Pulzáló fehér törpecsillagok anatómiája 

1964 telén Arlo Landolt amerikai csillagász szokatlan viselkedést figyelt meg az egyik általa vizsgált csillagnál: rövid, mintegy 12 perces periódusidejű, kis amplitúdójú fényességváltozást a HL Tau 76 katalógusjelű fehér törpénél. Ez a felfedezés jelentette az első lépést a pulzáló fehér törpecsillagok legnépesebb csoportjának, az úgynevezett ZZ Ceti, vagy másképpen DAV objektumoknak, mint új változócsillag-típusnak a megismerése felé. A következő évtizedben ugyanis szisztematikus észlelőmunka eredményeként egyre több hasonló viselkedésű csillagot fedeztek fel. Később új csoportokkal bővült a pulzáló fehér törpecsillagok családja: kiderült, hogy a ZZ Cetiknél forróbb V777 Her (avagy DBV), illetve a DBV-knél még forróbb, GW Vir típusú csillagok is hasonló fényességváltozásokat mutatnak. Ezeket a csoportokat szerkezetükben és fejlődési állapotukban némileg különböző fehér törpecsillagok alkotják. 

A csoportokat a V777 Herculis, illetve a GW Virginis típusú csillagoknál az elsőként felfedezett objektumról nevezték el, míg a ZZ Cetik esetében érdekes módon a másodikként észlelt csoporttagról. Ez a három csoport a legnépesebb a pulzáló fehér törpecsillagok körében. A felfedezések azonban nem értek még véget: 2008-ban újfajta, széndominált légkörű pulzáló fehér törpét jelentettek (DQV csillagok), illetve ugyanebben az évben a ZZ Cetikhez hasonló felépítésű, de azoknál forróbb DAV csillagokat is találtak (forró DAV-k). Ismertek továbbá olyan ZZ Ceti csillagok is, melyek az átlagnál nagyobb, illetve kisebb tömegűek: ezek az extrém kis tömegű, illetve extrém nagy tömegű ZZ Cetik („ELM-DAV” és „EHM-DAV” objektumok).

Fehér törpecsillagok
mint a csillagfejlődés végállapotai 

A sokféle lehetséges kiindulási tömeg ellenére a csillagok körülbelül 95-98 százaléka egyszer fehér törpeként fejezi be fejlődését. A csillagmagban a hidrogén mennyiségének csökkenésével a fúziós folyamatok előbb-utóbb leállnak, a mag összehúzódik, majd a hidrogén égetése a magot körülvevő hidrogénrétegben folytatódik. A csillag tehát elhagyja a fősorozatot, és a vörös óriás állapotba érkezik: ekkor sokkal nagyobb kiterjedésű és kisebb felszíni hőmérsékletű, mint amilyen a fősorozaton volt (a csillagok evolúciós fejlődése a Hertzsprung–Russell diagramon elfoglalt helyükkel írható le – a szerk.). A csillagmag összehúzódásával előbb-utóbb aztán elég magas lesz a hőmérséklet ahhoz, hogy ott beinduljon a hélium fúziója. Emellett tovább folytatódik a hidrogénhéjégés, ekkor mondjuk azt, hogy a csillag a horizontális ági fejlődési állapotban van. A héliumot szénné és oxigénné alakító fúziós folyamatok leálltával a csillag magja újra összehúzódik, az ezt körülvevő burok kitágul, és a vörös óriás állapothoz hasonlóan a csillag burkában, most a hidrogén- és héliumrétegek alján folytatódnak a magreakciók. Ezzel a csillag megérkezett az aszimptotikus óriáságra. Erre a fejlődési fázisra jellemző, hogy végére a csillag elveszíti tömegének, pontosabban külső gázburkának jelentős részét. Feltárul a csillagmag, amely megvilágítja az azt körülvevő, táguló gázhéjat, planetáris ködöt képezve.

