9. Változócsillagok A változócsillagok fogalma nehezen határozható meg, hiszen valójában minden csillag változik valamiképpen, ha elég hosszú távon tekintjük, vagy ha elég nagy pontossággal követhetjük az intenzitásváltozását. A fősorozaton egy csillag átmérője és (a Vogt-Russell tétel értelmében) luminozitása és hőmérséklete igen stabilan állandó. A Nap átmérőjének esetleges ingadozásai a mérhetőség határa alá esnek, össz-sugárzásának értékét pedig korábban földfelszíni mérések olyan állandónak mérték, hogy ráragadt a 'napállandó' elnevezés, ami azután sem vakarható le róla, hogy űrbeli mérésekkel maximum néhány ezreléknyi változékonyságot sikerült rajta kimutatni. Változócsillagoknak ezért általában azokat a csillagokat nevezzük, melyeken az emberi élethosszhoz mérhető időtartam alatt detektálható intenzitásváltozás történik. Típusaikat az alábbiak szerint csoportosíthatjuk. 9.1. Pulzáló változók Pulzációnak nevezzük azt a történéssort, melynek során a csillagfelszín egésze, vagy nagyobb összefüggő részei sugárirányban periodikus kifelé-befelé irányuló mozgást végez. Amikor az egész felület gömszimmetrikusan tágul és összehúzódik, akkor beszélünk radiális pulzációról. Vannak azonban olyan esetek is, amelyeknél különböző felületelemek ellenfázisban mozognak, ezeket nemradiális pulzátoroknak nevezzük. Már a Nap oszcillációinál is említettük ezt a különbséget, a 4.3. ábrára utalva a radiális pulzáció az l=0, a nemradiális pedig az l>0 esetnek felel meg. A pulzáció azonban különbözik a Napnál említett oszcillációktól, utóbbinál a konvektív mozgások által keltett nyomáshullámok felszíni interferenciamintázatairól, illetve belső gravitációs hullámokról van szó, előbbinél pedig valami olyan mechanizmusról, ami képes a gravitáció által előidézett összezuhanásra válaszképpen kitágulást okozni. Fősorozati csillagoknál ilyesmi nem figyelhető meg, a Nap l=0 módusának amplitúdója pl centiméteres nagyságrendbe esik és kb évtizedes folyamatos észlelés kell a kimutatásához. Azok a csillagok, melyeknél megfigyelhető periodikus intenzitásváltozások lépnek föl, már elkerültek a főágról, valahol az óriáságak mentén haladnak és a 8. fejezetben említett események során bizonyos körülmények esetén a pulzációhoz szükséges instabilitás lép fel. A pulzáció folyamatos megtörténtéhez a csillag bizonyos rétegeiben olyan feltételeknek kell fennálniuk, melyek biztosítják a visszatérítő hatást. A pulzációelmélet úttörője, Eddington ezt a folyamatot egy gőzgépéhez hasonlította. Amikor egy csillagnak pulzációs instabilitása van, akkor a meghajtó réteg összenyomáskor felmelegszik, kitáguláskor pedig túlhűl. Összenyomáskor a hőmérséklet növekedésével megnövekszik az ionizáltság is, ami a hőkapacitás növekedését jelenti, vagyis adott mennyiségű energia kevésbé emeli a réteg hőmérsékletét, mivel egy része ionizációra fordítódik. Ilyen módon több hőt képes elnyelni, ami a tágulás folyamán felszabadul és hozzájárul a táguláshoz, melynek során viszont csökken az ionizáltság és növekszik az opacitás.
