Výzkumy v ASU AV ČR (165): Romanova hvězda je obklopena asymetrickou mlhovinou

Zájem o výzkum hmotných hvězd v pozdních fázích vývoje neutuchá. Je to proto, že hvězdné modely jsou v těchto obdobích života hvězd nejisté, neboť některé procesy, které zde probíhají, zejména pak procesy vedoucí ke ztrátě hmoty, jsou zatíženy velkými nepřesnostmi. Tyto nepřesnosti pramení zejména z nedokonalého popisu vysoce dynamických a plně trojrozměrných jevů. Proto jsou podrobné studie jednotlivých hvězd tak žádány, neboť přinášejí pro vylepšení modelů důležité informace o reálné situaci. 

Velmi hmotné hvězdy ztrácejí v průběhu svého života značné množství hmoty hvězdným větrem, v závěrečných fázích vývoje se ještě přidávají výrony vyvolané celou řadou nestabilit. Obecně se soudí, že velmi hmotné hvězdy v závěru svého života procházejí fází modrých svítivých proměnných, z nichž pak přecházejí dalším vývojem k Wolfový-Rayetovým hvězdám, velmi horkým hmotným hvězdám, u nichž je pozorována celá řada emisních spektrálních čar. Předpokládá se, že toto stádium je již následováno pouze výbuchem supernovy typu II. V průběhu života tak vytváří horké hmotné hvězdy kolem sebe obálku tvořenou plynem vyvrženým z povrchu, který interaguje s mezihvězdným plynem okolním. 

V naší Galaxii bohužel není k dispozici dostatek hvězd podobného typu vhodných k přímému studiu, takže se astronomové rozhlížejí po blízkých okolních galaxiích, k nimž mají nerušený výhled. Většina hmotných hvězd v naší Galaxii je umístěna ve spirálních ramenech a jsou tedy zakryté prachovými mračny. Olga Maryeva ze Stelárního oddělení ASU věnovala mnoho hodin odborné práce analýze spektroskopických i jiných pozorování hvězdy GR 290. Tato obří horká hvězda s hmotností 40 až 60 sluncí se nachází v blízké galaxii M 33 v Trojúhelníku. Kromě již zmíněného katalogového označení je známa pod jménem Romanova hvězda. Své jméno nese po italském astronomovi Giulianu Romanovi, který její existenci coby proměnné hvězdy oznámil v roce 1978. U této, stejně jako u dalších hvězd, není přesně znám jejich vývojový stav. Ten se obvykle určuje studiem chemického složení a morfologie okolních mezihvězdných struktur. Pokud jsou struktury obohaceny prvky pocházejícími z nukleárního hvězdného vývoje, je zřejmé, že se hvězda nachází v pozdní vývojové fázi. Nesymetrické obálky naznačují buď komplikovanější charakter mezihvězdného prostředí, do něhož se obálka rozpíná, nebo nesymetrickou ztrátu hmoty. 

Olga Maryeva v minulosti opakovaně získala velmi kvalitní pozorování s pomocí největšího optického dalekohledu světa, Grand Telescopio Canarias (GTC), který se nachází na ostrově La Palma v Atlantském oceánu. Dalekohled napájí velmi výkonný spektrograf s vysokým rozlišením, s jehož pomocí byla získána série spekter v modré a červené oblasti spektra. Výhodou kanárského ostrovu La Palma jsou vynikající pozorovací podmínky. V roce 2018 se u této hvězdy podařilo získat dlouhoštěrbinová spektra popisující vlastnosti mezihvězdné látky v okolí hvězdy až do vzdálenosti několika desítek parseků. Štěrbina byla natočena v několika pozičních úhlech, což umožnilo alespoň minimální pokrytí dvourozměrné plošky kolem hvězdy. Spektroskopická pozorování byla doplněna i dalšími daty (fotometrickými) pořízenými jen o pár dní později s pomocí 1,52m dalekohledu Boloňské astronomické observatoře. 

Spektrum samotné hvězdy odpovídá třídě WN8h, tedy Wolfovým-Rayetovým hvězdám s převažujícími čarami dusíku. Porovnáním s podobnými pozorováními z roku 2016 bylo zjištěno, že se hvězda od té doby prakticky nezměnila. V mlhovině obklopující hvězdy jsou pozorovatelné čáry vodíku H-alfa a H-beta a zakázané čáry ionizovaného dusíku a síry. V těsné blízkosti hvězdy jsou pak viditelné i zakázané čáry dvakrát ionizovaného kyslíku. Poměr vodíkových čar H-alfa a H-beta je v různých vzdálenostech od hvězdy stejný, což odpovídá vlastnostem běžných HII oblastí. 

Je zajímavé, že mlhovina kolem Romanovy hvězdy je zjevně nesymetrická. Na jihu se rozprostírá do vzdálenosti 50 pc, na severu a jihovýchodě do vzdálenosti 30 pc, na východě a severozápadě do 20 pc a na západě jen do vzdálenosti 10 pc. Zjištěné nesymetrie v tvaru mlhoviny mají zřejmě souvislost s nehomogenním rozložením mezihvězdného vodíku v okolí Romanovy hvězdy, do něhož se rozpíná plyn pocházející z hvězdy. Uvnitř nesymetrické vodíkové mlhoviny se pak nachází (nerozlišená) oblast vnitřní mlhoviny, která je nejspíše symetrická a podle modelů rozměry nepřesahuje 4 pc. 

Je tedy zřejmé, že Romanova hvězda již prošla fází modré svítivé proměnné a současnosti coby Wolfova-Rayetova hvězda nezadržitelně směřuje svému konci ve výbuchu supernovy typu II. 

REFERENCE

O. Maryeva a kol., Asymmetrical nebula of the M33 variable GR 290 (WR/LBV), Astronomy & Astrophysics 635 (2020) A201, preprint arXiv:2002.10587. 

KONTAKTY

Mgr. Olga Maryeva, CSc.
olga.maryeva@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.