A fúziós folyamatok leálltával a csillagmaradvány elérkezik a fehér törpe előtti állapotba, melynek jellemzője a gyors hűlés és összehúzódás. Ezen objektumok felszíni hőmérséklete kezdetben igen magas, akár 170 000 kelvin is lehet, és igen fényesek, a luminozitásuk (a kibocsájtott összsugárzási teljesítményük) meghaladhatja az 1000 napluminozitást is. Mivel további energiatermelés már nem folyik bennük, ezért ezek az értékek gyorsan csökkennek, miközben a csillagok összehúzódnak. A zsugorodásuk egészen addig folytatódik, amíg a körülbelül fél naptömegnyi csillagmaradvány egy nagyjából Föld méretű égitestbe lesz „préselve”. Ez úgy lehetséges, hogy az így kialakult fehér törpék belsejét elfajult állapotban lévő elektrongáz, illetve egy nem elfajult ionkomponens alkotja. A gravitációs erővel szemben az elektrongáz nyomása biztosítja azt, hogy a csillag ne roppanjon össze. Ezt az egyensúlyi állapotot azonban nem lehet akármilyen tömegig fenntartani, a Chandrasekhar-határ fölé érve, mely 1,4 naptömeg körül van, a csillagmaradvány összeomlana, és szupernóva-robbanás következne be.

Egy átlagos, 0,6–0,7 naptömegű fehér törpe szerkezete a következőképpen néz ki: a tömegének több mint 99 százalékát a szénből és oxigénből álló csillagmag teszi ki, amit egy 60–100 km vastag, nem elfajult gázból álló burok vesz körül (2. ábra). A csillagmaradványra a lassú hűlés jellemző, egészen addig, amíg majd fekete törpévé válik, és eltűnik a szemünk elől. Érdekesség, hogy a kialakult fehér törpék tömege ennyire jól meghatározott tartományban mozog: 0,5 naptömeg alatt vagy 0,8 naptömeg fölött kevés ilyen csillagot találunk. Ez arra utal, hogy a fehér törpék kialakulásában fontos szerepe van a fősorozat utáni fejlődés tömegvesztéssel járó folyamatainak.

Az ismert fehér törpék döntő többsége DA spektráltípusú, ahol a csillagmagot körülvevő gázburkot egy vékony héliumréteg, illetve egy efölött elhelyezkedő még vékonyabb hidrogénréteg alkotja. Az elemek ilyen elrendeződése a fehér törpék erős gravitációs vonzásának köszönhető, melynek következtében a nehezebb és könnyebb elemek egymásra rétegződve helyezkednek el. DA csillagok vannak a leghűvösebb és legforróbb fehér törpék között is. Két nagyobb csoport még a DO és DB csillagoké, ahol hélium dominálja az objektumok légkörét. E kettő közül a DO csillagok forróbbak, felszíni hőmérsékletük magasabb 45 000 kelvinnél, míg a DB csillagok a 12 000 és 30 000 kelvin közötti tartományt foglalják el. E két hőmérsékleti tartomány között, nem egészen tisztázott okoknál fogva, mindössze néhány héliumlégkörű fehér törpét ismerünk. 

Fehér törpe változócsillagok 

Ahogy DA típusú fehér törpéből ismerjük a legtöbbet, a pulzáló fehér törpecsillagok közül is a legnépesebb a DAV-k (avagy ZZ Cetik) csoportja, ahol a DA jelölés mellett a V betű a fényességváltozásra utal. Felszíni hőmérsékletük 12 000 kelvin körül van (10 500 – 13 000 kelvin), de a pulzációt leszámítva közönséges DA típusú fehér törpék. A héliumlégkörű DBV (vagy V777 Her) csillagok pulzációját elméleti úton már megjósolták első tagjuk észlelése előtt, melyet 1982-ben publikáltak. Ezek az objektumok forróbbak a DAV csillagoknál, körülbelül 22 000 – 29 000 kelvin közötti felszíni hőmérsékletűek. A GW Vir csillagok forró (80000 – 170000 kelvin), gyorsan fejlődő csillagok, melyek csak nemrég hagyták el az aszimptotikus óriásági fejlődési fázist, és több tagjuk körül még planetáris köd is látható. Egy részük szén, oxigén és hélium jelenlétét is mutatja még a légkörében, míg a kevésbé forróak héliumlégkörű DO fehér törpékként jelennek meg. Itt már megtörtént a nehezebb és könnyebb elemek gravitációs elrendeződése. Jelenleg kb. két tucat GW Vir és DBV csillagot ismerünk, míg kb. 200 ZZ Ceti pulzátort.

