Výzkumy v ASU AV ČR (75): Co nám říkají erupce A hvězd o korónách G hvězd?

Aktivita hvězd slunečního typu bývá obvykle vysvětlována přítomností magnetického dynama, které pohání rotace hvězdy společně s konvekcí probíhající v přípovrchové konvektivní zóně. V závislosti na spektrálním typu a rychlosti rotace tak hvězdy spektrálních typů F až M bývají více či méně aktivní. U některých hvězd jsou pozorovány erupce o mnoho řádů mohutnější než jsou ty nejsilnější zaznamenané erupci na Slunci, odborníci mluví o tzv. supererupcích. Supererupce u hvězd slunečního typu byly jedním ze zásadních „vedlejších“ objevů družice Kepler, jejíž hlavní náplní bylo objevování exoplanet tranzitní metodou.

Hvězdné supererupce mají ve vysokokadenčních světelných křivkách měřených družicí Kepler vždy stejný průběh – rychlý nástup následovaný pomalejším poklesem, celkově trvá nárůst jasnosti erupcí několik desítek minut. Erupce na Slunci mají průběh úplně stejný, jen jako ojedinělé události nejsou kvůli menším zářivým výkonům v celkovém záření ve viditelné oblasti spektra detekovatelné, jsou pod úrovní šumu. Ze změřených světelných křivek lze odhadnout celkovou energii uvolněnou při erupci. Již v roce 2012 si Luis Balona z jihoafrické observatoře povšiml, že náhlá zjasnění erupčního typu je schopen pozorovat i u hvězd spektrálního typu A, které se vyskytovaly v zorném poli monitorovaném Keplerem. A hvězdy však potřebnou přípovrchovou konvektivní zónu nemají.

Data vyhodnocená L. Balonou dále analyzovali M. Švanda a M. Karlický z ASU, zejména je zajímala četnost výskytu erupcí podle jejich energie pro hvězdy různých spektrálních typů. Erupce jsou považovány za proces se samoorganizující se kritičností. Takové procesy bývají dobře ilustrovány na hromadě písku. Budeme-li na takovou hromadu přidávat postupně další zrnka, v určité chvíli se po překročení kritického stavu utrhne lavina. Dalším přidáváním zrn se utrhne další atd. Rozhodně se však nedá říci, že se lavina utrhne vždy po přidání stejného počtu zrnek. Záleží na dalších okolnostech, systém zrn písku na hromadě má tendenci se samoorganizovat. Kdybychom studovali velikost utržených lavin, dospěli bychom k tomu, že jejich četnost podle velikosti bude vykazovat mocninný zákon. Malé laviny budou četnější než ty velké.

Erupce se chovají velmi podobně a i jejich četnost podle energie lze vystihnout mocninnou funkcí. Pro erupce na Slunci je koeficient mocninného zákona blízký hodnotě −2. Z představované studie vyplývá, že pro hvězdy spektrálních typů K až F má koeficient mocninného zákona hodnotu kolem −1,7, zatímco pro hvězdy spektrálního typu A je výrazně plošší, s hodnotou kolem −1,3.

Křivku četností lze použít pro odhad celkové energie uvolněné při erupcích všech mohutností. Hodnota −2 je pro mocninné zákony kritická ještě z jiného důvodu. Je-li křivka plošší, znamená to, že celková energie je dominována vysokoenergetickými událostmi, zatímco křivka strmější naopak svědčí o energetické převaze jevů s energiemi malými. Nepochopitelný titulek náhle dostává smysl. Erupce jsou totiž jedním z myslitelných mechanismů, proč jsou Slunce a Slunci podobné hvězdy obklopeny milion stupňů horkou korónou. Ze studia Slunce však víme, že velké erupce by byly nedostačující, důležitou roli by tedy musely hrát erupce malé, tzv. nanoerupce a menší. Konkurenční hypotézy uvažují ohřev různou formou vln v magnetických polích a doposud nebylo mezi těmito dvěma třídami modelů rozhodnuto.

Tak tedy: hvězdy typu F, G a K mají strmé zákony četností erupcí podle energií a mají kolem sebe horké koróny, hvězdy typu A mají četnosti výrazně plošší. Autoři dokonce vypočetli, že u A hvězd je hustota toku energie erupcemi do atmosféry hvězdy pět až šestkrát menší než v případě srovnávaných G hvězd. Je-li hypotéza ohřevu koróny nanoerupcemi smysluplná, u A hvězd bychom tedy neměli horké koróny pozorovat. A ony se skutečně nepozorují. Přetrvávající rentgenová aktivita svědčící o horké vrstvě v okolí hvězdy má u A hvězd své minimum. Hvězdy chladnější jsou obklopeny korónami, u hvězd teplejších (typů O a B) je rentgenové záření projevem horkého zářením hnaného větru.

Kde se však u A hvězd bere magnetické pole slunečního typu, když nemají potřebné podpovrchové konvektivní zóny? Autoři práce provedli zevrubnou studii literatury. Překvapivě byly na A hvězdy aplikovány i magnetohydrodynamické dynamové modely vyvinuté pro hvězdy slunečního typu. Z těchto simulací vyplývá, že dynamo může dobře fungovat v konvektivním jádře horké hvězdy a není vyloučeno, aby ve formě smyček vzplývalo konvektivně stabilní obálkou hvězdy na její povrch, kde by mohlo formovat jevy podobné sluneční aktivitě, toto pole je však pravděpodobně větších rozměrů a méně strukturované. Autoři dále zjistili, že pro zažehnutí erupcí jsou v atmosférách A hvězd dokonce lepší podmínky. Míra komplexity magnetických polí by nemusela být tak vysoká jako u hvězd chladnějších spektrálních typů. Právě taková pole se však na A hvězdách nejspíše skutečně nacházejí. Erupce tak může vzplanout najednou ve větším objemu. To by elegantně vysvětlovalo jednak posun mocninného zákona k erupcím s vyššími energiemi a jednak  skutečnost, že energie supererupcí u A hvězd je typicky o řád větší než u ostatních studovaných typů.

Článek přijatý k publikaci v the Astrophysical Journal společně s komplexnější studií publikovanou v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society tak ukazuje, že Slunce a hvězdy jsou si velice podobné a že oba obory se mohou inspirovat navzájem. Tentokrát totiž statistika erupcí u A hvězd přidává body pro hypotézu ohřevu sluneční koróny nanoerupcemi proti ohřevu vlnami.

REFERENCE

[1] Švanda, M. a Karlický, M., Flares on A-type stars: Evidence for heating of solar corona by nanoflares?, Astrophysical Journal (2016) v tisku, preprint arXiv:1608.03494

[2] Balona, L., Švanda, M. a Karlický, M., Differential rotation, flares and coronae in A to M stars, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (2016) v tisku

KONTAKT

doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D.
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR
Email: svanda@asu.cas.cz

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

Převzato: Astronomický ústav AV ČR