Novinky

Na čem pracujeme: Nový pohled na vyvinuté hyperobry v Magellanových oblacích

Velmi hmotné hvězdy, které přežijí fázi červených nadobrů, dožívají v krajnostech. Jejich nestabilní atmosféry napomáhají epizodickým výronům hmoty, které jednak mění jejich vzhled pro vzdáleného pozorovatele a hvězdy tak doslova klamou tělem, ale také silně ovlivňují své okolí. Tým astronomů vedený Michalisem Kourniotisem a Michaelou Kraus z ASU se zaměřil na zpřesnění údajů o osmi veleobřích hvězdách nacházejících se v sousedních galaxiích Magellanových oblaků. 

Teorie předpovídá, že hvězdy s hmotnostmi 17 – 20 hmotností Slunce jsou typickými předchůdci výbuchů supernov typu II. Z pozorování je však známo, že existují rudí veleobři s hmotnostmi vyššími než je tento limit, což je poněkud matoucí, protože není zřejmé, co by se s těmito hvězdami mělo dít v závěru jejich života. Někteří odborníci navrhují, že takové hvězdy přímo kolabují na černou díru, pak se mluví o tzv. nepovedených supernovách. Jiní naznačují, že tyto velmi hmotné hvězdy různými nestabilitami přijdou o podstatnou část svých vodíkových obálek, takže se z pohledu vnějšího pozorovatele vyvinou směrem k vyšším teplotám na Hertzsprungově-Russelově diagramu, snad do oblasti Wolfových-Rayetových hvězd nebo k modrým svítivým proměnným.

Žlutí hyperobři jsou daším zajímavým typem veleobřích hvězd a jsou synonymem pro vývojové stádium obřích hvězd spektrálních typů F až G. Ty prošly fází rudého veleobra a již ztratily značnou část své počáteční hmotnosti. Jejich atmosféry jsou velmi rozsáhlé, podléhají turbulentním pohybům, pulzacím a dalším nestabilitám, které mohou vést k rozsáhlým výronům látky do cirkumstelárního prostředí. V okamžiku výronu z hlediska pozorovatele dojde k významnému poklesu jasnosti hvězdy, neboť se vytvoří chladná neprůhledná pseudofotosféra, která skutečnou fotosféru hvězdy zastíní.

Žlutých hyperobrů je v literatuře známo velmi málo, přičemž k vyznačení počtu těch opravdu dobře studovaných postačí prsty jedné ruky. Přesto hrají velmi hmotné hvězdy velmi důležitou roli prubířských kamenů v popisu struktury a vývoje hvězd. Jednou z nejlépe prozkoumaných je ρ Cas, o níž jsme v tomto seriálu již v minulosti psali. Mimo Mléčnou dráhu je známa jedna taková hvězda v galaxii M33 a možný další kandidát tamtéž. Jejich nízký počet mimo jiné souvisí s tím, že fáze žlutého hyperobra trvá velmi krátkou dobu, takže pravděpodobnost zastižení obří hvězdy právě v tomto stádiu je velmi malá. I proto může být užitečné věnovat se obřím hvězdám ve vývojových fázích blízkých stádiu žlutého hyperobra.

Autoři představovaného článku se zaměřili na detailní studium obřích hvězd v blízkých Magellanových oblacích. Ze známých přehledů vybrali osmici hvězd, které byly historicky klasifikovány jako hyperobři na základě jejich svítivosti a přítomnosti emise ve vodíkové čáře Hα. Čtyři z těchto hvězd měly v katalozích určenou spektrální třídu A, zbývající čtveřice spadala do tříd F a G. Dodatečná pozorování byla získána na 2,2metrovém dalekohledu na observatoři La Silla v Chile, na němž je umístěn citlivý spektrograf FEROS s vysokým spektrálním rozlišením. To umožnilo rozlišit celou řadu spektrálních čar a zjišťovat jejich parametry. Spektrograf pokrývá celou oblast viditelného spektra i část blízké infračervené oblasti. Dalším dostupným materiálem byla archivní barevná fotometrie, která je k dispozici z mnoha pozemních i družicových přehlídkových projektů. Vybrané hvězdy mají hvězdné velikosti do 10 magnitud, jsou tedy pro přehlídkové projekty snadnými cíli. V hledáčku přehlídky ASAS-3 se vybrané hvězdy mezi roky 2000 a 2009 objevily opakovaně, takže je možné studovat jejich proměnnost na škálách desítek dnů až roků.