1. ábra. A Nap, a Föld és egy tipikus fehér törpecsillag relatív mérete. (Forrás: Max Planck Institute for Gravitational Physics)

Kérdés, hogy mi okozza ezen csillagok fényességváltozását. Az összes pulzáló fehér törpecsillagról elmondható, hogy ún. nemradiális, g-módusú, multiperiodikus, relatíve kis amplitúdójú pulzációt mutatnak. A nemradiális jelző azt jelenti, hogy a csillagban horizontális irányban is elmozdulnak a tömegelemek, nem egyszerűen gömbszimmetrikusan kitágul és összehúzódik a csillag. g-módusú pulzációról akkor beszélünk, amikor a csillagban az egyensúlyi helyzetükből kitérített tömegelemekre ható visszatérítő erő a gravitáció. Multiperiodikus a pulzáció akkor, ha egyszerre több pulzációs periódussal is történnek fényességváltozások. A fehér törpékhez hasonló nemradiális pulzátoroknál az általunk is megfigyelhető fényességváltozások oka, hogy az elmozduló tömegelemek alacsonyabb és magasabb hőmérsékletű területek szabályos váltakozását hozzák létre az adott csillag felszínén.

Betekintés a csillagok belsejébe 

Nem elégszünk meg azonban azzal, hogy megfigyeljük e csillagok fényességváltozásait, és a kapott fénygörbék analízisével meghatározzuk, hogy milyen periódusokkal pulzálnak. Ennél többet szeretnénk: célunk, hogy az észlelt pulzációs periódusok segítségével többet tudjunk meg a csillagok belső szerkezetéről és az abban végbemenő folyamatokról, azaz a csillag asztroszeizmológiai vizsgálata.

2. ábra. Egy fehér törpecsillag szerkezete. (Forrás: Space Telescope Science Institute)

A pulzáció jelenségét alapvetően arra vezethetjük vissza, hogy a csillagok magas hőmérsékletű központi részéből folyamatos energiaáramlás történik a felszín felé, melynek hatására bizonyos fizikai körülmények között önfenntartó rezgések gerjesztődhetnek a csillagbelsőkben. Ennek eredménye a tömegelemek már említett mozgása a csillagokban. A különböző pulzációs periódusokhoz tartozó sajátmódusok különböző mélységben tudnak terjedni egy csillag belsejében, ami olyan paraméterektől függ, mint a hőmérséklet, nyomás, sűrűség és anyagi összetétel. Az tehát, hogy milyen periódusú rezgések tudnak gerjesztődni, az adott égitest belső szerkezetéről, fizikai paramétereiről árul el információkat. A gyakorlatban egy csillag asztroszeizmológiai vizsgálata gyakran úgy történik, hogy létező csillagmodellekből számolt pulzációs periódusok értékeit hasonlítjuk össze a mért pulzációs periódusok értékeivel, és keressük azt a csillagmodellt, amely a legjobb közelítéssel adja vissza a csillag észlelt tulajdonságait. Az asztroszeizmológián kívül jelenleg más módszerrel nem tudjuk feltérképezni egy csillag belsejét, ezért a pulzáló változócsillagok egyedülálló lehetőséget biztosítanak az asztrofizikai kutatások számára.

3. ábra. Alacsonyabb és magasabb hőmérsékletű (sötétebb és világosabb) területek váltakozása egy nemradiális pulzációt végző csillag felszínén.

