Fyzika v atmosférach horúcich hviezd

Najväčšie teleskopy súčasnosti upierajú svoje oči stále ďalej k horizontom vesmíru. Správy z oblasti fyziky hviezd ostávajú v tieni kozmologických objavov stále vzdialenejších kvazarov a najmladších galaxií. Ale aj fyzika hviezd napreduje s rozvojom pozorovacej a výpočtovej techniky podporovaná neodmysliteľným rozvojom teórie. Od jednoduchých statických modelov vnútornej stavby hviezd prešla k zložitejším modelom skutočných hviezd - rotujúcich telies, telies so silným magnetickým poľom, telies vyskytujúcich sa v dvojhviezdach, ale aj viacnásobných sústavách.

Modely hviezd.

Stabilita hviezdneho telesa je predpísaná jednoduchou podmienkou hydrostatickej rovnováhy. Váha obrovského množstva plynu obsiahnutého v telese hviezdy je nesená jeho vlastným tlakom narastajúcim smerom dovnútra a tlakom žiarenia smerujúceho z vnútra na povrch. Kým výpočet tlaku plynu je pomerne jednoduchá úloha, do výpočtu tlaku žiarenia vstupuje viac procesov. Jedným z nich je napríklad spôsob interakcie žiarenia s plynom, cez ktorý musí prejsť. Táto interakcia závisí nielen od fyzikálnych podmienok okolia (tlak, teplota) ale aj od chemického zloženia plynu (plazmy). Žiarenie je mnohonásobne pohlcované a znovu vyžaro-vané jednotlivými atómmi a práve rozmanitosť týchto procesov a ich čo najúplnejšie zmapovanie posúva súčasné modely stavby hviezd k realite. Za určitých podmienok sa plyn hviezdneho vnútra stáva nepriehľadný a nastáva prenos energie prúdením - vytvára sa konvektívna vrstva. Konvektívnych vrstiev sa v rôznych hĺbkach môže vytvoriť aj viac. V prípade také-hoto prenosu energie sa vnútorná štruktúra hviezdy podstatne odlišuje od situácie, keď prenos energie z jadra na povrch má charakter žiarenia. Ešte zložitejšia situácia nastáva v prípade, že hviezda má silné globálne magnetické pole. Toto magnetické pole prispieva k zvýšeniu tlaku v každom mieste, ale nie je sféricky symetrické. Keďže v magnetickom poli sa elektricky nabité častice pohybujú iba v smere siločiar, konvektívne zóny ľahšie vznikajú v oblastiach blízkych osi magnetického poľa. Celý obraz o vnútornej stavbe hviezdy sa zásadne zmení ak ide o hviezdu, ktorá rotuje. Rotácia hviezdy vyvoláva tzv. meridionálne prúdenie. Odstredivá sila rotácie unáša plyn z polárnych oblastí smerom k rovníku, kde sa stretáva s prúdom prichádzajúcim od pólov druhej pologule, mieša sa s ním, vnára sa pod povrch a v hĺbke pokračuje naspäť smerom k pólom. Rotácia naviac vyvoláva deformáciu hviezdy a spôsobuje jej elipsoidálny tvar. Zaoberať sa takýmito procesmi a pozorovať ich dôsledky priamo na hviezdach je možné iba vďaka modernej pozorovacej technike poskytujúcej vysoké rozlíšenie a výkonnej výpočtovej technike umožňujúcej ich napodobovanie.

Obrázok 1.:Úsek spektra magnetickej chemicky pekuliárnej hviezdy HD 166473. Pozorované spektrum je znázornené čiarkovanou, vypočítané súvislou čiarou. Rozštiepenie spektrálnych čiar do troch zložiek je dobre vidieť na čiarach Fe I a Ce II. Čiara 2x ionizovaného prazeodýmu má zložitejšiu štruktúru Zeemanovských zložiek. V jej vypočítanom profile sme použili zjednodušenú schému s prostrednou a dvoma krajnými zložkami. Čiara lítia je zložená z celej série čiar izotopov ⁶Li a ⁷Li preto jej rozštiepenie do Zeemanovských zložiek sa na tomto spektre neprejavilo.

