Fizika | Csillagászat, űrkutatás » Molnár László - Változócsillagok

Változócsillagok Molnár László CSILLAGÁSZATI ALAPTANFOLYAM 2013 Definíció Emberi időskálán mérhető változás a csillag megfigyelt fizikai paramétereiben Fényességben elektromágneses spektrum bármelyik tartományában Színképi jellegzetességekben pl. vonalprofil változásai Mágneses térerősségben Történet: Arisztotelész: az égbolt változatlan „új csillagok” - novák 1572, 1604: szupernóvák Első periodikus változó felfedezése 1596 David Fabricius: o Ceti, Mira 1784 John Goodricke: Algol fényváltozásai fedés miatt 1850-től exponenciálisan növekvő számban Fotográfia, fotométer, CCD - >100 000 db Nevezéktan első az adott csillagképben: R --> S, T, Z, majd betűpár: RR, , RZ, SS, SZ, ZZ, --> AA-QZ (kivéve J) mindig az abc-ben előbb lévő elől 334 db --> V335- A legfényesebb változócsillagok megtartották a görög betűjelüket. pl: δ Cep Változócsillagok osztályozása Fizikai változók:

pulzáló változók eruptív változók kataklizmikus változók forgási változók (foltos csillagok) Geometriai változók: fedési változók (csillag, bolygó, etc.) ellipszoidális változók (forgás) Pulzáló változók Pulzáló változók csillaglégkör ritmikus tágulása, összehúzódása következtében létrejövő periodikus változások radiális pulzáció (gömbszimmetrikus) Nemradiális pulzáció Felszín részei ellentétesen mozognak n/r: radiális l: horizontális m: azimutális kvantumszám De mi hajtja? Sokáig fedési kettősként próbálták magyarázni – összeérő csillagok? Shapley, 1914 – radiális pulzáció ötlete Eddington, ~1920 – matematikai leírás pulzációs instabilitás: hidrosztatikus egyensúlyi állapot körül rezgés energia utánpótlás: részleges ionizációs zóna Itt az opacitás (κ) összenyomás hatására nő, nem csökken Sűrűségtől és hőmérséklettől függ Szergej Zevakin, John Cox (~1950)

- κ-mechanizmus κ-mechanizmus (kezdeti inst.) --> ionizáció, fűtés nélkül ----> ↑ ↓ κ csökken, hűlés, összehúzódás κ nő, fűtés, tágulás ↑ <--- ↓ sűrűség csökken, hőm. marad (rekombináció) Némi termodinamikai kiegészítés: κ-γ-mechanizmus Legtöbb pulzáló csillagban ez zajlik H és/vagy He ionizációs zóna Esetleg C/O (fehér törpék) és Fe (Z-bump) Módusok visszatérítő erő szerint p – módus: nyomásgradiensből akusztikus hullámok határ: akusztikus levágási frekvencia felett általában külső tartományban g – módus: gravitációból nehézségi hullámok határ: Brunt –Väisälä frekvencia alatt ált. amplitúdó a centrumban a legnagyobb kivéve forró korai színképtípusok, ahol a Brunt –Väisälä frekvencia befele nő --> nagy amplitúdó a légkörben f – módus: felületi gravitációs hullámok fotoszférában Eddington féle klasszikus pulzációelmélet (1926)

Feltevések: gömbszimmetrikus, stacionárius, HD egyensúly, adiabatikus állapotváltás lineáris, radiális pulzáció csillagok sajátrezgése ~ sűrűség Πρ½ = const. --> pulzációs konstans fehér törpék --> perces pulzációs periódus vörös óriás --> éves pulzációs periódus Fogalmak Fénygörbe: Periódus Amplitúdó Minimum, Maximum Felszálló ág, leszálló ág Fourier spektrum: DFT (Discrete Fourier Transform) Frekvencia, Amplitúdó, Fázis Ablakfüggvény, Harmonikus Jel/Zaj Asztroszeizmológia hullámterjedés rétegezett közegben: a hullám törést szenved, irányt változtat alsó visszaverődés helye a frekvenciától függ frekvenciakülönbségekből nyomás sűrűség hőmérséklet helyi hangsebesség kémiai összetétel Helioszeizmológia Nap típusú oszcillációk 5 perc 1962-ben fedezték fel (Doppler eltolódás) nemradiális p-módusú sajátrezgések f-módusok is vannak összesen: kb. 10 millió más

