Chemicky pekuliárne hviezdy na hlavnej postupnosti

RNDr. Ján Budaj, CSc.

Astronomický ústav SAV


Všeobecný astrofyzikálny kontext

Štúdium chemicky pekuliárnych (CP) hviezd bolo až donedávna skutočne špecifickým odvetvím a zdanlivo aj akosi bokom od ostatného stelárneho výskumu. Do istej miery tomu tak bolo v dôsledku používania častokrát svojských metód determinovaných špecifickými vlastnosťami zmienených objektov. V súčasnosti, keď už stelárna stavebnica vzniku a vývoja hviezd poodhalila výraznejšie kontúry, je to práve naopak. Množstvo poznatkov odkrytých pri štúdiu CP hviezd sa teraz už úspešne využíva v oveľa širšom kontexte. Skúmanie chemického zloženia a jemných efektov stratifikácie prvkov je motorom rozvoja stelárnych spektroskopických metód čo následne podmieňuje aj výrazný pokrok v teoretickom modelovaní hviezdnych atmosfér. Difúzia chemických prvkov pod vplyvom tlaku žiarenia nachádza ďalšie aplikácie napr. u hviezd spektrálneho typu F pri objasňovaní príčiny lítiovej medzery, pri modelovaní chemických anomálií podtrpaslíkov, bielych trpaslíkov i samotného Slnka atď. Techniky Dopplerovského zobrazovania sa už využívajú pri mapovaní povrchu chromosféricky aktívnych hviezd a zákrytových dvojhviezd. Astroseizmológia a štúdium neradiálnych pulzácií je ďalšou interdisciplinárnou perspektívnou oblasťou so závažným dosahom mimo rámec CP hviezd. Samotný magnetizmus hviezd, objavený Babcockom u Ap (magnetických CP) hviezd a študovaný najväčšími ďalekohľadmi sveta, nepriamo viedol nielen k objaveniu globálneho magnetického poľa Slnka, ale v súčasnosti aj k štúdiu magnetických polí bielych trpaslíkov a iných objektov na tých istých ďalekohľadoch, využívajúc často tie isté metódy. CP hviezdy sa teda stávajú unikátnym laboratóriom umožňujúcim vidieť dôsledky procesov, ktoré príroda dômyselne zamaskovala u ostatných hviezd, v plnej nahote. Nanešťastie je táto oblasť v širšej astronomickej verejnosti nie veľmi populárna. Nemôžeme však očakávať od hviezd na hlavnej postupnosti efektné, enormné a rýchle výmeny a uvoľňovanie energie, ide spravidla skôr o jemnôstky nad hranicou pozorovacieho šumu, vyžadujúce často drahé a neštandardné prístrojové vybavenie, veľké ďalekohľady, výborné pozorovacie podmienky alebo hlboké teoretické zázemie.


Súčasný pohľad na problematiku CP hviezd - úvod do problematiky

Chemicky pekuliárne hviezdy tvoria značne heterogénnu skupinu hviezd na hlavnej postupnosti (HP) Hertzsprungovho-Russelovho (HR) diagramu. Sú špecifické svojim anomálnym chemickým zložením, čím sa obyčajne myslí relatívne zastúpenie prvkov vzhľadom na vodík, pri porovnaní so Slnkom. Inými základnými hviezdnymi parametrami (hmotnosť, svietivosť, polomer,...) sa nezdajú na prvý pohľad odlišné od normálnych hviezd. Už to dáva tušiť, že nejde o efekty zásadne ovplyvňujúce vnútornú stavbu hviezdy. Skôr ide o akési chybičky krásy na pokožke - atmosfére hviezdy.

Asi najzákladnejším aspektom CP hviezd teda je „viera“ (zatiaľ si to nemôžeme priamo overiť), že ich chemická pekuliarita je viazaná len na povrchové vrstvy inak normálnej hviezdy na HP. Máme na to viaceré závažné dôvody. Okrem toho, že sme schopní do istej miery definovať hviezdy blízko HP v HR diagrame aj pomocou zmienených základných hviezdnych parametrov, sú a boli to hlavne tieto argumenty, ktoré hrajú dôležitú úlohu v pochopení CP fenoménu:

- vysoká frekvencia výskytu CP hviezd medzi inými podobnými normálnymi hviezdami (často až niekoľko desiatok percent, čo je ťažké v rámci súčasných modelov evolúcie hviezd vysvetliť inak ako efektmi na HP, kde hviezdy zotrvávajú väčšinu svojho života);

- efektívnou teplotou hviezdy a gravitačným zrýchlením na povrchu (t.j. atmosférickými parametrami) ohraničená oblasť ich výskytu v HR diagrame;

- ďalej to, že nie sú známi ich chemicky pekuliárni predchodcovia ani potomkovia;

- ich prítomnosť v blízkosti normálnych hviezd či už v dvojhviezdach alebo otvorených hviezdokopách či hviezdnych asociáciách;

- enormné nadbytky niektorých prvkov, až také, že keby takéto nadbytky boli v celej hviezde, CP hviezdy by pri vzniku alebo v procese evolúcie museli v sebe nakopiť porovnateľné množstvo daného prvku ako všetky ostatné hviezdy v Galaxii dohromady.





