let.
DG CVn je tedy velmi zajímavým systémem, jehož sledováním se dozvídáme nejen o této zajímavé soustavě, ale potažmo i o fyzice erupcí na našem Slunci, neboť se oprávněně předpokládá, že všechny tyto jevy jsou spojeny stejným fyzikálním mechanismem. I proto si podobné hvězdy zaslouží další pozorování.
Reference:
Caballero-García, M. D., Šimon, V. a kol., Early optical follow-up of the nearby active star DG CVn during its 2014 superflare, Montly Notices of the Royal Astronomical Society 452, 4195—4202, arXiv:1507.03143
Kontakt:
RNDr. Vojtěch Šimon, Ph.D., vojtech.simon@asu.cas.cz
Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.