A fehér törpecsillagok azért is kiemelt jelentőségűek, mivel tanulmányozásukkal extrém nyomási és hőmérsékleti viszonyok között vizsgálhatjuk az anyag viselkedését, azaz kiváló kozmikus laboratóriumok részecskefizikai ismereteink ellenőrzésére. Továbbá, mivel fejlődésük végén járnak, belső szerkezetük tanulmányozásával lehetőség nyílik a csillagfejlődés korábbi lépéseiről rendelkezésre álló elméletek pontosítására, illetve egy adott csillagpopuláció fehér törpéinek fényességét megmérve következtethetünk azok korára, és így magának a csillagpopulációnak (például a Tejútrendszer egyes részeinek) a korára is.

4. ábra. Felfényesedési epizód egy ZZ Ceti csillagnál: a normál pulzációs állapotot piros vonal, a felfényesedéshez tartozó fénygörberészt zöld vonal jelöli [2]. (Forrás: J.J. Hermes, University of Warwick, NASA)

Változás a változásban 

Az asztroszeizmológiai vizsgálatok kulcsa azonban az, hogy nagy pontossággal meg tudjuk határozni a pulzációs periódusok értékeit. Itt kezdődik a probléma számos fehér törpe változócsillagnál: különösen a planetáris ködbeli változók, illetve a DBV és DAV csillagok hűvösebb tagjainak esetében viszonylag rövid (napos-hetes-hónapos) időskálán is le tudnak játszódni jelentős amplitúdó-, illetve frekvenciaváltozások a pulzációs periódusoknál. Több csillag esetében is azt látjuk, mintha hónapról hónapra más objektumot észlelnénk, ahogy egyes módusok amplitúdója jelentősen lecsökken, miközben másoké pedig megnő, esetleg új pulzációs frekvenciák bukkannak fel. Ennek magyarázata lehet például nemlineáris pulzációs effektusok jelenléte, közeli módusok kölcsönhatásai, vagy a pulzáció gerjesztésében is szerepet játszó konvekció (mely a víz forrásához hasonló módon szállít energiát a csillagok belsejében) és a pulzáció kölcsönhatása.

Újfajta, szintén jelentős változást e csillagok viselkedésében a Kepler fotometriai űrtávcső tárt fel (a Kepler távcsőről lásd Juhász Áron cikkét júniusi számunkban – a szerk.): szabálytalan időközönként és mértékben történő felfényesedéseket mért hűvösebb ZZ Ceti csillagoknál. Először 2015-ben publikáltak ilyen jellegű fényességváltozást (Keaton J. Bell és munkatársai, Texasi Egyetem), azóta pedig fél tucat csillagnál figyeltek meg hasonló viselkedést. A jelenség lényege, hogy a csillag átlagos fényessége viszonylag gyorsan, kb. 1 óra alatt legalább néhány, de akár 15 százalékkal is megnő (4. ábra). Egy ilyen kitörés aztán több óráig, vagy akár több mint egy napig is eltarthat, majd a csillag fényessége lecsökken a kiindulási állapotra. Jellemzően néhány nap vagy hét elteltével a jelenség újra megismétlődik. Pontos számokat nehéz az eseményekhez kötni, mivel még ugyanazon csillag esetében is különböző mértékben nő meg a fényesség kitörésről kitörésre, ráadásul ezek időtartama és az egyes kitörések között eltelt idő sem állandó [1].

A jelenség mögött álló fizikai folyamatok megértéséhez jó tudni, hogy a csillag az ilyen felfényesedések alatt is pulzál, csak éppen változnak az egyes módusok amplitúdói, illetve új pulzációs frekvenciák tűnhetnek fel, majd el. Több lehetséges forgatókönyvet is megvizsgálva úgy tűnik, hogy a felfényesedések a csillag pulzációjával kapcsolatosak: valószínűleg a kitörések alatt energia áramlik át egyik módusból más módusokba, amelyek azonban nem tudnak stabilan gerjesztve fennmaradni, és a csillag belsejében történő csillapítás során leadják ezt az újonnan szerzett energiamennyiséget.