Text k obrázku: Ukážka určovania rozloženia chemických prvkov v atmosférach CP hviezd

metódou Dopplerovského zobrazovania. V tomto prípade ide o nehomogénne rozloženie chrómu na magneticky premennej CP hviezde ι Cas.

a) mapa rozloženia chrómu na povrchu hviezdy,

b) ukážka povrchu hviezdy v rôznych fázach jej rotačného cyklu,

c) zmeny profilu absorbčnej spektrálnej čiary chrómu Cr II 455.86 nm, pomocou ktorých bola mapa vypracovaná. Škála v dolnej časti obrázku slúži na rýchlu orientáciu - čím tmavšia farba, tým viac chrómu v danej oblasti hviezdy. Celkové množstvo chrómu v atmosfére hviezdy ι Cas je desaťkrát vyššie ako na Slnku.




Ktoré hviezdy ale môžu potenciálne vykazovať takúto anomáliu, či pekuliaritu? Zdá sa, že sa môže vyvinúť len vo výnimočne stabilných atmosférach stratifikáciou chemických prvkov. Ako ukázal Michaud, táto by mala vznikať hlavne ich difúziou pod vplyvom tlaku žiarenia a radu ďalších efektov. Ióny získavajú žiarivé zrýchlenie prenášaním hybnosti absorbovaných fotónov. Následkom žiarivého, gravitačného a iných zrýchlení a v dôsledku zrážok v prostredí potom prvky difundujú istou rýchlosťou a smerom v atmosfére hviezdy. Napríklad sú vytláčané nahor do atmosféry, ak prevažuje žiarivé zrýchlenie alebo klesajú nadol, ak preváži gravitačné usadzovanie. Zatiaľ sú však známe tiež dva iné procesy, ktoré stabilitu atmosféry výrazne obmedzujú a sú schopné zabrániť akejkoľvek stratifikácii prvkov v prostredí:

(1) konvekcia alebo akákoľvek v súčasnosti priamo pozorovateľná turbulencia (napr. mikroturbulencia);

(2) silné hviezdne vetry.

U normálnych A hviezd rozoznávame niekoľko druhov povrchových konvektívnych zón (SCZ-superficial convective zone): vodikovú, HeI a He II SCZ podľa toho, ionizáciou akého atómu daná zóna vzniká. HeII SCZ sa nachádza najhlbšie, nad ňou je prechodová vrstva, ktorá, ako sa ukazuje, by mala byť premiešavaná prenikajúcou konvekciou zospodu (convective overshooting). Ešte vyššie sú H a HeI SCZ. U CP hviezd sa navyše môže objaviť nový druh - Fe SCZ (viď Obr.1). Hĺbka povrchových konvektívnych zón narastá smerom k neskorším spektrálnym typom a zasahuje významnú časť hviezdnej hmoty už pri stredných F hviezdach, zatiaľ čo hviezdne vetry su úplne evidentné u O a skorých B hviezd. Takže rizikovými skupinami pre vznik CP fenoménu sú stredné B, A, až skoré F hviezdy.

Najdôležitejším parametrom, ktorý rozhoduje o vzniku pekuliarity v zmienej oblasti HR diagramu sa zdá byť rotácia hviezdy a rôzne nestability s ňou súvisiace, ktoré sú zdrojom dodatočného premiešavania materiálu. Najprecíznejšie výpočty založené na modeloch meridionálnej cirkulácie, ktorá sa snaží vyhladiť potenciálnu stratifikáciu prvkov, ukazujú, že héliová povrchová konvektívna zóna sa stráca (za rádovo 106 rokov) v dôsledku gravitačného usadzovania He v takých hviezdach, ktoré na rovníku rotujú pomalšie ako ve ≈ 90 km/s. Potom difúzia môže fungovať oveľa intenzívnejšie v menších hĺbkach pod vodíkovou povrchovou konvektívnou zónou, kde sú zrážky značne zriedkavejšie v dôsledku menšej hustoty látky.

