Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (223): Modelování hvězdného koronálního výronu

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

Výron hmoty do koróny zachycený u našeho Slunce. Obrázek je složeninou snímku z koronografu, který zobrazuje sluneční okolí, a snímku slunečního disku pořízeného v ultrafialové oblasti spektra, oba z přístrojů na družicové observatoři SoHO.
Autor: © SOHO/ESA/NASA

Petr Heinzel ze Slunečního oddělení ASU byl u teoretického popisu zjasnění na hvězdě V374 Pegasi, které je s jeho přispěním interpretováno jako hvězdný protějšek výronů hmoty v koróně, k nimž dochází běžně na našem Slunci. Práce ukazuje, že i jiné hvězdy vykazují podobnou aktivitu jako naše Slunce.

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.



O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Slovem i písmem se pokouší o popularizaci oboru, je držitelem ceny Littera Astronomica. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. 

Štítky: Aktivita hvězd, Výron koronální hmoty, Astronomický ústav AV ČR


48. vesmírný týden 2022

48. vesmírný týden 2022

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 28. 11. do 4. 12. 2022. Měsíc bude v první čtvrti a ukáže se písmeno X. Večer můžeme na jihu pozorovat Saturn a Jupiter a na východě Mars. Aktivita Slunce je nízká. Kometa 29P výrazně zjasnila. Český vojenský pilot Aleš Svoboda se stal záložním astronautem ESA. Orion se dostal na protáhlou dráhu kolem Měsíce. K ISS přiletěla nákladní loď Dragon mimo jiné s další dvojicí rolovacích solárních panelů iROSA. Před 155 lety, 3. prosince 1867, se narodil významný český astronom, spoluzakladatel hvězdárny v Ondřejově, jeden ze zakládajících členů ČAS a její dlouholetý předseda František Nušl.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

NGC6883 SHO

Titul Česká astrofotografie měsíce za říjen 2022 získal snímek „NGC 6883“, jehož autorem je Pavol Kollarik     Končí léto a některá souhvězdí se pomalu z noční oblohy začínají ztrácet, abychom se s nimi setkali opět za půl roku. Máme zde tedy jednu z letošních

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Galaxia M33

Vybavenie: EQ5Pro, podomácky vyrobený newton 100/500, GSO 2" komakorektor, QHY 8L-C, SVbony UV/IR cut, guiding QHY5L-II-C, SVbony guidescope 240mm. Software: NINA, DSS, Siril, Adobe photoshop 88x180 sec. Lights gain5, offset115 pri -10°C, 100 bias, 30 flats, 30 darkflats, 50 darks.

Další informace »