Výzkumy v ASU AV ČR (334): Be hvězdy a jejich mlhoviny

Mlhoviny kolem hmotných hvězd představují důležitou stopu k pochopení toho, jak hvězdy během svého života ztrácejí hmotu. Mohou vznikat například při intenzivním hvězdném větru, při prudkých epizodách ztráty hmoty v pozdních fázích vývoje nebo v důsledku interakce dvojhvězd. Vyvržený plyn se rozpíná do okolí a je ozářen ultrafialovým zářením centrální hvězdy, takže může zářit v emisních čarách. Pokud se v chladnějších oblastech vytvoří prach, lze jeho tepelnou emisi pozorovat především v infračerveném oboru. Právě infračervená pozorování družic Spitzer, MSX a WISE proto umožnila objevit velké množství dosud neznámých struktur kolem hmotných hvězd. V řadě případů se následně ukázalo, že jejich centrálními objekty jsou Wolfovy-Rayetovy hvězdy, svítivé modré proměnné nebo jiné velmi hmotné a vyvinuté hvězdy, u nichž je intenzivní ztráta hmoty očekávatelná.

Poněkud jinou skupinu představují hvězdy typu Be, tedy horké hvězdy typu B s emisními čarami ve spektru. I když „Be jev“ není stále uspokojivě vysvětlen, obecně se soudí, že se týká rychle rotujících hmotných hvězd na hlavní posloupnosti. Jejich rotace může být natolik rychlá, že hvězda ztrácí hmotu především v rovníkové oblasti a kolem ní vzniká disk plynu. K jeho tvorbě mohou přispívat také neradiální pulzace hvězdy. Předpokládá se, že materiál z jejich disků se navíc může postupně rozptylovat do okolí a za vhodných podmínek přispět ke vzniku rozsáhlejší cirkumstelární struktury.

Studie, kterou vedla Olga Maryeva ze Stelárního oddělení ASU, se zabývá dvěma hvězdami – PY Gem a HD 253659, které se dostaly do hledáčku astronomů kvůli rozsáhlým infračerveným mlhovinám v jejich okolí. Obě struktury byly nalezeny v datech družice WISE. Tento nález by mohl svědčit na intenzivní ztrátu hmoty v některé z pozdních fází jejího vývoje, případně na složitou interakci ve dvojhvězdě. Autoři si proto položili jednoduchou, ale důležitou otázku: jsou PY Gem a HD 253659 skutečně vyvinuté hmotné hvězdy, nebo může mít jejich okolí jiný původ? 

Autoři nejprve ověřili, že jsou infračervené mlhoviny s těmito hvězdami skutečně geneticky spojeny. Při zevrubné analýze pozorování ve vodíkové čáře Hα však nenašli lepší kandidáty. Nyní tedy byla řada na zjištění vlastností hvězd. Základem se stala analýza jejich spektrální energetické distribuce, tedy způsobu, jakým hvězda vyzařuje na různých vlnových délkách od ultrafialové oblasti až po infračervené záření. Autoři proto zkombinovali pro obě hvězdy vícebarevná data z katalogů celé řady přístrojů. Získali efektivní teplotu, povrchovou gravitaci, poloměr, svítivost, hmotnost a další parametry.

Výsledky ukazují na velmi podobné hvězdy: PY Gem má efektivní teplotu přibližně 26 300 K a hmotnost asi 12,7 hmotnosti Slunce, zatímco HD 253659 má teplotu přibližně 23 000 K a hmotnost asi 12,3 hmotnosti Slunce. Obě tedy patří mezi hmotné horké hvězdy a jejich poloha v Hertzsprungově-Russellově diagramu neukazuje na nějaký neobvyklý vývojový stav. Obě hvězdy současně vykazují určitý infračervený přebytek, který svědčí o přítomnosti prachu ve velmi kompaktní oblasti kolem obou hvězd. 

Obě hvězdy patří mezi proměnné, o čemž svědčí sesbíraná archivní pozorování z celé řady přehlídkových projektů i vlastní pozorování z dalekohledu FRAM-ORM na La Palmě. Analýza světelné křivky pokrývající více než dvě desetiletí poukázala na rozdíly mezi oběma hvězdami. HD 253659 vykazuje výraznou nepravidelnou proměnnost s amplitudou kolem 0,4 magnitudy. Mezi lety 2003 a 2010 pozorovali sérii menších vzplanutí, při nichž hvězda zjasnila přibližně o 0,2–0,3 magnitudy. Ještě výraznější událost následovala přibližně v letech 2016–2022, kdy se jasnost zvýšila o více než 0,4 magnitudy. Naproti tomu PY Gem byla výrazně aktivnější před zhruba dvaceti lety, ale od roku 2008 se nachází převážně v klidném stavu a její fotometrické změny mají amplitudu menší než 0,05 magnitudy.

