Výzkumy v ASU AV ČR (178): Wray 15-906: kandidát na modrou svítivou proměnnou

Oblohové přehlídky v infračervené oblasti spektra prováděné kosmickými dalekohledy Spitzer, Herschel nebo WISE nabízejí poměrně bohatý materiál pro studium interakcí hmotných hvězd s jejich okolním prostředím. Vysoká citlivost těchto přístrojů umožnila nově detekovat množství doposud neznámých okolohvězdných mlhovin, čelních rázových vln v astrosférách některých hvězd, prachových vln nebo planetárních mlhovin. Následné spektroskopické studie vedly k objevu nových exemplářů vzácných hvězdných typů, například modrých svítivých proměnných nebo horkých Wolfových-Rayetových hvězd, ale i dalších. 

 

Z typů hvězd objevených skrz detekci okolohvězdné obálky patří modré svítivé proměnné mezi ty nejzajímavější. Tyto hvězdy jsou typické nepravidelnými změnami vzhledu spektra a změnami jasnosti na škálách měsíců až desítek let, což vede k jejich zdánlivému pohybu na Hertzsprungově-Russelově diagramu v „barevném“ směru. Hvězda nepravidelně červená, modrá a opět červená, jak se mění její povrchová teplota. Další typickou vlastností modrých svítivých proměnných jsou okolohvězdné obálky nejrůznějších tvarů s parsekovými rozměry. 

 

Kromě již zmíněných sedmnácti jistých galaktických zástupců této skupiny hvězd je pár desítek hvězd, jejichž vlastnosti jsou modrým svítivým proměnným podobné. Může jít o hvězdy, které se do stádia modrých svítivých proměnných teprve dostanou, nebo v něm už byly. 

 

Modré svítivé proměnné jsou zajímavé zejména proto, že pravděpodobně představují velmi důležitou fázi vývoje velmi hmotných hvězd. Někteří autoři předpokládají, že modré svítivé proměnné jsou posledním stádiem hvězd s hmotnostmi kolem 25 hmotností Slunce před gravitačním kolapsem jejich jádra a výbuchem jako supernova typu II. Ve fázi modré svítivé proměnné se tyto hvězdy nacházejí relativně krátce, mnohem méně než milion let. Počítačové modely naznačují, že tato fáze odpovídá poslední epizodě spalování vodíku v jádře (hvězda je horká), jejímu následnému přechodu ke spalování vodíku ve slupce (hvězda „zčervená“) a zapálení hélia v jádře (hvězda opět „zmodrá“). To jsou kritické fáze, u nichž je extrémně důležité porovnávat výsledky počítačových modelů s reálnými pozorováními. 

 

Hvězda Wray 15-906 byla objevena v šedesátých letech a zařazena do katalogu hvězd s přítomností emisních čar. Její klasifikace se postupem času měnila, od Wolfovy-Rayetovy hvězdy až po hvězdu symbiotickou. V infračervených přehlídkách se ale jednoznačně ukázala cirkumstelární obálka kolem této hvězdy, což připoutalo pozornost Olgy Maryevy z ASU a jejích spolupracovníků. Autoři shromáždili působivý pozorovací materiál. Kromě již zmíněných infračervených přehlídek hvězdu vyhledali i v archívech dalších pozorovacích projektů a v letech 2012 až 2020 současně prováděli vlastní spektroskopický monitoring s pomocí desetimetrového dalekohledu SALT v Jihoafrické republice. Tato pozorování byla doplněna vlastní fotometrií z menších jihoafrických dalekohledů. 

 

Hvězda Wray 15-906 vykazuje velmi bohaté spektrum emisních čar dominované vodíkovými čarami Balmerovy série a čarami neutrálního hélia s tzv. profilem P Cygni, což je známkou rozpínající se obálky. Ve spektru lze nalézt emisní čáry i dalších prvků, např. dusíku, železa, křemíku nebo hliníku. Spektrum je vzhledově velmi podobné typické katalogizované modré svítivé proměnné, ale má i vlastnosti odpovídající spíše Wolfovým-Rayetovým hvězdám. 

 

Základní parametry této hvězdy (jako poloměr, hmotnost nebo svítivost a další) byly odvozeny z počítačového modelu, přičemž referenční vzdálenost autoři vypočetli na základě měření paralaxy družicí Gaia. Parametry modelu byly vypočteny fitováním, tedy porovnáním předpovězených pozorování s těmi skutečnými. Protože různá pozorování jsou citlivá na různé modelové parametry, proběhlo toto fitování v několika krocích. 

 

Modré svítivé proměnné jsou typické svojí spektrální i fotometrickou proměnností na škále měsíců až let. Wray 15-906 během osmiletého monitoringu neukázala významnou spektroskopickou proměnnost. Na druhou stranu, jisté změny v profilech spektrálních čar zaznamenány byly, ty však nejspíše souvisejí se změnami rychlosti ztráty hmoty hvězdným větrem. Fotometrické světelné křivky ovšem proměnnost vykázaly. Autoři odvodili, že hlavní perioda změn je blízká 1700 dnům. 

 

Suma sumárum je hvězda Wray 15-906 modrým veleobrem s počáteční hmotností zřejmě 25 hmotností Slunce. Povrchové zastoupení hélia činí podle měření 65 procent, což je typické pro modré svítivé proměnné. Z vysokého zastoupení hélia vyplývá, že hvězda již prošla fází rudého veleobra a zřejmě je na konci fáze hoření hélia v jádře. Vývojový věk této hvězdy odpovídá sedmi až osmi milionům let. Pokud má tato hvězda nízkou rotační rychlost, zbývá jí jen pár tisíc let života než vybuchne jako supernova typu II. Je dost možné, že ještě předtím se z ní na krátkou dobu stane horká Wolfova-Rayetova hvězda typu WN11h. Autoři předpokládají, že pokud tomu tak bude, hvězda vybuchne jako supernova dříve než se její současná a stále doplňovaná okolohvězdná obálka rozplyne do okolí. Pak by asi 100 let po výbuchu rázová vlna tuto obálku dostihla a na obloze vytvořila typickou strukturu zbytku po mlhovině. 

 

Autoři se též zajímali o původ této dnes volné hvězdy. Nalezli hvězdokupu C 1128-631, z níž by na základě zpětné integrace trajektorie mohla tato hvězda pocházet. Hvězdy v této hvězdokupě jsou ale asi dvakrát starší než je vývojové stáří Wray 15-906. Tento paradox by mohl být výsledkem původně dvojhvězdného vývoje Wray 15-906 v rámci hvězdokupy, z níž by byla hvězda již bez svého souputníka vyhozena gravitačním působením jiné hvězdy z kupy při blízkém setkání. V rámci dvojhvězdného vývoje by tato hvězda totiž mohla omládnout jako tzv. modrý opozdilec. 

 

REFERENCE

O. Maryeva a kol., Wray 15-906: a candidate luminous blue variable discovered with WISE, Herschel and SALT, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 498 (2020) 5093-5108, preprint arXiv:2008.12797

 

KONTAKT

Dr. Olga V. Maryeva, CSc.
olga.maryeva@asu.cas.cz
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR