Novinky

Na čem pracujeme: Disky okolo emisních horkých hvězd

Horké hvězdy spektrálního typu B jsou trvalým zájmem výzkumu pracovníků Stelárního oddělení ASU. Některé z těchto hvězd jsou obklopeny rozsáhlými obálkami plynu a prachu, které mají pravděpodobně formu disku. Vznik těchto obálek není ani zdaleka vyjasněn. Grigoris Maravelias a Michaela Kraus z ASU vedli studii zabývající se hned osmi takovými hvězdami s cílem hledat mezi nimi podobnosti.

Zmíněné hvězdy jsou mezi astronomy známy jako tzv. Be hvězdy, kde písmenko e značí, že ve spektru těchto hvězd lze nalézt emisní čáry. Je-li tento přívlastek obklopen ještě hranatými závorkami, mluvíme pak o B[e] hvězdách, je tím naznačeno, že přinejmenším některé z těchto emisních čar patří mezi tzv. zakázané, tedy takové, jež se realizují pouze za podmínek běžných v kosmickém prostoru, nejčastěji v prostředí s nízkou hustotou.

Jaký je však mechanismus vzniku této okolohvězdné hmoty? V literatuře lze nalézt mnoho hypotéz s cílem tento fenomén vysvětlit, ale jejich úspěšnost je různá. Pozorování totiž zatím neumožňují tyto hypotézy dostatečně omezit. K tomu by mohlo vézt například poznání struktury disků okolo těchto hvězd.

A právě to bylo cílem práce, již vedli G. Maravelias a M. Kraus ze Stelárního oddělení ASU. V práci publikované v Monthly Notices of the Royal Astronomical Society studovali dlouhodobá spektroskopická pozorování osmi hvězd klasifikovaných jako B[e]SG, což je celá polovina ze všech známých hvězd tohoto typu v naší Galaxii. Pro úplnost připomínáme, že ono SG značí nadobra. Spektroskopická data byla získána v rámci kampaní na velkých světových dalekohledech, v optické oblasti spektrografem FEROS, instalovaným na dalekohledech Evropské jižní observatoře, kde tato pozorování probíhala řídce již od roku 1999, systematicky pak v období 2014-2016. Optická měření doplňují data pořízená v infračerveném oboru s pomocí spektrografu CRIRES na dalekohledu VLT Evropské jižní observatoře a také GNIRS na dalekohledu Gemini Sever.

Pořízená spektra zobrazují oblasti s výskytem čar těžších chemických prvků (např. vápníku nebo kyslíku) nebo jejich oxidů (oxidu uhelnatého nebo oxidu křemíku). Výhodou provedené analýzy je to, že spektrální čáry jednotlivých chemických látek vznikají při jiných teplotách okolohvězdného média a proto je možné takto studovat teplotní strukturu disku. To samozřejmě nelze bez matematického modelování, které na základě předepsaných vlastností látky vypočte modelový vzhled spektrální čáry a až porovnáním jejího vzhledu s reálným pozorováním se lze dozvědět o reálných poměrech v plynu okolo dané horké hvězdy. Model použitý astronomy v představované práci vycházel z představy, že daná oblast, v níž se formuje ta která spektrální čára, má tvar tenkého prstence. Prstenec obíhá hvězdu rychlostí odpovídající čistě gravitačnímu působení. Pohyby jednotlivých částic však nejsou čistě oběžné, obsahují i příspěvek náhodných rychlostí. V případě, že by porovnání modelu a pozorování vedlo k nerealistické velikosti náhodných rychlostí, tento fakt autoři interpretovali jako známku narušení předpokladů a pro lepší model použili představu širokého prstence. Autoři podotýkají, že alternativní geometrické modely, např. obálky připomínající spíše přesýpací hodiny nebo spirální ramena nelze použitou metodologií vyvrátit.

Jak tedy vypadají disky kolem osmice studovaných hvězd? Ve všech případech mají disky víceprstencovou strukturu, v níž jsou oblasti tvorby spektrálních čar jednotlivých chemických látek odděleny, ale struktura látky okolo každé ze studovaných hvězd je unikátní. To svědčí o netriviální teplotní struktuře. V některých případech je tato struktura dlouhodobě stabilní, v jiných je pozorována proměnnost síly spektrálních čar svědčící o změnách v disku.

Ilustrace struktur disků okolo B[e] nadobrů naznačuje pořadí oblastí s výskytem určitých spektrálních čar od hvězdy. Jejich velikosti a vzdálenosti nejsou v měřítku. Obrázek však ukazuje, že v pořadí jednotlivých prstenců není u studovaných hvězd žádná pravidelnost. Pod kotoučkem odpovídajícím každé hvězdě je uvedena její hmotnost ve hmotnostech Slunce. Úsečky nad řádky naznačují typickou šířku prstenců v rychlostní škále.

V hledání původce okolohvězdné hmoty u B[e] hvězd jsou důležité dvě třídy modelů. Jedna třída vychází z toho, že značná část horkých hvězd jsou dvojhvězdy a obálka je důsledkem dvojhvězdné interakce, v případě studovaného vzorku patřila jeho polovina ke známým dvojhvězdám. V třech případech je obálka tzv. cirkumbinární, tedy obaluje celou dvojhvězdu, což by bylo v souladu s dvojhvězdným původem hmoty. Avšak v případě hvězdy čtvrté se detekovaný disk nachází pouze kolem primární složky, složka druhá je od primáru dále. To naopak dvojhvězdné hypotéze neodpovídá.

Druhá třída modelů si vystačí s osamocenou hvězdou a předpokládá, že pozorovaný disk je důsledkem vyvržení látky pulsacemi nebo jinými nestabilitami. Někteří autoři se domnívají, že B[e] nadobři jsou následovníky tzv. žlutých hyperobrů, přičemž v této fázi hvězdy mohutně ztrácejí hmotu právě obřími pulsacemi.

Ani předběžné porovnání se světelnými křivkami z přehlídky ASAS nevneslo do problému více jasno. I přesto přináší studie, v níž hráli důležitou roli astronomové z ASU, do problematiky B[e] hvězd nové údaje, které časem jistě povedou k odhalení podstaty závoje, za nímž se tyto hvězdy schovávají.

Michal Švanda

Citace práce

G. Maravelias, M. Kraus a kol., Resolving the kinematics of the discs around Galactic B[e] supergiants, Monthly Notices of Royal Astronomical Society 480 (2018) 320-344, preprint arXiv:1807.00796.

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