9.1. ábra Instabilitási sáv a HRD-n
9.1.1. Radiális pulzálók A legtöbbjük egy majdnem függőleges sávba tartozik a HRD-n (9.1. ábra). Ebben a hőmérsékleti sávban termikusan és mechanikailag instabil külső rétegük van. Az alábbi típusok a legfontosabbak. δ Cephei típusú változók Ezeket nevezik cefeidáknak, melyek a radiális pulzátorok legfontosabb képviselői. Jellemzően I populációs csillagok (a Tejútrendszer fősíkjában találhatók), tömegük 1-2 MNap , luminozitásuk 102-104 LNap, egyetlen pulzációs módusuk van, legtöbbjük periódusa 1 nap és 2 hónap közé esik. Jellegzetes fénygörbéjük a 9.2.a. ábrán vehető szemügyre egyéb jellemzőinek görbéivel. A felső görbe a magnitúdóban kifejezett fényességgörbe, jellemzője gyors felfutása és lassabb lefutása. Ha összehasonlítjuk a sebességgörbével, akkor annak pontosan tükörképe, a felszín látóirányú sebessége (ami a spektrumvonalak Doppler-eltolódása révén mérhető) a gyors felfénylés időszakában gyors kitágulást, tehát felénk irányuló, negatív sebességű mozgást mutat, míg a lassú halványulás időszakában lassú zsugorodást. A szintén spektrális analízis segítségével meghatározható hőmérsékletgörbe pedig ott mutat minimumot, ahol a csak számítással meghatározható sugár maximuma van.
9.2.ábra a) cefeida görbéi
b) pulzáló változók periódus-fényesség diagramjai
A cefeidák a nagy tömegű csillagok közül kerülnek ki. A csak három naptömegnyi cefeidák a fősorozat utáni óriáság-utazás során egyszer áthaladnak az instabilitási sávon, de a hét naptömeg feletti cefeidák többször is, a maximum 5 áthaladás lehet. Az egymás utáni áthaladások során fényessége egyre nő. A cefeidák nemcsak a pulzáció vizsgálatában kulcsfontosságúak, döntő jelentőségük van az Univerzum szerkezetének vizsgálatában is. A csillagok távolságának meghatározására a legegyértelműbb módszer a parallaxis mérése, tehát az az asztrometriai eljárás, melynek során megállapítják a csillag látszólagos évi mozgásának - egy ellipszisnek - a nagytengelyét, mely annál kisebb, minél távolabb van a csillag. A módszer értelemszerűen csak nem túl nagy távolságokra használható, távolabbra más eljárásokra van szükség. Ehhez nyitotta meg az utat Henriette Leavitt felfedezése a huszadik század elején, aki a Magellán-felhőkben található cefeidák pulzációs periódusa és fényessége között összefüggést talált. Az, hogy mind a Magellán felhők tagja volt azért fontos, mert így gyakorlatilag azonos távolságra vannak tőlünk, ezért a mért fényességek különbségei mind az abszolut fényességek különbözőségének következményei.
A felfedezés jelentősége rendkívüli. Ezt Herzsprung ismerte fel, aki közeli cefeidák parallaxismódszerrel történt távolságmeghatározása révén a talált periódus-fényesség reláció segítségével határozta meg a Magellán-felhők távolságát. A módszer további használatához szükség volt még Shapley felismerésére, hogy a cefeida-fénygörbék két különböző alfajtól származhatnak. Ettől kezdve a δ Cep -et első populációs cefeidáknak nevezték, a második populációs (tehát a Tejút halo-tartományába tartozó) cefeidákat prototípusukról W Virginis (W Vir) -típusúaknak nevezték. A két típus periódusfényesség görbéjének nullpontja különböző, ezért megkülönböztetésük lehetővé tette a távolságmeghatározások pontosítását. Hubble érdeme, hogy cefeidák segítségével felismerte, hogy az Androméda-köd nem a Tejút része, hanem egy különálló galaxis. Ez drámaian átalakította az Univerzum szerkezetéről alakított addigi elképzelést. A 9.2.b. ábra mutatja a pulzáló változók periódusfényesség relációit. W Virginis típusú változók Ezek az említett II populációs cefeidák. Tömegük kisebb, általában 0,5-0,8 MNap , fényességük 0,7-2 magnitúdóval kisebb az ugyanolyan periódusú első