5. ábra. Összefüggés a fehér törpék forgási periódusa és tömege között [3].

Ennek a jelenségnek a megismerése segíthet annak megértésében is, hogy miért nem látunk kb. 10 500 kelvinnél hidegebb ZZ Cetiket, holott elméletileg ennél alacsonyabb hőmérsékleten is gerjesztődhetne még pulzáció. Mivel ilyen felfényesedéseket eddig csak hűvös ZZ Cetiknél észleltek, nem kizárt, hogy a felfényesedéseket okozó fizikai folyamatok állnak amögött, hogy a leghűvösebb objektumoknál aztán idővel leáll majd a pulzáció. 

Forgás és tömeg 

A pulzációs tulajdonságok változása mellett számos esetben tudunk azért szabályosságokat is kimutatni a pulzációs frekvenciákat tanulmányozva: úgynevezett triplet, illetve kvintuplet szerkezeteket, amik szabályos frekvenciatávolságokra lévő hármas, illetve ötös frekvenciacsoportokat jelentenek. Ezek a csillag forgásának következtében jelennek meg, és az egyes frekvenciakomponensek távolságából következtethetünk a csillagok forgási periódusára. Amennyiben pedig eltérés van ettől a várt egyenközűségtől, az differenciális rotációra (eltérő forgási periódusú területekre) utalhat a csillag belseje felé haladva, vagy pedig mágneses tér jelenlétét is jelezheti. Szintén a Kepler űrtávcső méréseinek, illetve az eddig összegyűlt földi méréseknek az összegzése vezetett ahhoz a felfedezéshez, hogy úgy tűnik, mintha a nagyobb tömegű ZZ Cetik gyorsabban forognának, habár ennek megerősítéséhez a minta elemszámának további bővítésére van szükség a kb. 0,7 naptömeg fölötti tartományban (5. ábra). A fehér törpecsillagok egyébként napos-órás időskálán forognak, tehát viszonylag lassan forgó csillagoknak számítanak.

Magyar vonatkozások 

Magyarországon az MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézetének kutatói foglalkoznak pulzáló fehér törpecsillagok vizsgálatával. Célunk egyrészt egy-egy kiválasztott csillag megfigyelése legalább egy észlelési szezonon keresztül asztroszeizmológiai vizsgálatok céljából, illetve évente 1-2 alkalommal résztvevői vagyunk nagyobb nemzetközi megfigyelési kampányoknak is. Jelenleg a 2018 áprilisában felbocsátott TESS fotometriai űrmisszió számára is gyűjtünk adatokat. A TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) teljeségbolt-felmérő program fő célja exobolygók detektálása közeli és fényes csillagok körül a csillag előtti elhaladásukkor bekövetkező fényességcsökkenést detektálva (tranzit módszerrel). Azonban emellett lehetőség van rövid mintavételezési idővel adatokat kapni például fehér törpecsillagokról is. Mi már az előzetes célpontválasztási munkafázisba bekapcsolódtunk, és ennek során új ZZ Ceti csillagokat is felfedeztünk. Tervünk a TESS célpontjaival kapcsolatos földi bázisú észlelések folytatása, illetve az űrtávcső méréseinek analízise. 

Bognár Zsófia

Irodalom:

[1] Bell, K.J. és mtsai, ASP Conference Series, 509, 303 (2017)

[2] Hermes, J.J. és mtsai, The Astrophysical Journal Letters, 810, L5 (2015)

[3] Hermes, J.J. és mtsai, The Astrophysical Journal Supplement Series, 232, 23 (2017)

Sódorné Bognár Zsófia: „A fehér törpecsillagok világa”, Meteor Csillagászati Évkönyv 2010, 193-213 (2009)

Bognár Zsófia: „Pulzáló fehér törpék váratlan kifényesedései – újabb meglepetés a Keplerrel”, https://www.csillagaszat.hu/uncategorized/pulzalo-feher-torpek-varatlan-kifenyesedesei-ujabb-meglepetes-a-keplerrel/