Hmota přitékající na kompaktní složku je strhávána do akrečního disku. Při tomto pádu v gravitačním poli se uvolňuje potenciální energie materiálu, materiál disku se prudce ohřívá a stává se zdrojem rentgenového záření. Obzvláště zajímavými systémy jsou pak interagující dvojhvězdy s hvězdami o velké hmotnosti. V tom případě obíhá kompaktní objekt, zde neutronová hvězda nebo černá díra, hmotnou hvězdu raného spektrálního typu, typicky nadobra O nebo B. Takové hmotné hvězdy jsou známy vysokou intenzitou hvězdného větru, v řádu několika miliontin hmotnosti Slunce za rok. Vítr je hnaný absorpcí a rozptylem záření horké hvězdy ve spektrálních čarách, kdy fotony předávají látce moment hybnosti a urychlují ji až na 1500 km/s. Charakter hvězdného větru primáru je silně ovlivněn působením nejen gravitace sekundáru, ale i rentgenovým zářením z jeho okolí, které mění jeho ionizační stav. Analytické a semiempirické modely však takovou situaci postihují nepřesně.
Jan Čechura a Petr Hadrava z AsÚ využili ke studiu takového systému nově vyvinutý počítačový program vlastní provenience, který umožňuje současné řešení hydrodynamických rovnic a zjednodušeného modelu interakce záření s látkou. Protože jsou všechny komponenty kódu pod uživatelovou kontrolou, je možné vypínat a zapínat jednotlivé části fyzikálního modelu dvojhvězdy a separátně studovat jejich vliv na výsledek.
Program použili pro studium systému Cygnus X-1, vůbec prvního kandidáta na černou díru hvězdné hmotnosti, objeveného v roce 1964. Systém se skládá z černé díry obíhající hmotného nadobra spektrální třídy O9.7. Některé fundamentální parametry systému zůstávají i přes desítky let trvající výzkum stále poněkud nejisté, například hmotnosti obou složek jsou známy s velkými nepřesnostmi. J. Čechura z dovoleného rozmezí zvolil primár s hmotností 24násobku a černou díru 16násobku hmotnosti Slunce. Efekty nejrůznějších fyzikálních procesů byly studovány nejprve ve dvou rozměrech v souřadnicovém systému fixovaném na oběžnou rovinu obou složek a sledujícím jejich vzájemný pohyb; dvojrozměrné přiblížení je méně náročné na výpočetní výkon a umožnilo tedy operativnější průzkum možných efektů. Získané závěry pak byly prověřeny i v plně trojrozměrné simulaci.
Simulace přesvědčivě ukazují zachycování materiálu v potenciálové jámě sekundáru a vznik akrečního disku. Velikost disku silně závisí na množství tohoto materiálu a klesá s rostoucí rychlostí větru proudícího kolem sekundáru. Vzhledem k tomu, že je rychlost tohoto větru lokálně nadzvuková, před sekundárem obklopeným diskem se formuje čelní rázová vlna, jež odklání hustý materiál za sekundár a utváří obálku ve tvaru protaženého ohonu. Obtékání ovlivňuje také Coriolisova síla vyplývající ze vzájemného oběhu obou složek, což má na tvar disku také vliv.
Vzhledem k absolutní kontrole nad parametry modelu bylo také možné vyšetřit vliv nejistot ve stanovení fundamentálních parametrů systému. Ukazuje se, že na výslednou podobu větru má nejistota v určení hmotnosti sekundáru relativně malý vliv. Naproti tomu započtení druhotné ionizace plynu rentgenovým zářením vynikajícím ve vnitřních částech disku má vliv obrovský. Mluvíme o tzv. rentgenové zpětné vazbě, kdy změna rychlosti akrece vyvolává změnu rentgenového toku, který ovlivňuje ionizaci hvězdného větru, tím mění účinnost jeho urychlování zářením nadobra a zpětně tak ovlivňuje rychlost akrece.
Výsledky poukazují na důležitost započtení vlivu rentgenového záření od sekundáru na charakter hvězdného větru primáru. Rentgenové záření prostřednictvím ionizace nalétající materiál zpomaluje a tak umožňuje zachycení většího množství. Na druhou stranu, pokud ionizační oblast dosahuje až k povrchu primáru, zabraňuje větru dosáhnout únikové rychlosti a efektivně tak dokáže odstřihnout akreci od zdroje materiálu. Oscilace mezi těmito dvěma stavy mohou řídit výsledný tok rentgenového záření a vysvětlit tak proměnnost záření takových dvojhvězd jak v rentgenovém tak v optickém oboru. Autoři dále poukazují na nesmírnou hrubost analytických a semiempirických přístupů v popisu takovýchto systémů. Tvorba shluků nebo vznik hydrodynamických nestabilit nejsou těmito jednoduchými modely vůbec popsány a jejich použitím je tedy možné dojít k nesprávným výsledkům.
Popiska obrázku: Rozložení hustoty, rychlosti a tzv. ionizačního parametru hvězdného větru v oběžné rovině dvojhvězdy při nízkém (nahoře) a vysokém (dole) stavu rentgenovského záření. Černá díra se nachází v bodě o souřadnicích (1,0), střed nadobra v bodě (0,0)
Reference: Čechura, J. & Hadrava, P., Stellar wind in state transitions of high-mass X-ray binaries, Astronomy&Astrophysics in press, arXiv:1412.3924
Kontakt: Mgr. Jan Čechura, Ph.D., cechura@astro.cas.cz
Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR. |