populációs cefeidáknál. Periódusidejük általában a 0,5-35 nap tartományba esik. RR Lyrae típusú változók Ezeket először gömbhalmazokban fedezték fel, ezért a halmazváltozó elnevezés is használatos rájuk, bár később kiderült, hogy nemcsak gömbhalmazokban (a Tejút halo populációjának öreg halmazaiban), hanem a Tejút fősíkjában is fellelhetők. Periódusuk a cefeidáknál rövidebb, általában a 0,3-1,2 nap tartományba esik, a változás amplitúdója 0,5-2 magnitúdó. Erre is létezik periódus-fényesség reláció, de a kisebb fényesség miatt használhatósága kisebb hatótávolságú. Mutathat egy igen érdekes sajátságot is, az amplitúdó kb 35 nap körüli modulációját, melyet első leírójáról Blazsko-effektusnak neveztek el. E jelenség elméleti magyarázata egyelőre nem ismert. δ Scuti típusú változók Ezek a legrövidebb periódusú pulzáló változók. A típusú, közepes tömegű csillagok, melyek alig fejlődtek el a fősorozatról. Amplitúdójuk igen kicsiny, mindössze 0,003-0,9 magnitúdó, luminozitásuk 10-100 LNap,, periódusuk 0,001-0,2 nap körül van. Maximális tágulási sebességük esik egybe fényességmaximumukkal. Igen nehéz őket észlelni a rövid periódus és kis amplitúdó miatt. Hosszúperiódusú változók o Cet (omikron Ceti) a Legismertebb képviselőjük, melyet 'Mirának' - csodálatosnak is becéznek. A Mira típusú változók többnyire kis- vagy közepes tömegű csillagok közül kerülnek ki, hideg óriások, luminozitásuk 103 LNap körüli, hőmérsékletük 4000 K alatti (egy napfolt is magasabb hőmérsékletű). Periódusuk a 80-1000 nap tartományba esik és jelentős ingadozást mutat, amplitúdójuk viszont a legjelentősebb, elérheti a 11 magnitúdót. SR - vagy szemireguláris változók Azok a csillagok, melyek hónapos-éves időskálán fotometriai és radiális sebesség-változásokat mutatnak, de ezek egyáltalán nem periodikusak, hanem vannak olyan időszakok, amikor bizonyos változékonyság észlelhető rajtuk. Ilyen az egyik legismertebb szuperóriás csillag, az α Orionis (Betelgeuse).
S Dor (S Doradus) típusú változók Ezeket fényes kék változóknak is nevezik, mert ezek a galaxisok legfényesebb tagjai, extragalaxisok-ban is jól azonosíthatók, Hubble-Sandage változóknak is nevezik. Luminozitásuk a Napénak kb milliószorosa, tömegük a Napénak kb harmincszorosa. Amplitúdójuk 1-10 magnitúdó közé eshet. Éves változásokat mutathat hőmérsékletük és luminozitásuk, miközben anyaghéjakat dobnak le magukról, ami fotoszféra-szerű alakzatot képez, vagyis a csillag spektrumára elnyelési vonalakat szuperponál. A csoport egyik legismertebb tagja a P Cygni, melyről egy speciális spektrum-jellegzetességet is elneveztek, a PCygni profilt. A 9.3. ábra mutatja a P Cyg csillag spektrumát a H-alfa vonal (656,2nm) környékén. Jól látható hogy a H-alfa vonal erős emissziós vonalként jelentkezik a csillag magas hőmérséklete miatt, de tőle rövidebb hullámhosszon egy kis abszorpciós bemélyedés van, mely már a kidobott, felénk közelítő és jóval alacsonyabb hőmérsékletű gázhéjban keletkezik. A Halfa vonal mellett egy gyengébb vonal ugyanezt az alakzatot mutatja. 9.3. ábra P Cygni profil 9.1.2. Nemradiális pulzálók Mint említettük, ide tartoznak azok a csillagok, melyeknek jelentős (detektálható) változásaik vannak az l>0, módusaikban. Fontosabb eseteik a következők β Cephei-típusú változók Periódusuk 3-6 óra körüli, külön instabilitási sávban helyezkednek el a fősorozattal kb párhuzamosan. Magjuk a hidrogén-égetés utáni állapotban van, a pulzációt Cox szerint időfügő konvektív instabilitás okozhatja. Magas l-számú módusaik vannak, tehát a pulzáció valószínűleg csak egy nem túl vastag rétegre terjed ki. Fehér törpék A degenerált csillagoknak több változótípusa is van. Legforróbbak a GW Virginis (GW Vir) típusúak, hőmérsékletük