STUDIUM B[e] HVĚZD

Blanka KučerováÚstav teoretické fyziky a astrofyzikyPřírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno

Proč B[e] hvězdy?

aktuální téma s mnoha nevyřešenými otázkami heterogenní skupina (různá vývojová stádia) velmi rozsáhlé obálky => NELZE použít stávající syntetická

spektra na analýzu hydrodynamické modely nejsou schopny vysvětlit vlastnosti

těchto objektů (rozsáhlý disk)

možnost zaplnění mezery ve znalostech a pozorováních pomocí spektroskopických dat z 2m dalekohledu v

Ondřejově

Proč MWC 342 (V1972 Cyg)?

výběr nebyl náhodný předchozí analýzy naznačovaly pozici hvězdy na

HR diagramu poblíž klasických Be hvězd (rozšířit dlouhodobý výzkum v Ondřejově)

studium velice důležité pro testování vývojových modelů

pozorovatelnost ¾ roku; dostatečná kvalita S/N během studia zařazena mezi tzv. FS CMa objekty

(Miroshnichenko a kol., 2007), které jsou v současnostiv popředí zájmu

Cíle disertační práce

popis časových změn spektrálních vlastností nelze použít standardní syntetická spektra dlouhodobá pozorování mohou rozhodnout o povaze systému potvrdit či vyvrátit dvojhvězdnou hypotézu

(Miroshnichenko, 2007, Miroshnichenko a kol., 2007,

FS CMa objekty = dvojhvězdy) omezení teoretických modelů

současné hydrodynamické modely nejsou schopny fenomenologický model vysvětlit

Co jsou B[e] hvězdy?

horké hvězdy spektrálního typu B silné emisní čáry Balmerovy série vodíku (často

s P Cygni profilem) emisní čáry He I a čar kovů (většinou nízkých ionizačních

stupňů) vznikajících jak povolenými, tak zakázanými přechody (Fe II, Si II, [O I])

nadbytek infračerveného záření – přítomnost prachu v obálce

skupina hvězd různých vývojových stádií (Lamers a kol., 1998) B[e] veleobři hvězdy typu B[e] před hlavní posloupností kompaktní planetární mlhoviny typu B[e] symbiotické hvězdy typu B[e] neklasifikované hvězdy typu B[e]

(Miroshnichenko , 2007) hvězdy typu FS CMa

Co jsou B[e] hvězdy?

Spektrum MWC 342 v okolí čáry Ha a Hb

Pozorování a redukce spekter

data nasnímána 2m dalekohledem na Astronomickém ústavu AV ČR v Ondřejově v letech 2004 - 2010

nasnímané v oblastech: (6 265 – 6 775) Å – 104 spekter (4 760 – 5 005) Å – 4 spektra (5 475 – 5 985) Å – 1 spektrum (7 510 – 8 020) Å – 7 spekter (8 200 – 8 710) Å – 5 spekter

Pozorování a redukce spekter

IRAF (Massey, 1997) kosmiky – klasický postup k odstranění – zapnutí optimální

extrakce (clean)

hvězdné emisní čáry [O I] blendované čarami noční oblohy (6 300 Å a 6 364 Å ) – odstranění – proložení pozadí vhodnou funkcí (skybox)

=> nový redukční postup

kosmiky – program dcr (Pych, 2004) čáry noční oblohy – IRAF, task apall, skybox = 1

Analýza dat

oblasti kolem Ha a HbHa, Hb, He I 6 678 Å, Fe II (6 318 Å, 6384 Å, 6 443 Å, 6 456 Å), [O I] (6 300 Å, 6 364 Å), Si II (6 347 Å, 6 371 Å)

identifikace profily změny V/R ekvivalentní šířky radiální rychlosti

Analýza dat

monitorování průběhu čáry Ha

Analýza dat

barevná „šedá“ reprezentace čáry Ha

Analýza dat

změny V/R čáry Ha

Analýza dat

ekvivalentní šířka čáry Ha

Analýza dat

radiální rychlost modrého píku čáry Ha

Analýza dat

radiální rychlost centrální absorpce čáry Ha

Analýza dat

helium profil - od čisté absorpce, přes P Cygni profil až po

čistou emisi; inverzní P Cygni profil

Analýza dat

krátkodobé změny

Analýza dat

železo A – 19./20.5.2007 B – 24./25.9.2005C – 10./11.7.2010D – 29./30.5.2010

Analýza dat

kyslík – barevná „šedá“ reprezentace

Model?