Fyzika atmosfér, pozorovania, spektrá.

Nič z toho, čo sme popisovali vyššie však nie je možné pozorovať priamo - optikou nevidíme pod povrch hviezdy a významnou pomocou sa stala astroseizmológia. Tá skúma šírenie vĺn telesom hviezdy, ktoré spôsobujú chvenie hviezdneho povrchu pozorovateľné citlivou fotometriou z pozemských i kozmických teleskopov. Podobne, ako pozemskí seizmológovia, vedia astrofyzici z takýchto pozorovaní odvodiť vnútornú štruktúru hviezdy. (Podrobnejšie sme v Kozmose v minulosti už písali o tejto metóde v čláku o helioseizmológii, autor Neslušan). Astroseizmológia vo viacerých prípadoch ukázala, že vnútorné oblasti hviezdy rotujú rýchlejšie ako povrch.

Priame optické pozorovania nám umožňujú študovať iba atmosféru hviezdy. Aj tu sa však odohrávajú procesy, ktoré nesú stopy diania hlbšie pod povrchom. Z hľadiska stavu povrchu hviezdy môžeme hviezdy hlavnej postupnosti H-R diagramu rozdeliť do dvoch skupín. Hviezdy prvej skupiny majú atmosféru tvorenú konvektívnou vrstvou, hviezdy druhej skupiny majú atmosféru v žiarivej rovnováhe. V prvej skupine sa energia spod povrchu dostáva na povrch prúdením, v druhej žiarením. Hviezdy prvej skupiny sú chladnejšie a vyskytujú sa v dolnej polovici hlavnej postupnosti. Hviezdy druhej skupiny sú horúce a nájdeme ich v hornej polovici hlavnej postupnosti. K hviezdam prvej skupiny patrí Slnko, o hviezdach druhej skupiny sa zmienime podrobnejšie.

Obrázok 2.: Spektrum HR6611 v okolí vlnovej dĺžky 4500 Ĺ. Hore sú vypočítané spektrá každej zložky dvojhviezdy navzájom dopplerovsky posunuté (súvislá čiara - primárna zložka, čiarkovaná - sekundárna zložka posunutá doprava) v dôsledku ich dráhového pohybu. Primárna zložka je 2x jasnejšia ako sekundárna, čo sa prejaví aj príslušným pomerom intenzity spektrálnych čiar. Dolu je výsledné spektrum: čiarkovaná čiara je vypočítané spektrum, hrubá súvislá čiara je pozorované spektrum.

Smerom k vyšším teplotám.

Výraznejšie charakteristiky konvektívnej vrstvy miznú z povrchu niekde uprostred spektrálnej triedy F. Stopy po konvekcii je možné, pomocou analýzy profilov spektrálnych čiar, nájsť ešte aj v neskorých spektrálnych typoch spektrálnej triedy A. Atmosféra bez konvekcie je v podstate veľmi pokojná a začínajú sa v nej uplatňovať procesy difúzie. Difúzia znamená pozvoľné klesanie ťažších elementov pôsobením gravitácie a nebyť žiarenia prúdiaceho z hĺbky na povrch, po dosť dlhej dobe by nastalo rozvrstvenie atmosféry s ťažkými prvkami na dne a ľahkými na povrchu atmosféry. Na povrchu by bol iba vodík. Žiarenie však naráža na častice plynu, ale atómy rôznych chemických prvkov naň reagujú rôzne. V rozličnej miere z neho preberajú moment hybnosti a preto sú viac alebo menej náchylné vznášať sa, vystupovať k povrchu a meniť tak pomerné zastúpenie chemických prvkov v danej oblasti atmosféry. Tento proces voláme žiarením riadená difúzia a v extrémnych prípadoch vedie k vzniku chemickej pekuliarity hviezd. Hviezd, ktoré je možné takto pomenovať, je asi 15-20% zo všetkých hviezd hornej polovice hlavnej postupnosti. Všetky hviezdy s atmosférou bez konvekcie, teda v žiarivej rovnováhe, majú pomerné zastúpenie chemických prvkov ovplyvnené žiarivou difúziou. To je aj jeden z dôvodov, prečo medzi týmito hviezdami nenájdeme dve s identickým chemickým zložením povrchovej vrstvy. Z pozorovaní je známe, že je to tak aj v otvorených hviezdokopách, kde je predpoklad, že všetky hviezdy vznikli z jedného mraku dobre premiešanej zmesi prachu a plynu. A predsa tam popri hviezdach s normálnym chemickým zložením nachádzame aj hviezdy chemicky pekuliárne.