csillagokban is találtak (CoRoT, Kepler) Pulzáló változó típusok Cefeida típusú változók δ Cephei (cefeidák), W Virginis, RR Lyrae δ Scuti, γ Doradus, SX Phoenicis, roAp Korai színképtípusú kék változók β Cephei, SPB (Slowly Pulsating B stars) Hosszúperiódusú és félszabályos változók Mira, félszabályos (SRA/B/C/D), RV Tauri, lassú irreguláris Pulzáló fehér törpék, szubtörpék Nap-típusú oszcillációk Pulzáló változók a HRD-n Klasszikus cefeidák, W Vir csillagok Cefeidák: radiálisan pulzáló fiatal (I. populációs) fényes szuperóriás csillagok (5-15 MNap) Periódus: 1 - 135 nap, amplitúdó 0,1 - 2 magnitúdó A HRD-n az instabilitási sávban helyezkednek el Többszörös periodicitások (beat cefeidák) W Vir csillagok: „II. pop Cefeidák” - hasonlatosak a cefeidákhoz Öreg, kicsi (~1 Mnap), halványabb (1.5 mag) Rövidperiódusú alcsoport (<8 nap): BL Herculis Periódus-fényesség reláció -->

távolság! Periódus-fényesség relációk Henrietta Leawitt: Magellán Felhők távolsága Edwin Hubble: Andromeda-köd távolsága + Milton Humason --> Hubble-törvény HST Key Project: H=72 ± 8 km/s/Mpc Inkább PCL-reláció (szín) MV = - 3.525 log P + 288 (V-IC) – 28 Fémesség is befolyásolhatja RR Lyrae csillagok II. populációs, öreg, A színképtípus ~0.6 MNap, HB (horizontális ág), radiális pulzáció Periódus: 0.2-1 nap, amplitúdó: 05-2 mag gyakoriak a gömbhalmazokban (halmazváltozók) Altípusok: RRab (F), RRc (O1),RRd (F+O1) Oosterhoff-dichotómia – gömbhalmazok 2 csoportban átl. periódus szerint Fejlődési effektus lehet Absz. fényesség ~ azonos --> távolságindikátorok Cefeidáknál halványabbak Blazhko effektus 1907, Szergej Blazsko Pulzációs amplitúdó változik Amplitúdó- és fázismoduláció P ~ hetek, hónapok RR Lyr-ek ~ 50%-a Cefeidáknál is Nincs elfogadott magyarázat Ferde rotátor, mágneses mező?

Rezonancia nemrad. módusokkal? Periódusvált., többszörös per, térerő Kölcsönhatás a konvekcióval? Radiális módusok közti kölcsönhatás? δ Scuti és társaik δ Scuti: fősorozatról elfejlődött A-F csillagok Periódus: 0,01-0,2 nap, amplitúdó: 0,001-1 mag Rad. és nemrad p módusok Rengeteg gerjesztett módus γ Doradus: kissé vörösebbek Periódus: 1-5 nap, amplitúdó ~0.1 mag Földről nehéz észlelni nemradiális g módusok δ Scuti és társaik SX Phoenicis: hasonló, de jóval öregebb szubtörpe csillagok nagyrészt gömbhalmazokban Periódus: 0.7-19 óra, ampl: 001-07 mag roAp: rapidly oscillating A peculiar sok fémvonal, erős mágneses tér Periódus: 5-20 perc, ampl: 0.001-002 mag önmagában nem pulzálhatnának pólusokon erős mágneses tér --> elnyomja a konvekciót, pulzáció működhet Korai színképtípusú kék változók β Cephei: korai B óriások, 10-15 MNap Periódus: 0,1-0,6 nap, amplitúdó: 0,01-0,3 mag