Základným kameňom súčasného štúdia CP hviezd je Prestonova klasifikačná schéma, ktorá jasne vyčleňuje nemagnetickú vetvu Am (metalických) a HgMn hviezd a magnetickú vetvu Ap a niektorých He-weak hviezd (s deficitom hélia). Nie je možné tu detailne popisovať vlastnosti rôznych typov CP hviezd dobre zosumarizované v dizertačných prácach pracovníkov ústavu. Tabuľka 1 schematicky zhŕňa základné rozpoznávacie fakty o najrozšírenejších predstaviteľoch oboch vetiev, Am a Ap hviezdach, ktorými sa odlišujú od normálnych hviezd v príslušnej časti HR diagramu. Ap hviezdy sú snáď najexotickejsie objekty na HP. Spravidla vykazujú silné veľkoškálové magnetické polia a s nimi súvisiace obrovské škvrny s enormným nadbytkom alebo deficitom niektorých prvkov. Poznamenávame, že u normálnych hviezd nie sú detegované magnetické polia a približne 50% z nich sa nachádza v dvojhviezdach. V tabuľke tiež uvádzame už známe procesy, ktoré potenciálne môžu byť pôvodcami zmienených charakteristických znakov. Zatiaľ čo v súčasnosti už máme v rukách sľubné vysvetlenia pôvodu anomálie chemického zloženia alebo pomalej rotácie CP hviezd, nie je tomu tak v prípade ich magnetizmu a dvojhviezdnosti. Oba tieto fenomény sa obyčajne považujú za „prapríčinu“ vzniku CP hviezd v im vymedzenej oblasti HR diagramu, pričom aj pomalá rotácia CP hviezd, ktorá sa všeobecne považuje za viac menej priamu príčinu tohoto fenoménu sa dáva do súvisu s „prapríčinou“ ako dôsledok slapového alebo magnetického brzdenia rotácie hviezdy. Príčina tejto „prapríčiny“ ostáva zatiaľ dosť zahmlená.




Výskum CP hviezd na Astronomickom ústave SAV

Problematika chemicky pekuliárnych hviezd je moderná oblasť astrofyziky, ktorá sa vo svetovom meradle rozvíja hlavne od 50-tych rokov a od 70-tych rokov minulého storočia aj u nás, ako jeden z najmladších výskumných smerov na Astronomickom ústave SAV. Na našom pracovisku sa zameriavame hlavne na spektroskopiu, ale aj na fotometriu CP objektov a počítačové simulácie difúznych procesov. Na Slovensku bohužiaľ nemáme možnosti na získavanie spektier a sme odkázaní na spoluprácu so zahraničím. Spektrá sa potom u nás redukujú a analyzujú. Nasledujú výpočty modelov atmosfér t.j. chodu teploty, tlaku, koncentrácie elektrónov, prípadne populácií jednotlivých atómových hladín s hĺbkou. Z nich sa potom počítajú syntetické spektrá t.j. teoretické rozdelenie vyžarovanej energie v závislosti na vlnovej dĺžke využitím počítačových programov vypracovaných dr. I. Hubeným. Porovnávaním syntetických spektier s pozorovaniami môžeme spätne overovať správnosť modelu a ďalšou interpretáciou určovať mnohé fyzikálne parametre hviezd (dvojhviezd,...): efektívne teploty, hmotnosti, polomery, rýchlosť rotácie, turbulencie ale aj chemické zloženie, či magnetické polia alebo orbitálne elementy dráhy. Fotoelektrickú fotometriu CP hviezd uskutočňujeme 60cm ďalekohľadmi na Skalnatom plese a v Starej Lesnej. Pracuje sa hlavne v uvby a UBVR fotometrických systémoch. Vzhľadom nato, že obrovské škvrny na Ap hviezdach sa prejavujú nielen v magnetických a spektroskopických meraniach, ale aj harmonickým, rotáciou hviezdy modulovaným kolísaním jasnosti v širokopásmových filtroch, táto metóda slúži hlavne na presné určovanie rotačných, prípadne orbitálnych periód ako aj mapovanie škvŕn na týchto hviezdach.



Tab. 1
Schématický súhrn rozpoznávacích znakov CP hviezd a známych efektov, ktoré sa potenciálne spolupodieľajú na ich vzniku.

znak

Ap

Am

potenciálny pôvodca

anomálie chemického zloženia

áno

áno

difúzia, konvektívne zóny, hviezdne vetry, magnetické polia

pomalá rotácia

áno

áno

selekcia rotačným miešaním, slapové a magnetické brzdenie

magnetické polia

áno

nie

?

dvojhviezdnosť

nie

áno

?



Prezentované výsledky o chemicky pekuliárnych hviezdach získali pracovníci Astronomického ústavu SAV Ján Budaj, Ladislav Hric, Milan Zboril, Juraj Zverko a Jozef Žižňovský.