He I Fe II

Si II [O I]

Ha

Model? Hvězdný vítr podporovaný pulzacemi

čára He I 6 678 Å se mění ze dne na den (absorpce, emise, P Cygni i inverzní P Cygni profil)

při výskytu inverzního P Cygni profilu mají všechny čáry menší intenzitu pravděpodobně způsobeno změnami záření v kontinuu

=> změna poloměru komplikovaný profil čáry železa Fe II 6 456 Å

profil vzniklý v důsledku různě rychle se pohybujících vrstev

čáry zakázaného kyslíku [O I] úzké, Gaussovský profil – téměř žádné pozorované změny

radiální rychlost „hrbolku“ u modrého píku má lineární závislost – výtrysk (odtok) hmoty

Model? Podvojnost – nelze vyloučit ani potvrdit

Miroshnichenko a Corporon, 1999 – doba oběhu ˜ 40 let „perioda“ z našich dat ˜ 3,9 let absence fotosferických čar – pozorované změny spojené

s obálkou

Děkuji za pozornost

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Je nynější klasifikace hvězdy jako objektu FS CMa v souladu se zjištěními v této práci?

Dlouhodobé systematické studie těchto objektů chybí – srovnání není možné. Tato práce neposkytla důvod k vyloučení této hvězdy ze skupiny hvězd FS CMa.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Na str. 1 je použitý termín „fotometrická oblast“. Co má autorka na mysli?

Použitý termín fotometrická oblast není vhodně použit, v tomto případě by bylo lepší hovořit o výzkumu ve fotometrii, příp. v oblasti (oboru) fotometrie.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Na str. 30 je krkolomná definice ekvivalentní šířky spektrální čáry. Co bychom pozorovali, kdyby spektrální čára „... absorbovala veškeré záření hvězdy“?

Za tuto větu bych se všem čtenářům chtěla omluvit, neboť je zcela chybná. Slovo „hvězdy“ zde nemá vůbec být.

Odpověď na otázku, co bychom pozorovali, kdyby spektrální čára absorbovala veškeré záření hvězdy je samozřejmě NIC.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Objasnění rozdvojení emisních čár. P Cygni profil se vysvětluje rozpínající se obálkou

http://inferno.berkeley.edu/index.php/kasen/supernovae/

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Interpretace modrého a červeného píku z hlediska jejich radiálních rychlostí. Čemu odpovídá radiální rychlost centrální absorpce?

Radiální rychlosti modrého a červeného píku fyzikální význam přímo nemají. Profil je dán součtem emise a absorpce, které jsou dány geometrií systému - pravděpodobně rotující expandující disk.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

V analýze změn ekvivalentních šířek čar se používá poměr ekvivalentní šířky čáry kovu k ekvivalentní šířce čáry Ha. Jaký fyzikální význam se připisuje tomuto poměru? Nebyl by lepší poměr ekvivalentní šířky čáry k její průměrné hodnotě?

Ekvivalentní šířka čáry je úměrná počtu absorbujících (v našem případě emitujících) atomů. Změny poměrů ekvivalentních šířek odráží změny fyzikálních vlastností v jednotlivých oblastech disku (viz model).

Připomínky, námitky a otázky oponentů

„Vzhledem k tomu, že radiální rychlosti křídel čáry se mění nepravidelně, lze předpokládat, že změny profilu čáry (a tedy poměr V/R) jsou nejspíš dány stejnými příčinami, které jsou zodpovědné za změnu radiální rychlosti centrální absorpce“. Které jsou to příčiny?

Špatná formulace. Vzhledem k tomu, že radiální rychlosti křídel čáry se téměř nemění, jsou změny V/R dány změnami centrální absorpce.

Neměnnost radiálních rychlostí křídel čáry => dvojhvězda málo pravděpodobná.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Jak plyne z obrázku 5.8, že nejde o korotující strukturu? Existují v aktuálních pozorovacích datech důkazy o existenci takových struktur?