Ak postupujeme po hlavnej postupnosti vyššie k hviezdam vyšších hmotností a povrchových teplôt, stretávame sa s novým javom, hviezdnym vetrom. Hviezdny vietor týchto hviezd má iné príčiny ako známy slnečný vietor. Slnečný vietor je produktom povrchovej konvektívnej zóny a lokálneho magnetického poľa, ktoré urýchľuje elektricky nabité elementárne častice do medziplanetárneho priestoru. Hviezdny vietor horúcich hviezd je hnaný intenzívnym žiarením odnášajúcim energiu produkovanú termonukleárnym reaktorom v jadre masívnej hviezdy. Pri tých najmasívnejších hviezdach spektrálnych tried O a raných B tento vietor interaguje s medzihviezdnym prostredím vytvárajúc oblasti ionizovaného plynu, známe Strömgrenove sféry alebo H II oblasti.

Dvojhviezdy a vnútorná stavba, vývoj hviezd.

Všeobecnou vlastnosťou všetkých hviezd je rotácia. Jej pôvod je v turbulentných (chaotických, prevažne rotačného charakteru) pohyboch celých oblastí prachu a plynu v materskom mraku. Po rozpade mraku jednotlivé oblasti začnú kontrakčnú cestu k zrodu hviezdy. Jednotlivé zárodky hviezd si odnášajú svoj diel rotačného momentu. Najmenej polovica sa ocitne v dvojhviezdnych alebo aj viacnásobných systémoch. Aj v nich je časť turbulentných pohybov pôvodného mraku zakonzervovaná v dráhových pohyboch zložiek týchto systémov. Najjednoduchšia predstava rotujúcej hviezdy je rotujúca guľa z pevného materiálu. Hviezdy však z takého materiálu nie sú. Prvotnou fázou predhviezdneho vývoja je gravitačná kontrakcia so sprievodným zvyšovaním hustoty, tlaku a teploty vnútri protohviezdy. V tejto fáze ide v podstate o voľný pád častíc k centru hviezdy, čo je pohyb rovnomerne zrýchlený, centrálna oblasť sa teda zmršťuje najrýchlejšie, čím sa v dôsledku zachovania hybnosti zrýchľuje najviac rotácia jadra. Vzniká diferenciálna rotácia hviezdy - vnútro rotuje rýchlejšie ako povrch. Ak v pôvodnom mraku boli zvyšky magnetického (napr. slabého galaktického) poľa, diferenciálna rotácia je ho schopná zosilniť na hodnoty kilogaussov, ktoré sa skutočne u mnohých hviezd hlavnej postupnosti pozorujú. (Diferenciálna rotácia iného druhu sa pozoruje aj na hviezdach dolnej polovice hlavnej postupnosti. Napr. polárne oblasti Slnka rotujú pomalšie ako rovníkové). Počas života hviezdy na hlavnej postupnosti sa také rozdelenie rotácie vo hviezde môže pomaly meniť buď prenosom momentu hybnosti k povrchu v hlbokých konvektívnych zónach, pôsobením viskozity prostredia alebo väzbou hviezdnej plazmy na siločiary zosilňujúceho sa magnetického poľa. Podstatnejšia prestavba rotačného profilu (rýchlosť rotácie v závislosti na hĺbke) ako aj vnútornej štruktúry hviezdy nastáva na konci života hviezdy na hlavnej postupnosti. Vtedy sa míňa vodíkové palivo termonukleárnych reakcií a pokles produkcie energie má za následok ďalšiu kontrakciu jadra a mierne nafúknutie zvyšku hviezdy. Kontrakcia jadra zrýchli jeho rotáciu, zväčšenie polomeru hviezdy spomalí rotačnú rýchlosť povrchu. Že je to naozaj tak, zisťujeme pri pozorovaní dvojhviezd.