Radiális, néha nemradiális p módusok spektrális változások is Lassú B pulzátorok (SPB): késői B óriások Periódus hosszabb, 0,4-1 nap Nemradiális g módusok Hibrid változók Instabilitási sávok átfednek Azonos fejlődési állapotban lévő csillagok β Cep/SPB δ Sct/γ Dor p- és g-módusok egyszerre gerjesztődhetnek Hosszú periódusú és félszabályos változók Vörös óriáscsillagok (F,G) K, M típusok, RG, AGB ágon hosszúperiódusú változások szabályostól a teljesen szabálytalanig RV Taurik, Mirák, félszabályosak (SRA/B/C/D), lassú irregulárisok RV Tauri csillagok Szuperóriás II. populációs (öreg) csillagok Átmenet a cefeidák és a mirák között, hasonlóak a W Vir típushoz Periódus: 30-150 nap, ampl: <5 mag A fénygörbe nem teljesen szabályos RVa: állandó átlagfényesség RVb: átlagfényesség ~1000 napos periódussal változik alacsony dimenziójú káosz (NEM olyan káosz, hanem igazi) Alacsony

dimenziójú káosz A káosz nem „összevisszaság” A kezdőfeltételekre való extrém érzékenység Ezek sosem ismertek pontosan --> Előrejelezhetetlenség (egy rövid időszakon túl) Determinisztikus, „egyszerű” rendszer Pl. időjárás nem ilyen! Csillagokra: néhány cikluson túl nem lehet előrejelezni, sok megfigyelésből sem Félszabályos változók Vörös óriás és szuperóriás csillagok Fényváltozásban több-kevesebb szabályosság, periodicitás Periódus: 20-2000 nap, amplitúdó: 1-5 mag, ált. <25 Négy alcsoport: SRA: meglehetősen szabályos, áll. periódus Átmenet a Mirák és SRB-k között? SRB: Óriások, átlagos periódus kimutatható Időnként irreguláris szakaszok Félszabályos változók SRC: Szuperóriások, alacsony amplitúdó, hosszú, határozatlan periódusok, időnként megáll Betelgeuse SRD: Sárga és vörös óriások, forróbbak a többinél 0.1-4 mag amplitúdók, időnkénti irregularitások Mira

csillagok Radiálisan pulzáló vörös óriás és szuperóriás AGB csillagok Periódus: 80-1200 nap, amplitudó 2.5-11 magnitúdó Néha többszörös periodicitás mutatható ki LPV (Long Period Variables) – inhomogén csoport 1-2 MNap, de ~ 100 Lnap, ~ RFöld, Kiterjedt hideg légkör, erős csillagszél Valódi (bolometrikus) amplitúdó kisebb minimumban a légkör ~1500 K-re hűl Fémoxidok (TiO) elnyelése Mira csillagok Aszimmetrikusak, forró foltok a felszínen Mira: kettős, anyagáramlás a kísérőre UV-ben Változó fehér törpék Multiperiodikus, nem radiális g-módusok, 0.001-03 magnitudós fényváltozások,jó időfelbontású és pontos fotometria szükséges vizsgálatukhoz PNNV (Planetary Nebula Nuclei Variables): Nagyon forrók, planetáris ködök központi csillagai. 1000-3000 másodperces periódus. DOV (PG 1159): Forró leendõ fehér törpék (pre-white dwarfs). Ionizált He 400-1200 másodperces periódus. DBV (GW Vir): He-atmoszféra.

100-1000 másodperces periódus DAV (ZZ Ceti): H-atmoszférak, néhány perces periódus Változó fehér törpék Fehér törpe fénygörbék Nap-típusú oszcillációk Űrtávcsövek (főleg Kepler) eljövetelével Pontos csillagparaméterek –> exobolygóké is pontosítható Magból eredő kevert módusok -> He-mag és H-héj égető csillagok elkülönítése – kívülről ugyanolyanok Granuláció zaja δ Scuti csillagban is – 1%-nyi konvektív réteg He-mag H-héj Nap-típusú oszcillációk Rotáció változásai Vörös óriások: – Köpeny lassul – Mag felgyorsul – Kiegyenlítődés? Eltérő belső szerkezet – Sokkal pontosabb értékek, mint a Napra – Magig, sugár 1-2%-ig >< Napnak csak a külső 1/3. Nap-típusú oszcillációk Fősorozati csillagok pontos paraméter-becslése – Kor, tömeg, sugár Exobolygók adatainak pontosítása Eruptív változók rövid idő alatt nagy

