Výzkumy v AsÚ AV ČR (132): Shluky v hvězdném větru ovlivňují svítivost rentgenových dvojhvězd

Rentgenové dvojhvězdy jsou vždy tvořeny párem hvězd, u nichž dochází k výměně hmoty přetokem z jedné složky na druhou. Zatímco dárcovská hvězda je buď hvězdou hlavní posloupnosti nebo vyvinutou hvězdou ve stádiu obrů, hvězda-příjemce již svůj produktivní věk prožila a je tvořena kompaktním objektem, typicky neutronovou hvězdou nebo černou dírou. Látka pochází z hvězdného větru dárcovské hvězdy, přitéká na tuto kompaktní složku, v procesu akrece se prudce zahřívá a systém se tak stává zdrojem velmi tvrdého rentgenového záření. Třída rentgenových dvojhvězd, v nichž jsou v páru hvězdy s velkou hmotností (high-mass X-ray binaries, dále jen HMXB), patří mezi vůbec nejsvítivější rentgenové zdroje ve vesmíru.

Vzájemným působením složek má hvězdný vítr v systému HMXB velmi komplikovanou strukturu. Charakter akrece závisí na konfiguraci systému, přítomnosti magnetického pole u kompaktní složky nebo na rychlosti rotace obou složek. Je velmi obtížné takovou situaci popsat jedním unifikovaným modelem. Globálně je navíc hvězdný vítr primární složky ovlivňován rentgenovým zářením z akrece, přičemž zdroj tohoto záření je poblíž složky sekundární. Je to proto, že větry horkých hvězd jsou hnány absorpcí záření ve vhodných spektrálních čarách a rentgenové záření má na sílu těchto čar velký vliv.

Systém může mít z důvodu přítomnosti rentgenového záření i negativní zpětnou vazbu. Rentgenové záření zeslabuje hvězdný vítr, na sekundární komponentu tak přitéká méně materiálu a intenzita rentgenového záření tak klesá. Z tohoto důvodu je v každé HMXB přítomna limitní hodnota rentgenové svítivosti, která závisí na parametrech systému. Tok rentgenového záření ze sekundární složky má  vliv na rychlost hvězdného větru primární složky a  také na celkovou míru ztráty hmoty tímto větrem. Vliv rentgenového záření na vítr primární složky vycházel však příliš velký.

Tým českých astrofyziků navrhuje, že problém by mohlo vyřešit zahrnutí tzv. shlukování hvězdného větru. Tyto nehomogenity, místní zhuštěniny látky, by dobře připodobnily realistické dění ve složitých systémech HMXB. Že nejde o zcela nesmyslný konstrukt ukazují i práce z minulosti, které již na vznik shluků ve větrech horkých hvězd poukazovaly. Nestability v mechanismu urychlování látky absorpcí ve spektrálních čarách mohou být snadno vyvolávány ve větru samotném. Jinými mechanismy vzniku shluků mohou být podpovrchová konvekce nebo pulsace.

Autoři tedy upravili již delší dobu používaný program METUJE, který numericky řeší problematiku hvězdného větru horkých hvězd se započtením moderních postupů. Zahrnutí shluků znamenalo několik úprav. Předně použitý model předpokládal, že celý hvězdný vítr je strukturován do prostorově oddělených shluků. Tyto jsou popsány shlukovacím činitelem (clumping factor), což je poměr hustoty ve shluku ke střední hustotě v daném místě. Tato hodnota se může se vzdáleností od povrchu hvězdy měnit. Shluky jsou v obálce hvězdy rozmístěny náhodně. Z parametrů shluků a okolního prostředí lze odvodit míru ztráty hmoty hvězdným větrem. Autoři dále předpokládali, že shluky jsou opticky tenké.

Autoři vypočetli celou síť modelů pro různé astrofyzikální situace. Porovnáním modelů se shlukováním a bez shlukování autoři ukazují, že v souladu s očekáváním má rentgenové záření sekundární složky menší vliv na prostředí se shluky, rychlost hvězdného větru i ztráta hmoty pak může být v prostředí se shluky větší než v prostředí bez shluků. To vysvětluje nesoulad modelů hvězdného větru bez shluků s parametry odvozenými z pozorování vzdálených hvězd.

Modely také ukazují, že zeslabování hvězdného větru působením rentgenového záření je reálná věc. Autoři se zabývali také dvěma desítkami exemplářů HXMB, u nichž konfrontovali nový model s dostupnými pozorováními. Ukazují, že přinejmenším v případě dvou hvězd ze vzorku jsou přímo pozorovací důkazy pro zeslabení hvězdného větru v systému HXMB.

Detailní řešení celého problému interakce záření a látky v hvězdném větru ukazuje, že lze nalézt dvě odlišné třídy řešení s různými zářivými výkony v rentgenové oblasti. Jedna třída řešení má typické luminozity v řádech 10²⁶ až 10²⁷ W, druhá třída pak luminozity řádů 10²⁹ až 10³⁰ W. Tato dvojakost může být přirozeným vysvětlením pro dvě třídy rentgenových dvojhvězd, kterých si astronomové povšimli. V rámci modelu českých astrofyziků by skupina proměnných hvězd SFXT (supergiant fast X-ray transients, tedy volně přeloženo rychlé rentgenové proměnné s nadobří složkou) odpovídala situaci, kdy je rentgenová svítivost sekundární složky malá a má malý vliv na hvězdný vítr primární složky. Jeho rychlost je pak velká, ale hustota malá a také množství hmoty úspěšně akreované sekundární složkou je malé. Druhou třídou jsou klasické nadobří rentgenové dvojhvězdy. U nich je naopak zpomalení hvězdného větru primární složky (způsobené rentgenovým zářením ze sekundární složky) značné, vítr je významně hustší a akrece na sekundární složku je o to efektivnější. Rentgenová svítivost těchto hvězd je mnohem větší.

REFERENCE

J. Krtička, J. Kubát, I. Krtičková, Wind inhibition by X-ray irradiation in HMXBs: The influence of clumping and the final X-ray luminosity, Astronomy&Astrophysics 620 (2018) A150, preprint arXiv:1811.05725

KONTAKT

doc. RNDr. Jiří Kubát, CSc.
jiri.kubat@asu.cas.cz
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR

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

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