U HD 253659 lze průběh velkého vzplanutí sledovat podrobněji díky kombinaci optických a infračervených dat. Hvězda se během vzplanutí postupně stávala červenější, což koresponduje se  vznikem hustého cirkumstelárního disku. V barevných diagramech lze vypozorovat charakteristické smyčky, které odpovídají různým fázím budování a následného rozpadu viskózního dekrečního (látka v něm směřuje od hvězdy) disku. Pozorování tedy podporují představu, že HD 253659 opakovaně vyvrhuje hmotu, která se následně usazuje ve formě disku do okolní. Autoři upozorňují, že odezva různých částí disku na změny dodávky hmoty může být časově zpožděná, což znesnadňuje interpretaci jednotlivých pozorování bez dlouhodobého kontextu. 

U PY Gem je situace opačná. Dlouhodobá fotometrie naznačuje, že její výrazná eruptivní aktivita skončila přibližně kolem roku 2008. Spektroskopie však ukazuje, že cirkumstelární prostředí není zcela neaktivní. Intenzita i rychlosti složek emisní čáry Hα se mění, přestože jasnost hvězdy zůstává téměř konstantní. V roce 2025 navíc emisní příspěvek disku výrazně zeslábl a emise He I zcela zmizela, takže bylo možné pozorovat prakticky čisté fotosférické spektrum. To může znamenat, že přísun hmoty do disku ustal a disk se rozptyluje, ale autoři zdůrazňují, že kvůli omezenému počtu spektrálních pozorování nelze tuto interpretaci považovat za definitivní.

O vlastnostech hvězd vypovídají také rychlé změny jasnosti související s jejich oscilacemi a pulzacemi. K tomu využili autoři především pozorování z družice TESS. U PY Gem nalezli skupiny nízkofrekvenčních signálů odpovídajících především vnitřním gravitačním módům a také vyšší frekvence charakteristické pro zvukové módy. Hvězda by proto mohla patřit mezi takzvané hybridní pulzátory typu β Cephei. Pozornosti neunikl ani slabý nízkofrekvenční signál, který není v čase zcela koherentní. Autoři jej předběžně interpretují jako takzvanou Šteflovu frekvenci, tedy variabilitu vznikající v přechodové oblasti mezi hvězdou a diskem. Pro tuto interpretaci hovoří také cyklické změny emisních čar Hα a He I, které vznikají právě v okolí disku.

HD 253659 naopak vykazuje mnohem méně stabilní frekvenční obraz. Některé nízkofrekvenční signály zůstávají koherentní, zatímco vyšší frekvence se výrazně mění v amplitudě a vykazují menší koherenci. Autoři dávají tuto proměnlivost do souvislosti s aktivním diskem a možným skládáním více modů oscilací. TESS tak poskytuje doplňující pohled na procesy, které nelze zachytit pouze dlouhodobou fotometrií nebo spektroskopií: zatímco dlouhé časové řady ukazují velké epizody tvorby a zániku disku, vysokofrekvenční data odhalují mnohem rychlejší změny v samotné hvězdě a v oblasti, kde se hvězdný povrch setkává s diskem.

Jak je to tedy s původem pozorovaných mlhovin? Fyzikální parametry hvězd, které jsou výsledkem mravenčí práce, nesvědčí pro jejich klasifikaci jako vyvinutých velmi hmotných hvězd. Jejich vlastnosti odpovídají spíše klasickým Be hvězdám. Současně studie ukazuje, že alespoň HD 253659 prokazatelně prochází opakovanými epizodami vyvrhování hmoty a tvorby cirkumstelárního disku. To poskytuje přirozený mechanismus, který může v delším časovém měřítku vést k nahromadění materiálu v okolí hvězdy. V těchto dvou případech tedy mohou pozorované infračervené mlhoviny přímo souviset s fyzikou Be hvězd. Výsledky současně otevírají otázku, zda podobné infračervené struktury kolem dalších Be hvězd nejsou dosud přehlíženým důsledkem jejich dlouhodobé eruptivní aktivity.

REFERENCE
O. Maryeva, J. Sánchez Arias, a kol.: Central stars of newly discovered infrared nebulae: eruptive Be stars PY Gem and HD 253659, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society v tisku, preprint arXiv:2609.28889

KONTAKT
Dr. Olga Maryeva
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.