The nature of the variability of chemically peculiar stars

Mgr. Milan Prvák, Ph.D.

Disertační práce

Anotace:

Kontext: Chemicky pekuliární (CP) hvězdy jsou hvězdy hlavní posloupnosti se spektry vykazujícími neobvyklé vlastnosti ve srovnání s ostatními hvězdami srovnatelné hmotnosti, věku a efektivní teploty. Současná teorie tyto jevy vysvětluje abnormálním chemickým složením jejich povrchových vrstev. Tyto hvězdy běžně vykazují fotometrickou a spektroskopickou proměnnost. Ta je většinou popisována modelem skloněného rotátoru nebo modelem pevně rotující magnetosféry. Studium těchto hvězd zaznamenalo od jejich objevení velký pokrok. Byly vyvinuty metody odvození povrchového rozložení abundancí ze spektroskopie i z fotometrie. Předpokládá se, že se vnitřní stavba CP hvězd neliší od běžných hvězd srovnatelné spektrální třídy. Studium těchto poměrně vzácných objektů proto může pomoci prohloubit naše porozumění hvězdné fyzice. Cíle: V této práci se snažíme poskytnout obecný přehled o současném stavu výzkumu CP hvězd. Uvádíme několik metod používaných při rozboru CP hvězd k odvození abundančních obrazců, vysvětlení a výkladu jejich fotometrické a spektroskopické proměnnosti a určení jevů zodpovědných za jejich neobvyklé chování. Metody: K odvození abundančních map hvězdy V824 Cen ze změn profilu čar pozorovaných ve spektroskopii s vysokou disperzí používáme program INVERS12. Pomocí sítě modelů atmosfér vytvořených programy ATLAS12 a TLUSTY a umělých spekter vytvořených programem SYNSPEC předpovídáme fotometrickou proměnnost hvězdy typu Ap PHI Dra a rtuťově manganové hvězdy PHI Phe. Také vyvíjíme vlastní kód pro odvození rozložení intenzity světla z pozorované fotometrické proměnnosti. Tímto programem se snažíme vysvětlit proměnnost několika objektů vykazujících pekuliární chování. Výsledky: Uvádíme ilustrační příklad použití metody dopplerovského mapování, jímž odvozujeme předběžné mapy povrchového rozložení několika prvků hvězdy V824 Cen. Umělá světelná křivka PHI Dra se dobře shoduje s fotometrickými pozorováními, zatímco předpovězená proměnnost PHI Phe vystihuje pozorované chování alespoň kvalitativně. Náš kód úspěšně vysvětluje obecnou povahu světelných změn většiny studovaných objektů, ačkoliv některé detaily proměnnosti nejsme schopni uspokojivě vysvětlit rotačně modulované proměnnosti hvězdy s fotosférickými skvrnami. Závěry: Docházíme k závěru, že fotometrické změny hvězdy PHI Dra jsou způsobeny přerozdělením energie ve spektru způsobeným zejména vázaně--vázanými přechody železa a vázaně--volnými přechody křemíku. Proměnnost PHI Phe je způsobena absorbcí v čarách yttria a titanu. Ukazujeme, že proměnnost bílého trpaslíka GALEX J014636+323615 je možné vysvětlit nerovnoměrným povrchovým rozložením intenzity světla a rotací hvězdy. V případě hvězdy hlavní posloupnosti KIC 11560273 a pravděpodobného podtrpaslíka HD 144941 vysvětluje model v obecných rysech vzhled světelné křivky, avšak drobné detaily proměnnosti musejí být způsobeny jiným mechanismem než fotosférickými skvrnami. Ukazuje se, že náš program je užitečným nástrojem pro vysvětlení fotometrické proměnnosti CP hvězd, co do spolehlivosti určení šířek se ovšem nevyrovná dopplerovskému mapování.

Abstract:

Context: Chemically peculiar (CP) stars are upper main sequence stars with spectra showing unusual features compared with other stars of comparable mass, age, and effective temperature. The current theory explains these phenomena by abnormal chemical composition of the surface layers of the stars. These stars commonly exhibit photometric and spectroscopic variability. This is usually described using the model of oblique rotator or the model of rigidly rotating magnetosphere. A lot of progress in the study of these stars has been made since they were first discovered. Methods have been developed to derive surface abundance distribution from spectroscopy and photometry. It is assumed that the internal structure of the CP stars does not differ from that of normal stars of comparable spectral class. The study of these relatively rare objects can therefore prove extremely useful in providing insight and in extending our understanding of the stellar physics. Aims: In the present work we aim to provide a general overview of the current state of the CP stars reserach. We show several methods employed in the analysis of the CP stars to derive surface abundance structures, to model, explain, and interpret their photometric and spectroscopic variability, and to identify the process responsible for the unusual behaviour of these objects. Methods: We employ the code INVERS12 to derive abundance maps of the star V824 Cen from the spectral line profile variations observed in high-dispersion spectroscopy. Using a grid of ATLAS12 and TLUSTY model atmospheres and SYNSPEC synthetic spectra, we predict photometric variability of the Ap star PHI Dra and the HgMn star PHI Phe. We also develop our own code to derive light intensity maps from observed photometric variability. We apply this code to explain the variability of several objects exhibiting CP star-like behavior. Results: We give an illustratory example of usage of the Doppler imaging technique, deriving preliminary abundance maps of several elements of the star V824 Cen. The synthetic light curve of PHI Dra in the visible part of the spectrum is in good agreement with the photometric observations of the star, whereas the predicted variability of PHI Phe qualitatively matches the observed behavior. Our code succeeds in explaining the general character of the light variability of most of the studied objects, although some minor features cannot be satisfactorily described by rotation-modulated variability of a star with photospheric spots. Conclusions: We conclude that the photometric changes of the star PHI Dra are caused by spectral energy redistribution mainly due to bound-bound transitions of iron and bound-free transitions of silicon. The variability of PHI Phe is caused by absorption on lines of yttrium and titanium. We show that the variability of the white dwarf GALEX J014636+323615 can be explained by inhomogeneous surface distribution of light intensity and rotation of the star. In case of the main-sequence star KIC 11560273 and the suspected subdwarf HD 144941, the model explains the general appearance of the light curve, but mechanisms other than the photospheric spots must be responsible for some minor features of the variability. Our code turns out to be a handy tool for explaining the photometric variability of CP stars, but doesn't compare to the reliability of the Doppler imaging in deriving the correct distribution of abundances in latitude.

Keywords

hvězdy, chemicky pekuliární, proměnné, atmosféry, stars, chemically peculiar, variables, atmospheres

Jazyk práce: angličtina

Datum vytvoření / odevzdání či podání práce: 7. 6. 2019

Obhajoba závěrečné práce

• Obhajoba proběhla 4. 9. 2019
• Vedoucí: prof. Mgr. Jiří Krtička, Ph.D.
• Oponent: doc. Ernst Paunzen, Dr., prof. Oleg Kochukhov, Ph.D.

Masarykova univerzita

Přírodovědecká fakulta

Doktorský studijní program / obor:
Fyzika (čtyřleté) / Teoretická fyzika a astrofyzika