Autoři nejprve velmi pečlivě určili základní parametry těchto hvězd. Přesné určení stelárních parametrů je klíčem k stanovení jejich vývojového stavu. Jedním z nejdůležitějších parametrů bylo určení povrchové teploty, neboť dřívější údaje dostupné v katalozích mohly být nepřesné hned z několika důvodů. Autoři použili robustní metodu využívající poměry hloubek vybraných absorpčních čar kovů. U vybraných hvězd ale nebylo možné použít předvybranou sadu čar sestavenou pro hvězdy v naší Galaxii, a to proto, že hvězdy v Magellanových mračnech mají obecně nižší metalicitu. Autoři porovnávali změřené vlastnosti vybraných čar s vlastnostmi určenými z matematického modelu atmosféry hvězdy. K výpočtu modelových spekter využili autoři hned několika v komunitě rozšířených kódů, které jsou sice široce použitelné, ale optimálně fungují vždy pro hvězdy určitých typů. Spektroskopicky určené teploty pak pomohly při konstrukci spektrálního rozdělení zářivé energie a také omezit svítivost hvězd. Od toho již byl jen krůček k posouzení vývojového stádia studovaných stálic na základě vývojových modelů.

Čtveřice hvězd typu A vykazuje široký rozsah povrchových teplot mezi 9000 a 10 500 K. Jejich spektrofotometrický profil je velmi podobný. Tvar vodíkových čar je ovlivněn existencí hvězdného větru, o jehož přítomnosti svědčí i přebytek infračerveného záření. Hvězdy zřejmě nejsou obklopeny prachovou obálkou, která by byla důsledkem předchozích epizodických ztrát hmoty. U studovaných A hvězd se také nepozorují charakteristiky známé u modrých svítivých proměnných, které jsou na cestě do modřejších oblastí H-R diagramu. Tyto hvězdy naopak vykazují typické vlastnosti hvězd ve fázi veleobrů rané spektrální třídy A, kteří se na H-R diagramu pohybují v opačném směru, tedy k nižším teplotám. Jedině snad hvězda HD33579 by mohla být ve fázi, kdy se její pohyb k červeným hvězdám zpomaluje. Odhalené cyklické změny jasnosti pak naznačují možný výskyt nestabilit, které by snad mohly v blízké budoucnosti vést k eruptivním událostem.

Zbývající čtyři hvězdy spektrálních typů F a G vykazují významné rozšíření spektrálních čar makroturbulentními pohyby, které zjevně souvisejí s velkorozměrovými pohyby v atmosféře. Hvězdy, jejichž teploty jsou v rozsahu 5000 až 7000 K a svítivosti přesahují stotisícnásobek svítivosti Slunce, se projevují velmi energetickými procesy ve svých atmosférách. Silná čára Hα svědčí pro množství rekombinovaného plynu, který směřuje v radiálním směru ke hvězdě nebo od ní. U tří z hvězd byly identifikovány multiperiodické neradiální pulzace, přičemž u HD269723 některé z period zřejmě odpovídají časovým proměnám cirkumstelární prachové obálky. Tato hvězda zřejmě nedávno opustila fázi rudého veleobra a podléhá dynamickým nestabilitám. HD269953 má zřejmě průvodce obklopeného akrečním diskem. Hvězda je nejchladnějším zástupcem žlutých hyperobrů ve studovaném vzorku. Pravidelné pulzase hvězdy HD271182 byly přerušeny energetickou událostí, při níž zdánlivá jasnost hvězdy poklesla o 0,4 magnitudy. Hvězda je zřejmě umírněným analogem ρ Cas a v roce 2017 u ní došlo k významnému vyvržení prachu do hvězdného okolí. Svítivost této hvězdy zřejmě nastavuje hranici pro hvězdy vykazující vývoj po fázi rudého veleobra. Svítivost HD271182 přesahuje svítivosti žlutých hyperobrů v naší Galaxii, což může být důsledek obecně nižší metalicity hvězd v Magellanových oblacích.

Práce ukazuje, že pokud se chceme více dozvědět o vzácných typech kosmických objektů, nemůžeme se omezovat na jejich studium jen v bezprostřední blízkosti. Dnešní pozorovací techniky umožňují studium jasných zástupců i v sousedních galaxiích, musíme však brát v úvahu jejich specifičnost, vyplývající z jiných podmínek, které v cizích galaxiích mohou panovat.

Michal Švanda

Citace práce

M. Kourniotis, M. Kraus, O. Maryeva a kol., Revisiting the evolved hypergiants in the Magellanic Clouds, Montly Notices of the Royal Astronomical Society v tisku, preprint arXiv:2202.04667

Kontakt: Dr. Michaela Kraus, michaela.kraus@asu.cas.cz