mennyiségű potenciális energia szabadul fel (kitörés) kromoszférában és koronában lezajló heves folyamatok okozzák a fényességváltozást együtt járhat felszínről való anyagkiáramlással (csillagszél, anyagkidobódás) szabálytalan változások Eruptív viselkedés csillagképződés során Orion változók (fiatal csillagok, protocsillagok, ködökkel állnak kapcsolatban) FU Ori: (FUOR) 6 m fokozatos kifényesedés néhány hónap alatt, színkép is változik, lassú halványodás 1-2 m, evolúciós fázis lehet EX Lupi (EXOR): ugyanez „kicsiben” - változó akkréciós ráta T Tauri csillagok: infravörös többlet, H és Ca emisszió, a bonyolult és változó vonalprofilok --> anyagkiáramlás, csillag felszínére hulló anyag többféle fényváltozás: lassú ingadozás (100 nap), minimumok (10 nap), kitörések (0,01 – 0,1 nap), emissziós vonalak változásai (0,1 – 1 nap) Fősorozati eruptív csillagok Fler csillagok: K – M

színképtípusú emissziós törpecsillagok fler = rövid ideig tartó hirtelen kifényesedés flerezés korral csökken, jellemzően pár percig tartanak nyílthalmazokban gyakori Wolf-Rayet csillagok: nagy tömeg nagyon erős csillagszél Óriások, szuperóriások RCB (R Coronae Borealis): hirtelen fényességcsökkenések, akár évekig is eltarthat nem teljesen tisztázott, lehetséges magyarázat: szénben gazdag távolodó felhők hűlnek, szemcsék kikondenzálódnak, elnyelik a fényt S Dor (LBV, Luminous blue variables) nagy tömegű nagyon fényes csillagok, tömegvesztés Kataklizmikus változók több nagyságrenddel nagyobb energia szabadul fel mint az eruptív változóknál, a csillag szerkezetét is megváltoztathatja legtöbbjük szoros kettős rendszer, kísérő csillag tömegátadása váltja ki a kitörést csillag felületi rétegeiben pl. nóvák, törpenovák szimbiotikus csillagok csillag belsejében pl. szupernóvák Novák akkretáló csillag

egy fehér törpe a ráhullott anyag burkot képez, egyre vastagodik megindul a hidrogén fúziója, termonukleáris megszaladás a jelenség robbanásszerűen zajlik le 1-100 nap alatt 7-20 mag felfényesedés, majd lassú (évekévtizedek) ingadozó visszahalványodás maximális abszolút fényességük kb. egyforma -> távolságindikátorok Rekurrens novák Novák csoportosítása: fénygörbe lefutása Na: gyors <100 nap Nb: lassú Nc: nagyon lassú, évekig maximumban van valószínűleg fizikailag különböznek Nr: rekurrens nóvák (visszatérő nóvák) Nl: nova-like (nova-szerű) változók soha sem észleltek kitörést, akkréció mágneses erővonalak mentén, vagy akkréciós korongból Törpenovák gyakori kitörések (pár nap – néhány hónap) 2 – 6 mag fényváltozás nem periodikus, de minden csillagra van egy jellemző gyakoriság mechanizmus: az akkréciós korong instabilitások miatt időnként megcsúszik Típusok SU Ursae Majoris U Geminorum

Z Camelopardalis Törpenovák SS Cyg U Gem típus – Eltérő hosszúságú kitörések – diszkben lévő anyag mennyiségétől függ Törpenovák V344 Lyr – SU UMa típus 5 kitörés, 1 szuperkitörés – Normál: termális instabilitás, szuper: árapály-instabilitás is, normálnál nagyobbra növő diszkben Törpenovák Z Cam – Normál, anomális és platós kitörések is – Köztük „standstill”, ilyenkor nóva jellegű viselkedés – Magasabb anyagátadási ráta, ami megakadályozza a kitöréseket Szimbiotikus csillagok kis amplitúdójú fényváltozás nincs kitöltve a Roche-lebeny, a vörös óriás komponens instabilitásátólból eredő tömegvesztés a csillagszélből akkretál a kompakt objektum, ami emiatt nagyon forró és fényes ionizálhatja a csillagszelet, (köd emissziós vonalak a spektrumban) Szupernovák a legnagyobb energiájú robbanások az univerzumban, összeroppanás Ia típus: vörös óriás -

