Studium B [ e ] hvězd

1. Blanka Kučerová Ústav teoretické fyziky a astrofyziky Přírodovědecká fakulta, Masarykova univerzita, Brno Studium B[e] hvězd

2. 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 apozorováních • pomocí spektroskopických dat z 2m dalekohledu v Ondřejově

3. 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 současnosti v popředí zájmu

4. 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

5. 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

6. Co jsou B[e] hvězdy? • 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

7. Spektrum MWC 342 v okolí čáry Ha a Hb

8. Pozorování a redukce spekter • data nasnímána 2m dalekohledem naAstronomickém ústavu AV ČRv 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

9. 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, taskapall, skybox= 1

10. Analýza dat • oblasti kolem Ha a Hb Ha, 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

11. Analýzadat • monitorování průběhu čáry Ha

12. Analýzadat • barevná „šedá“ reprezentace čáry Ha

13. Analýzadat • změny V/R čáry Ha

14. Analýzadat • ekvivalentní šířka čáry Ha

15. Analýzadat • radiální rychlost modrého píku čáry Ha

16. Analýzadat • radiální rychlost centrální absorpce čáry Ha

17. Analýzadat • helium • profil - od čisté absorpce, přes P Cygni profil až po čistou emisi; inverzní P Cygni profil

18. Analýza dat • krátkodobé změny

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

20. Analýzadat • kyslík – barevná „šedá“ reprezentace

21. Model? Ha He I Si II Fe II [O I]

22. 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

23. 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

24. 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.

25. 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.

26. 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.

27. 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/

28. 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.

29. 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).

30. 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.

31. 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.

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

33. 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.

34. 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.

35. 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.

36. 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.

37. 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)

38. 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.

39. 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

40. Připomínky, námitky a otázky oponentů

41. Připomínky, námitky a otázky oponentů • Fotometrie? • TASS (The Amateur Sky Survey) • data se se spektroskopickými daty překrývají velmi málo