Výzkumy v AsÚ AV ČR (143): 3D efekty v hvězdných atmosférách

Naprostá většina hvězd je pro všechny dalekohledy na světě bodovými objekty bez jakéhokoli prostorového rozlišení a i těch pár, které prostorově rozlišit lze, se od přiblížení jasným bodem příliš nevzdálí. Proto veškerá užitečná informace o dění na hvězdách je uložena v celkovém záření detekovaným na Zemi nebo přístroji v kosmu. Jevy v atmosférách hvězd ovlivňují vzhled spektra hvězdy, tedy množství zářivé energie přicházejícího od hvězdy v závislosti na vlnové délce. 

Nejvýznamnějšími strukturami ve spektru jsou tzv. spektrální čáry, které vznikají jako důsledek zářivých přechodů elektronů mezi hladinami v obalu atomů chemických prvků. Spektrální čára je nejen důležitým svědkem o chemickém složení hvězdy, ale její tvar je ovlivněn také teplotou, rychlostí nebo tlakem látky a dalšími fyzikálními procesy. Interpretací spektrálních čar tak získáváme informace o podmínkách v atmosféře vzdálené hvězdy. 

Nejčastěji se měřený tvar (profil) spektrální čáry srovnává s profilem vypočteným z fyzikálního modelu. Modelový výpočet vůbec není jednoduchý, zahrnuje v sobě popis vlastností hmoty, ale také její interakci se zářením, kdy se musí řešit tzv. rovnice přenosu záření. Nejčastěji se předpokládá, že tento model je pouze jednorozměrný, tedy že hvězda mění svoje vlastnosti pouze v dostředném směru, zatímco v horizontálních rovinách zůstávají její vlastnosti konstantní. Toto přiblížení umožňuje velmi detailně řešit rovnici přenosu záření i na současných počítačích. 

Již pohled na hvězdu nám nejbližší, naše Slunce, však ukáže, že hvězdy nejsou v horizontální rovině všude stejné. V případě našeho Slunce pozorujeme přinejmenším tzv. granulaci, tedy vrcholky konvektivních proudů, které mají charakter buněk s typickými rozměry kolem 1000 km. Každá buňka je ve svém středu teplejší než na svém okraji. Na nutnost používání 3D modelů při interpretaci slunečních pozorování přesvědčivě poukázali zahraniční autoři přibližně před deseti lety. 

Adam Tichý a Jiří Kubát se detailněji podívali, jak ovlivňují horizontální nehomogenity v atmosférách hvězd výsledný vzhled spektrálních čar ve srovnání s jednorozměrným modelem. Zkonstruovali tedy celou síť víceméně akademických modelů trojrozměrných atmosfér s horizontálními změnami ve formě pravidelných vln s lišícími se amplitudami i velikostí vln. Taková konstrukce modelů sice jen velmi hrubě přibližuje například charakter konvektivních buněk, oscilací nebo MHD efektů, ale má jednu důležitou vlastnost: horizontální průměr přesně odpovídá střednímu jednorozměrnému modelu, což umožňuje opravdu snadné porovnávání obou přístupů. 

Nehomogenity lze zavést do více myslitelných parametrů. Autoři ukazují, že největší efekt mají nehomogenity v teplotě. Podobně zavedené změny v hustotě mají vůči změnám teplotním zanedbatelný vliv na výstupní záření. 

Problém přenosu záření v 3D atmosféře autoři řešili s pomocí programu PORTA, což je počítačový kód určený k výpočtu přenosu polarizovaného záření, jehož autorem je Jiří Štěpán z ASU. Výstupem programu je syntetický profil myšlené spektrální čáry pro daný model atmosféry. 

Průzkum celé sítě různých modelů ukazuje, že největší efekty přenosu záření v horizontálním směru, který je jinak v jednorozměrných modelech zanedbáván, nastávají v případě, že je velikost nehomogenit blízká střední dráze fotonu. V takovém případě je nejsilnější interakce mezi oblastmi s různými teplotami.  Další efekt, který hraje svoji roli, je zorný úhel, který je jiný, hledíme-li do atmosféry ve středu hvězdného disku, nebo míříme-li do atmosféry na jejím okraji. 

A jaké jsou tedy výsledky této parametrické studie? Efekty jak zorného úhlu tak horizontálních nehomogenit jsou ve tvaru spektrální čáry patrné na první pohled. Principiální rozdíl je patrný například v oblasti okraje disku, kde prakticky tečné zorné paprsky nepocházejí z hlubokých, opticky tlustých vrstev atmosféry. V důsledku toho je záření vypočtené ve zjednodušené 1D geometrii reprezentující okraj disku významně přeceněno ve srovnání s 3D přístupem. Nehomogenity pak pro velké pohledové úhly (tedy opět k okraji slunečního disku) vedou ke vzniku emisních vrcholků v křídlech spektrální čáry, které pro 1D geometrii nevznikají. Teplotní změny vedou k výrazné modifikaci zdrojové funkce záření, jejíž změna je s teplotou silně nelineární. To také ovlivňuje množství výstupního záření určitých pozicích spektrální čáry. 

Celkově lze tedy říci, že výskyt teplotních struktur ve hvězdné atmosféře má na tvar spektrální čáry celkového záření velký vliv. V důsledku toho je jasné, že pokud bude taková měřená spektrální čára interpretována s pomocí jednorozměrných modelů, což je stále ještě standardní přístup ve fyzice hvězd, může snadno dojít k chybnému posouzení parametrů atmosféry vzdálené hvězdy. Práce podtrhuje nutnost zahrnutí efektů vícerozměrných modelů v modelování spektrálních čar. 

REFERENCE

A. Tichý, J. Kubát, The effect of horizontal plasma inhomogeneities in 3D NLTE radiation transfer in stellar atmospheres, Journal of Quantitative Spectroscopy and Radiative Transfer 225 (2019) 249-257, preprint arXiv:1901.01306.

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.