Výzkumy v ASU AV ČR (234): Pozorování a modelování asymetrie spektrálních čar ve hvězdné erupci

Již delší dobu je známo, že i u hvězd pozdních spektrálních typů se objevují záblesky svým průběhem odpovídající erupcím na Slunci. Zde víme, že jde o důsledky tzv. rekonexe magnetického pole. Při erupci probíhá celá řada jevů, mezi něž patří prudké uvolnění „přebytečné“ energie magnetického pole ve formě záření, částic a výronu hmoty do koróny, dále pak bombardování nižších vrstev atmosféry a vznik erupčních vláken a také vznik nových struktur magnetického pole, tzv. erupčních smyček. Plazma v atmosféře nezůstává v důsledku erupce v klidu, nejprve je prudce ohříváno svazky částic na vysoké teploty, což přehřáté plazma donutí se v atmosféře tzv. vypařit, tedy podél smyček vystoupit do vyšších výšek. Zde katastroficky chladne zářením, aby opět zkondenzovalo a již zchlazené padalo zpět do nižších vrstev atmosféry, typicky chromosféry. Tento jev je v moderní literatuře označován jako koronální déšť. 

Erupce jsou skutečně detailně pozorovány na Slunci v nejrůznějších oblastech spektra s nebývalým prostorovým i časovým rozlišením. Naproti tomu u vzdálených hvězd je situace zcela odlišná, protože tyto objekty nelze prostorově rozlišit. V případě studia erupcí je tak nutné se spolehnout pouze na fotometrická a spektroskopická pozorování. Zdá se to málo, ale i přesto se lze z takových údajů o hvězdných erupcích dozvědět mnohé. Tak například mnohé pozorovací kampaně v minulosti ukázaly významnou změnu vzhledu spektra v probíhající erupci. Vyjma změn intenzity spektrálního kontinua a sil některých spektrálních čar, zejména vodíku, bylo v erupcích pozorováno rozšíření profilů těchto čar a také význačná asymetrie. V literatuře se pro tyto asymetrie objevilo několik vysvětlení, žádné ale nebylo numericky namodelováno, takže neopustilo stádium hypotézy. 

Odborníci z ASU se v této věci soustředili na trpasličí hvězdu AD Leonis, která je známa svoji významnou erupční aktivitou. Jde o poměrně jasnou hvězdu, takže je v dosahu amatérských přístrojů, což Petr Heinzel se svým studentem Jiřím Wollmannem a kolegou Petrem Kabáthem ze Stelárního oddělení ASU využili pro získání kvalitních fotometrických dat amatérskými pozorovateli Sekce proměnných hvězd a exoplanet České astronomické společnosti. Jasnost hvězdy také garantuje možnost pořízení spektra s vysokým rozlišením s pomocí echelletového spektrografu napájeného Perkovým dvoumetrovým dalekohledem ASU v Ondřejově. Obě činnosti byly spojeny ve třech pozorovacích kampaních, které probíhaly na jaře roků 2019, 2020 a 2021. Kampaně byly úspěšné a podařilo se při nich získat kvalitní materiál pro studium vlastností erupcí na této hvězdě. 

Ve spektru erupce v okolí vodíkové čáry Hα si povšimli výrazné červené asymetrie v povrcholové fázi, která svědčí pro pohyb materiálu směrem od pozorovatele poměrně velkými rychlostmi kolem 50 až 100 km/s. Tuto skutečnost autorský tým interpretoval s pomocí matematického modelu. Ten spočíval v hypotéze, že za červenou asymetrii mohou oblaka přechlazeného plazmatu padajícího volným pádem podél erupčních smyček, tedy dříve zmíněný koronální déšť. Tento jev autoři modelovali pomocí hypotetických blobů plazmatu popsaných několika popisnými parametry, které volným pádem klesají podél idealizovaných půlkruhových smyček magnetického pole. Během pádu přes tyto oblaky prochází pozaďové záření hvězdy a je v nich modifikováno podle rovnice přenosu záření. 

Vlastnosti výstupního záření modelu tak závisí na mnoha parametrech, jejichž vliv autoři velmi pečlivě otestovali. Finálním výstupem studie pak byl pokus o fit takových parametrů oblakového modelu, který by uspokojivě vysvětlil skutečná pozorování. Nejlepší model poskytuje obecně dobrou shodu s pozorováním se dvěma výjimkami. Jednak, model sám od sebe neposkytuje zvýšení kontinua, které je v pozorovaných spektrech patrné. To není překvapivé, protože geometrický model s něčím takovým vůbec nepočítá. A za druhé výsledky nejlepšího modelu jsou celé posunuty „do červena“ vůči reálným pozorováním.

Tuto skutečnost lze snadno vysvětlit, neboť model pro jednoduchost předpokládal, že k erupci došlo na středu hvězdného disku. Pokud by tomu tak nebylo a k erupci došlo na východní polokouli, byl by pozorovaný profil posunutý celý do modré oblasti spektra. 
Práce ukazuje, že s použitím nenáročných prostředků lze přispět k vysvětlení dosud neobjasněných pozorování. Ukazuje, že často je důležitější chytrý nápad než výpočetní klastr počítačů řešící komplikovanou úlohu. 

REFERENCE

J. Wollmann, P. Heinzel a P. Kabáth, Observations and modeling of spectral line asymmetries in stellar flares, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2211.07402

KONTAKTY

prof. RNDr. Petr Heinzel, DrSc.
pheinzel@asu.cas.cz
Mgr. Jiří Wollmann
jiri.wollmann@asu.cas.cz
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

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

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