Výzkumy v ASU AV ČR (46): Mohou být hvězdné pulsace zdrojem proměnnosti hvězdného větru?
Modří nadobři patří mezi nejsvítivější hvězdy ve vesmíru. Však považte: Vega v souhvězdí Lyry a Deneb v souhvězdí Labutě mají na pozemské obloze přibližně stejnou zdánlivou jasnost. Avšak zatímco Vega je prakticky sousedkou Slunce (ve vzdálenosti 25 světelných let), tak Deneb platí za velmi vzdáleného pozorovatele, jeho odhadovaná vzdálenost každopádně přesahuje 2000 světelných let. Deneb je tedy přinejmenším 5000krát svítivější než Vega. Modří nadobři jsou známi také svojí proměnností mající původ v pulsacích a hvězdném větru. Michaela Kraus z ASU zevrubně studovala zástupce této skupiny zajímavých hvězd s cílem určit, zda mezi pulsacemi a proměnami hvězdného větru není příčinná souvislost.
Pro svoji studii si vybrala hvězdu 55 Cyg (shodou okolností také ze souhvězdí Labutě podobně jako Deneb), jež je součástí asociace Cygnus OB7 a nachází se o něco blíže než Deneb (vzdálenost se odhaduje na 714 pc s poměrně velkou chybou). Její zdánlivá hvězdná velikost je 4,86 magnitud, je tedy na tmavé obloze bez problémů pozorovatelná pouhým okem. Z literatury je známo, že jde o hvězdu velmi proměnnou. Mění se radiální rychlosti měřené v různých spektrálních čarách, mění se profil spektrálních čar (i známé vodíkové H-alfa). Zřejmě se mění i terminální rychlost hvězdného větru. Mezi údaje nejasné se řadí zejména rotační rychlost, míra ztráty hmoty. Podle použité metody je velký rozptyl i v určení fundamentálních parametrů hvězdy, tedy teploty, hmotnosti a poloměru, nemluvě o odvození vývojového stádia, v němž se 55 Cyg nachází.
Proměny 55 Cyg sledovala M. Kraus ve spolupráci s rozsáhlým mezinárodním týmem po 4,5 roku, od srpna 2009 do října 2013, převážná část spektrálních měření pak pochází z Perkova 2m dalekohledu ASU v Ondřejově (344 spekter), která jsou doplněna 41 spektry z dalekohledu operovaného v americké Arizoně polskými spolupracovníky. Vzhledem k jasnosti hvězdy měla všechna pořízená spektra vysoké rozlišení a také vysoký poměr signálu k šumu, což je předurčilo k přesnému proměření. U toho však autoři práci neskončili. Cílem bylo poznat fyzikální pochody, které jsou za pozorované chování odpovědné. Využili proto modely spekter vypočtené s pomocí počítačových programů a porovnávali je s pozorováními, aby takto stanovili např. základní parametry hvězdy. Přesné určení některých z nich se ukázalo problematickým, navíc stanovené hodnoty se spektrum od spektra lišily. Proměnám podléhaly i takové parametry, jako poloměr hvězdy, který se pohyboval v rozmezí 52 až 65 poloměrů Slunce se střední hodnotou 57 poloměrů Slunce. Autoři poukazují, že už změna modelované hodnoty poloměru o jeden sluneční poloměr vede k výraznému nesouladu mezi modelovým a naměřeným spektrem. To vše naznačuje, že změny odvozené velikosti hvězdy jsou reálné a že mají co dočinění buď se změnou opacity hvězdného větru nebo se skutečnými změnami rozměru v důsledku pulsací.
Sérii spekter podrobili i periodové analýze s cílem najít typické frekvence pulsací hvězdy. Astrofyzikové zabývající se asteroseismologií vědí, že frekvence vlastních oscilací závisí na parametrech a vnitřní struktuře hvězdy. Ke stanovení pulsačních period využili tzv. momentovou analýzu, ta totiž na rozdíl od jiných metod umožňuje jednoduché rozlišení mezi projevy pulsací a např. variací způsobených přítomností skvrn ve fotosféře hvězdy. Vzhledem k řídkému pokrytí pozorovacího intervalu spektry bylo nemožné určit přímo mod pulsací, typické frekvence devatenácti nejvýznamnějších period se stanovit podařilo. Dvanáct z nich nalezneme ve spektru v rozmezí 2,7–24 hodin, ty jsou nejspíše projevy tlakových (p-) modů. Šest identifikovaných modů pulsací má periody mezi 1 a 6 dny a jedná se pravděpodobně o gravitační (g-) mody. Poslední mod má periodu 22,5 dne, což je na oba zmíněné typy příliš dlouho. Mohlo by se však jednat o projev tzv. „podivného“ radiálního modu pulsací, který je novinkou ve výzkumu pulsací hvězd. Co je na něm podivného? Pro normální radiální pulsace platí, že se jejich perioda zkracuje s nárůstem hmotnosti hvězdy, zatímco podivné mody se chovají přesně naopak a zřejmě mají svůj původ v uvěznění mechanických vln ve svrchních vrstvách tělesa. Existence těchto modů je předpovězena pro hvězdy s velkým číselným poměrem svítivosti k hmotnosti (obé vyjádřeno ve slunečních jednotkách) a 55 Cyg je právě takovým zástupcem.
Co se týče hledané souvislosti pulsací s hvězdným větrem, důkazy jsou pouze nepřímé. Dá se očekávat, že pulsace by mohly být „spouští“ časově závislé ztráty hmoty, byť vazbový mechanismus mezi těmito dvěma jevy je nejspíš velmi složitý. Očekávali bychom však, že podobné periody jako periody pulsační se objeví i v proměnnosti indikátorů hvězdného větru. A skutečně: z literatury jsou známy proměnnosti s periodou kolem pěti dní, hned několik pulsačních period je tedy v podezřelém intervalu.
Pokud jde o vývojové stádium, sesbíraný materiál svědčí o tom, že se jedná o modrého veleobra po průchodu fází červeného veleobra, na Hertzsprungově-Russelově diagramu se tedy pohybuje doleva do modré oblasti jak ztrácí chladné obálky. V tom případě by 55 Cyg byla klasickým zástupcem proměnných hvězdy typu alfa-Cyg.
Reference
Kraus, M. a kol., Interplay between pulsations and mass loss in the blue supergiant 55 Cygnus = HD 198478, Astronomy&Astrophysics (2015) v tisku, preprint arXiv:1507.01846.
Kontakt
Dr. Michaela Kraus, michaela.kraus@asu.cas.cz
Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.