Novinky

Na čem pracujeme: Velmi hmotné hvězdy v přechodových stádiích v galaxii M33

V práci postavené na podrobných spektroskopických měření z dalekohledu Gemini studovali stelární odborníci pětici velmi hmotných hvězd v galaxii M33 a jejich vývojový stav. Pokročilé vývojové fáze velmi hmotných hvězd jsou spojeny s epizodami ztráty hmoty prostřednictvím nestabilit. Klíčem ke správnému určení vývojového stádia je správný popis složení a geometrie vyvržené okolohvězdné hmoty společně se spolehlivým určením hvězdných parametrů.

Po teoretické stránce se modely vývoje hvězd v posledních létech výrazně zlepšily včetně odhadů ztráty hmoty v pokročilých fázích vývoje. Tyto odhady jsou založeny na fyzikálně dobře podložených teoriích. Posouzení množství ztráty hmoty je klíčové ke spolehlivým předpovědím další budoucnosti těchto hvězd. Pozorování hvězd, u nichž došlo k eruptivním událostem, však poukazují na občasný nesoulad s teoretickou předpovědí získanou na základě konvenčního mechanismu zářením hnaného hvězdného větru. Důvodem je především to, že jevy probíhající v obálce vyvinuté hvězdy a v jejím těsném okolí (pulsace, velká rotační rychlost, setkání s blízkými souputníky nebo rázové vlny) ztrátu hmoty výrazně zvětšují.

Typy hvězd jako jsou modré svítivé proměnné, B[e] nadobři nebo žlutí veleobři, které na Hertzsprungově-Russelově diagramu nalezneme blízko sebe, jsou zřejmě přímými důsledky epizodické ztráty hmoty. Jakkoli jsou tyto třídy objektů dobře ukotveny z hlediska jejich pozorovacích parametrů, přímé vývojové propojení k větvi červených nadobrů je nejasné. Zrovna tak není zřejmé, zda tyto typy nepředstavují jakousi vývojovou sekvenci. Buď jak buď, ze spektroskopického hlediska všechny tři typy hvězd vykazují jasné indicie svědčící pro existenci okolohvězdné látky, pravděpodobně vyvržené z povrchu hvězdy.

Studium těchto typů hvězd v naší Galaxii a jejich vzájemné porovnání je bohužel často zatíženo značnou chybou v určení vzdálenosti. M. Kourniotis a M. Kraus z ASU z tohoto důvodu raději studovali hvězdy v galaxii M33 (která se na obloze promítá do souhvězdí Trojúhelníku), kde problémy s nejistotou ve vzdálenosti odpadají – všechny hvězdy v této galaxii jsou od nás „stejně daleko“ a nejistota vzdálenosti galaxie samotné není pro vzájemné porovnání podstatná. Astronomové si pro bližší studium vybrali pětici horkých hvězd, pro něž získali podrobnější údaje ze světových přístrojů. K dispozici měli jednak fotometrické sady z přehlídky LGGS, z mikrovlnné přehlídky 2MASS, také pozorování z přístrojů Spitzer, IRAC a MIPS. Také získali pozorovací čas na přístroji GNIRS na osmimetrovém dalekohledu Gemini a pro všech pět hvězd změřili spektra v mikrovlnné oblasti, v níž se vyskytují čáry molekuly CO. Ta je dobrý indikátorem existence chladného molekulového plynu v okolí hvězdy.

Veškerá pozorování byla celkově zpracována v součinnosti s teoretickým modelem. Model posloužil jednak k určení základních parametrů hvězd, ale také k popisu atmosfér těchto hvězd a vlastností hvězdné obálky, pokud byly pro jejich přítomnost indicie v pozorování. Dvě ze studovaných hvězd s označením J013248.26+303950.4 a J013442.14+303950.4 nenesou známky přítomnosti chladného molekulového plynu ve svém okolí. První proto, že je příliš horká a v jejím okolí se tedy nemohou molekuly tvořit, druhá proto, že buď fází rudého nadobra prošla před dlouhým časem, nebo že molekulového plynu je v jejím okolí příliš málo. Hvězda J013333.22+303343.4 je kandidátem na B[e] nadobra obklopeného diskem molekulového plynu. Vysoká proměnnost čar molekuly CO svědčí buď o přítomnosti pulsací nebo o silné interakci hvězdy s jejím okolí například prostřednictvím polárních výtrysků. Hvězda J013235.25+303017.6 je horkou hvězdou typu Oe, u níž emisní čáry pocházejí z  cirkumstelárního disku zformovaného v raných fázích vývoje hvězdy. A konečně J013406.63+304147.8, nejteplejší ve vzorku hvězd, je pravděpodobně doprovázena slabším průvodcem, jehož přítomnost by vysvětlovala jak vysokou svítivost systému, tak přítomnost cirkumbinárního disku, v němž by se hromadil materiál vyvržený ze systému.

Autoři poznamenávají, že analýza těchto hvězd rozhodně není u konce. Ukazují však, že pro správné posouzení vývojového stádia horkých hmotných hvězd je bezpodmínečně nutné využívat nejmodernějších pozorování v součinnosti s jejich interpretací s pomocí nejlepších dostupných modelů. A i když jsou si některé hvězdy velmi podobné, každá z nich je ve skutečnosti jedinečná a její skutečné vlastnosti závisejí na více okolnostech.

Michal Švanda

Citace práce

Kourniotis, M., Kraus, M. a kol., On the evolutionary state of massive stars in transition phases in M33, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 480 (2018) 3706-3717, preprint arXiv:1808.00008

Kontakt: Dr. Michail Kourniotis, michail.kourniotis@asu.cas.cz