Výzkumy v AsÚ AV ČR (131): Nedávný výron hmoty u hvězdy ρ Cas naznačuje blížící se přechod žluté mezery

ρ Cas patří mezi tzv. žluté hyperobry, tedy chladné (s efektivními teplotami 4000 až 7000 K) a velmi svítivé (více než 250 000 svítivostí Slunce) hmotné hvězdy. Předpokládá se o nich, že jde o hvězdy, které v minulosti prošly fází rudého nadobra a nyní v Hertzsprungově-Russelově diagramu pohybují doleva, mezi teplejší hvězdy. Přestože jde o jedny z nejsvítivějších hvězd vůbec, na obloze známe jen pár exemplářů, neboť tato fáze v jejich životě trvá jen krátkou dobu. Žlutí hyperobři jsou považováni za jeden z milníků ve vývoji hmotných hvězd, neboť pravděpodobně představují přechod od fáze rudých nadobrů do fází předchůdců výbuchů supernov, tedy modrých svítivých proměnných nebo Wolfových-Rayetových hvězd.  

Jakmile se efektivní teplota masivní hvězdy dostane mezi hodnoty 7000 a 11 000 K, dostane se hvězda do oblasti H-R diagramu nazývané jako „žlutá stěna“ nebo „žlutá vývojová mezera“. Atmosféra hvězdy se stane dynamicky nestabilní a hvězda začne mohutně ztrácet hmotu. Navíc, jakmile se hvězda k této oblasti přibližuje, prodělává sérii výronů hmoty, čímž kolem sebe vytvoří plynnou obálku, která je pozorovatelná v infračervené oblasti spektra a způsobuje pokles pozorované jasnosti hvězdy ve vizuálním oboru, neboť je hvězda vyvrženou látkou částečně zakryta. Stelární astronomové v žargonu říkají, že se hvězda opakovaně „odráží od žluté zdi“. Modely říkají, že jakmile hvězda těmito pochody přijde o potřebné množství látky, bude její atmosféra opět dynamicky stabilní, hvězda přejde přes žlutou vývojovou mezeru a objeví se na její modré straně jako modrá svítivá proměnná. Alternativně se kolem ní může vytvořit plynný disk. Podle některých modelů by takto vznikali emisní nadobři spektrálního typu B. Z toho důvodu představují žlutí hyperobři důležitou vývojovou fázi, v níž se rozhodne o další budoucnosti hvězdy.

ρ Cas v moderní historii zeslabila poprvé v letech 1945–1947 s výrazným poklesem jasnosti v roce 1946, podobně silné zeslabení se odehrálo v letech 2000–2001. Slabší minimum bylo pozorovateli zaznamenáno i v letech 1985 až 1986, kdy její jasnost poklesla o 0,6 magnitudy. Ani v klidové fázi není hvězda neměnná, pozorují se u ní pulsace s periodou kolem 300 dnů, během tohoto pulsačního cyklu se jasnost hvězdy mění o asi 0,2 magnitudy. Přechodně se ve spektru hvězdy objevují i emisní čáry v optické nebo infračervené oblasti. Výskyt těchto čar není zcela uspokojivě vysvětlen.

Astronomové z ASU spektroskopicky monitorovali ρ Cas v letech 2010 až 2015 s pomocí dvoumetrového Perkova dalekohledu v Ondřejově. Tato měření byla doplněna infračervenými spektry z šestimetrového dalekohledu v Rusku. K tomu získali ještě několik spekter s velmi vysokým rozlišením z dalekohledu na Kanárských ostrovech. Ve všech spektrech jsou dobře patrné časové změny profilu vodíkové čáry Hα a přetrvávající slabá emise v zakázané čáře ionizovaného vápníku. V roce 2013 se však vzhled čar výrazně změnil, čáry kovů jako je železo nebo titan se výrazně posunuly „do modra“. Později se ve spektru objevily i absopční pásy oxidu titaničitého. To vše je indikátorem výrazného ochlazení atmosféry hvězdy v tomto období a svědčí o tom, že ρ Cas prošla dalším výronem hmoty.

Dlouhodobé monitorování této hvězdy naznačuje, že v jejím okolí se musí nacházet velké množství plynu, který pravděpodobně formuje disk nebo obálku kolem hvězdy. Tento plyn má zřejmě několik složek včetně složky molekulární, o níž svědčí emisní čáry oxidu uhelnatého. Původ přetrvávající obálky je nejasný, snad tento plyn pochází z některého z předchozích výronů. Zdá se, že výskyt všech emisních čar bude nutné připsat cirkumstelární hmotě, tudíž že se neformují u hvězdy samotné. Poměrné zastoupení izotopů uhlíku naznačuje, že cirkumstelární materiál může být pozůstatkem po předchozím stádiu rudého nadobra, v němž hvězda do svého okolí také vyvrhla velké množství látky mohutným hvězdným větrem.

Práce jasně ukazuje výhody dlouhodobého monitoringu nepravidelných proměnných hvězd, bez něhož by pravděpodobně zůstal výron hmoty v roce 2013 bez povšimnutí. Autoři také poukazují na zkracující se odstup mezi jednotlivými událostmi. To může znamenat přípravu na další mohutný výron. Hvězda nakonec přijde o nezbytné množství hmoty a překoná žlutou zeď. Kdy to ovšem bude, to je otázka pro budoucí pozorování.

REFERENCE

M. Kraus a kol., A new outburst of the yellow hypergiant star ρ Cas, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society v tisku, preprint arXiv:1812.03065.

KONTAKT

Dr. Michaela Kraus
michaela.kraus@asu.cas.cz
Stelární oddělení Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Stelární oddělení ASU AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.