fehér törpe szoros kettős a fehér törpe az akkréció következtében eléri Chandrasekar-határt (~1.4 naptömeg) Alternatíva: két fehér törpe összeolvadása II típus, Ib, Ic: 8 naptömegnél nagyobb csillagok fűtőanyag elfogyása után mag összeroppan --> neutron csillag (pulzár) --> fekete lyuk (extra nagy tömeg, hipernova) osztályozás eredetileg színkép alapján történt H, He I, SiII vonalak alapján Ia típusú szupernova robbanás energiája: 1–2 × 1044 joule -19.3 abszolút magnitúdó kifényesedés „standard gyertya” --> extragalaktikus távolságmeghatározás Kettős fehér törpe egyre népszerűbb Gyakoriság ~ SN Ia Akkréció nagy „röntgenfátyolt” adna a gx-okra -> nem látjuk EZ NEM STANDARD! II típusú szupernovák Kollapszus: Két altípus fénygörbe lefutása alapján: P – platós L – lineárisan csökkenő plató oka: külső H-héj ionizálódik --> opacitás nő hűlés közben viszont

rekombinálódik --> újra átlátszó lesz. Híres szupernovák a történelemben SN 185 Kína i. sz 185-ben SN 1054 maradványa a Rák-köd. SN 1572 Tycho Brahe SN 1604 Kepler szupernóvája a távcső felfedezése után extragalaktikus szupernóvák, első: S Andromedae (SN 1885A) Foltos csillagok Nem a kisugárzott energia változik, nem egyenletes a felületi fényesség eloszlása, csillagfoltok A forgás miatt válnak változókká. Erős mágneses tér hozza létre a foltokat. Jól mérhető a csillag forgási periódusa + esetleges mágneses ciklus Aktív területek mérete: pl. G színképtípusnák ~ 15% K színképtípusnál ~ 50% Megfegyelési módszerek: Fotometria, Doppler imaging Doppler imaging Spekrumvonal torzulás Használat kritériumai: v*sini = 10 − 100km/s i: 20˚-70˚ Folt (Foltcsoport) mérete, helyzet RS Canum Venaticorum csillagok Szoros kettősök erős mágneses térrel Csillagfoltok, flerek, kromoszferikus aktivitás 1-20 nap,

<0.2 mag Ellipszoidális változók gyorsan keringő közeli kettős változó nagyságú felületet mutatnak felénk --> kis amplitúdójú szabályos változás Változó csillagok észlelése Katalógusok: pl. GCVS Hosszú idősorok: amatőrcsillagászok AAVSO: American Association of Variable Star Observers VSOLJ: Variable Star Observers League of Japan Nemzetközi kampányok, hálózatok: pl. WET (Whole Earth Telescope) HATnet, NSVS, ASAS, SONG Programtávcsövek: Konkoly Blazhko Survey Űrprogramok MOST Microvariability and Oscillations of Stars Kanada, 2003Első asztroszeizmológai műhold 15 cm távcső --> legfényesebb csillagok Folyamatos megfigyelések, precíz fotometria Űrprogramok CoRoT Convection, Rotation and planetary Transits CNES (Fr.) + EU országok + ESA, 2007-12 Asztroszeizmológia és exobolygók keresése 27 cm távcső, választott fényes célpontok Két égi terület, 150 és 30 napos mérések Magyar közreműködés Eddig 19

publikált bolygó, egy szuperföld Űrprogramok Kepler NASA/JPL + egyéb, 2009Fő cél: exo-Földek keresése Exobolygók és asztroszeizmológia 95 cm-es távcső, egy terület az égen 3,5 évig folyamatosan - meghosszabbítva Magyar közreműködés Űrprogramok BRITE-Constellation Kanada, Ausztria, Lengyelo. 6 nanoműhold – Első 2: 2013. február 25 3 cm-es objektívek, 2 szín <4 magnitúdóig – 354 csillag Űrprogramok PLATO: PLAnetary Transits and Oscillatons of stars ESA M javaslat – 2018-ban nem, 2022-24? CHEOPS ESA S misszió, exobolygók karakterizálása GAIA: ESA, 2013, asztrometriai műhold Fotometria, spektroszkópia kb. havi egy mérés csillagonként