Pokud by se jednalo o korotující strukturu, její radiální rychlost by neměla lineární závislost, ale měnila by se v čase periodicky.

O existenci korotující struktury se žádná studie nezmiňuje. Není totiž možné, aby z předchozích pozorování, kterých je velice málo, bylo něco takového vůbec zaznamenáno.

Připomínky, námitky a otázky oponentů radiální rychlost modrého píku čáry Ha

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Neexistuje náznak periody 132 resp. 66 dní (Bergner a kol., 1990) v datech získaných v této práci?

Perioda 132 dnů ani 66 dnů nebyla v datech získaných na observatoři v Ondřejově nalezena.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Na str. 45 a 46 se v souvislosti se změnami radiálních rychlostí čar kyslíku a křemíku uvádí, že v nich „ ... nelze vysledovat žádnou periodicitu“. Jak je to v případě čar vodíku, hélia a železa?

Čáry železa jsou na tom podobně jako kyslík i křemík. Mění se velmi nepravidelně, jejich změny jsou větší než stanovené nejistoty (viz str. 58-61).Radiální rychlosti helia měřeny nebyly, neboť profil čáry se mění od čisté absorpce, přes P Cygni profil až po čistou emisi. Čáry vodíku (především tedy čára Ha) byla proměřována velice důkladně – radiální rychlost modrého píku a červeného píku, centrální absorpce, průměrná radiální rychlost čáry, radiální rychlosti křídel. V případě jednotlivých píků – žádný trend, centrální absorpce – náznak periodicity, křídla – opět žádný trend.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Jaké kódy na testování periodicity byly použité?

V rámci přípravy článku do A&A byl použit Period 04 (Lenz & Breger, 2005), fytik (http://fityk.neito.pl), Levenberg-Marquardt, Nedel-Mead simplex a genetický algoritmus.

Vzhledem k tomu, že samotné testování na periodicitu bylo prováděno spoluautory článku a disertační práce by měla vypovídat o tom, co jsem udělala sama, testování pomocí těchto kódů v samotné práci neuvádím.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

…část textu přepsaná z internetové stránky dr. Šlechty (http://pleione.asu.cas.cz/~slechta/ccd/cosmic/cosmic.html) – není při čtení zřejmé, že jde o přebraný text a tento odkaz není navíc zmíněn ani v referencích.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Bylo by mylné se domnívat, že ondřejovský dvoumetrový dalekohled, nacházející se v nadmořské výšce pouhých 526 m n. m. je těchto problémů zbaven. Je sice pravda, že v této nadmořské výšce se už "pravé" kosmiky téměř nevyskytují, neboť je pohltí atmosféra Země, ale projevuje se přirozená radioaktivita Dewarovy nádoby, v níž je CCD čip uložen, a železné vidlice, v níž je Dewarova nádoba uložena.

(Šlechta, www stránka)

Díky tomu, že se dvoumetrový dalekohled v Ondřejově nachází v nadmořské výšce 526 m n. m., většina kosmického záření jako takového je již pohlcena atmosférou. Projevuje se zde spíše přirozená radioaktivita okolí čipu, především pak Dewarovy nádoby v níž je CCD kamera uložena.

(Kučerová, disertační práce)

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Čím si lze vysvětlit rozdílnou povahu změn radiálních rychlostí kyslíku a křemíku a čar vodíku, helia a železa?

Rozdílnou povahu radiálních rychlostí lze vysvětlit rozdílnými oblastmi vzniku čar – každá čára vzniká v různě vzdálených oblastech od hvězdy.

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Proč autorka nevyužila starší a dostupná vysokodisperzní spektra ELODIE (přes virtuální observatoř), která by mohla použít pro zvětšení časové základny? Obecnější interpretace, např. u ekvivalentní šířky čáry Halfa, v návaznosti na předchozí autory.

3 spektra (srpen 1994, listopad 1994, srpen 1995) výsledky z ELODIE spekter v práci jsou (Miroshnichenko

& Corporon, 1999) desetiletá přetržka => rozlišení v grafech se zhorší

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Připomínky, námitky a otázky oponentů

Fotometrie? TASS (The Amateur Sky Survey)

data se se spektroskopickými daty překrývají velmi málo