Obrázok 3.: Určenie rotačnej rýchlosti primárnej zložky dvojhviezdy HR 6611 pomocou profilu spektrálnej čiary ioniozovaného železa Fe II 4508. Znázornený je teoretický profil pre tri rôzne hodnoty rotačnej rýchlosti. Hodnota 39 km/s odpovedá rotačnej rýchlosti synchronizovanej s dráhovým pohybom. Pozorovanej rotačnej rýchlosti však vyhovuje hodnota 35 km/s a znamená subsynchrónnu rotáciu. Rozdiel je zreteľný a vysoko prevyšuje presnosť pozorovaného spektra, ktorá je v intenzite lepšia ako 0,004.

Pri vzniku dvojhviezdneho páru má každá zo zložiek vlastnú rotačnú rýchlosť. Tá, pretože je výsledkom zrýchľovania rotácie pri kontrakcii, je podstatne vyššia, ako keby sme ju premietli do dráhovej rýchlosti, ktorou obe zložky okolo spoločného ťažiska obiehajú. V blízkych pároch, ktorých obežné doby sú niekoľko dní, sa pôsobením slapových síl rotačné rýchlosti spomalia a nastane synchronizácia periódy rotácie zložiek s periódou obehu. To trvá až kým hmotnejšia zložka nie je pri konci svojho života na hlavnej postupnosti. Vtedy dôjde k vyššie spomenutému spomaleniu rotácie jej povrchu.

Dvojhviezdy sa pohybujú po eliptických dráhach podľa známych pohybových rovníc platných pri určitých zjednodušujúcich predpokladoch. Jedným z nich je, že hviezdy považujeme za hmotné body alebo aspoň za homogénne sféricky symetrické telesá. Čo, ako vieme, nie je pravda. Hviezdy sú rotáciou deformované do eliptického tvaru a, v prípade blízkych párov, vzájomnou príťažlivosťou do tvaru pretiahnutého smerom k druhej zložke (trojosí elipsoid). To má za následok, že poloha periastra na dráhe (jeden z elementov dráhy) sa neustále posúva. Tento "posun priamky apsíd" je z pozorovaní známy a pri viacerých systémoch aj dobre zmeraný. Malou troškou k nemu podľa okolností môže prispievať aj efekt známy z teórie relativity (ako napr. v prípade stáčania perihélia Mekúra) alebo interakcia systému s blízkym medzihviezdnym prostredím. Najnovšie sa však zistilo, že druhý najvýznamnejší príspevok k posunu periastra vzniká z diferenciálnej rotácie hviezdy. Dlhodobé pozorovania zákrytových systémov s blízkymi zložkami a dobre viditeľnými spektrálnymi čiarami oboch zložiek môžu priniesť nové poznatky o vnútornej štruktúre a vývoji hviezd. Jedným z takých systémov je V624 Her (známa tiež ako HR 6611 alebo HD 161321). Detailná analýza spektra oboch zložiek tejto sústavy potvrdila ich chemickú pekuliaritu. Z rozboru profilu spektrálnych čiar primárnej zložky navyše vyplýva, že povrch tejto hviezdy naozaj rotuje pomalšie oproti rýchlosti synchronizovanej s dráhovým pohybom. Už z rozboru základných hviezdnych parametrov (priemer, svietivosť, teplota) tejto zložky vyplývalo, že sa blíži ku koncu svojho pobytu na hlavnej postupnosti a spomalenie rotácie znamenajúce zväčšenie polomeru, takého charakteristického pre toto krátko trvajúce štádium vývoja, je tiež potvrdením tohto faktu. Najstaršie pozorovania tejto hviezdy sú zo 70-tych rokov minulého storočia. Očakávame, že súčasná séria pozorovaní pomôže osvetliť detaily tohto systému s významnými dôsledkami pre fyziku hviezd.

Juraj Zverko

Astronomický ústav SAV