eléri a 105Kº -ot, periódusuk 500 sec körüli, ami még ilyen kis méret esetén is csak nemradiális módusban lehetséges, a periódus hőméprsékletfüggő, tehát évszázados időskálán a hőmérséklet csökkenésével együtt nő. Több nemradiális módusuk is lehet, a radiális módus nagyságrendekkel gyengébb ezeknél. Több planetáris köd központi csillagáról derült ki, hogy ennek a csoportnak tagja. Egy másik típusuk a ZZ Ceti, kb 0,6 Nap-tömeg, alacsonyabb hőmérséklet, hosszabb periódus. Mindkét típusnak igen kicsiny amplitúdói vannak. Gyors mágneses pulzátorok Kis méretű, gyorsan rotáló, igen erős mágneses terű pulzálók. A mágneses tér az egyenlítőhöz közeli régiók fel-le mozgását akadályozza, a mágneses pólus környékiekét azonban nem. Itt tehát a mágneses tér a nemradialitás oka. Amint a mágneses tereknél említettük, rotáló asztrofizikai objektumok dipól mágneses terének tengelye soha sem esik egybe a forgástengellyel, tehát általános esetben egy bizonyos ideig észleljük a pulzálást, amikor pedig elfordul tőlünk a pulzáló felületrész, akkor nem. A δSc instabilitási sávjába tartoznak, a pulzáció motorja itt is a hidrogén konvekciós zóna instabilitása. Periódusa 5-25 perc körüli.
9.2. Foltos csillagok Bizonyos csillagok fénygörbéi igen hasonló jellegzetességeket mutatnak a fedési változókéhoz. Ez utóbbiakkal itt, csillagfizika tárgyban nem foglalkozunk, mert fénygörbéik elemzése inkább csak geometriai problémát jelent, de az analógia segít egy csillagfizikai jelenség vizsgálatában is. E csillagoknál a fényesség bizonyos időszakokban előálló periodikus csökkenését nagyobb felületre kiterjedő sötétebb foltokkal lehet magyarázni, amit a napfoltokhoz hasonlóan képzelünk. A különlegesség az, hogy a Napon a legnagyobb foltok területe sem lehet a 3000 SAU- nál nagyobb (Solar Area Unit - a látható félgömb felszínének egymilliomod része), ezt pedig távoli csillagokon nem lehetne detektálni. A Napon a foltméretet a foltok mágneses nyomása és a konvektív környezet mechanikai nyomása közötti egyensúly határozza meg. Igen nagy méretű foltokhoz a csillagokon gyors rotáció, erős mágneses tér, jelentős konvektív mozgás szükséges. Meg lehet említeni, hogy a Napon is vannak olyan sötét alakzatok, melyek a látható félgömb jelentős részét elfoglalhatják, de ezek a nagyenergiájú tartományban, UV és röntgenfényben észlelhetők, ezek az ún. koronalyukak. Elképzelhető, hogy hasonló alakzatok a foltos csillagokéi is. A jelenség észlelésére és elemzésére többek között egy különleges eljárást is kifejlesztettek, a ZeemanDoppler imaging technikát. A mágneses terek mérésére alkalmas Zeeman-effektus a Doppler-effektus figyelembevételével alkalmazható arra, hogy a csillag forgása során hozzánk közeledő, majd távolodó intenzív mágneses tér jelenlétét kimutathassuk. A foltos csillagok legismertebb képviselője a BY Draconis. 9.3. Fősorozat előtti változók Amint azt a 2. előadásban említettük, a fősorozat előtti összehúzódás nem kvázistacionárius állapotokon keresztül zajlik, hanem jelentős ingadozások léphetnek fel, melyek azonban nem pulzációs természetűek. Ennek a jelenségnek a legismertebb típusa a T Tauri változóról van elnevezve. Ezek a csillagok kis tömegűek, általában kapcsolatban a szülő molekulafelhővel, de nem feltétlenül beleágyazva. Egy másik típus az FU Orionis, mely jelentős kitöréseket is produkál. Igen érdekes az YY Orionis esete, melynek a fent említett P Cygni profillal ellentétes jellegzetessége van, itt a csillag spektrumvonalától a hosszabb hullámhossz irányában van egy kis abszorpciós bemélyedése, ami tőlünk való távolodást, vagyis gázbeáramlást jelent, ez a formálódó csillag fő folyamata. 9.4. Eruptív és kataklizmikus változók (később ....
