| Köszöntünk a Változócsillag Szakcsoport honlapjain! |
|
|---|
Cikksorozatunk elsô két részében a mit és a hogyan kérdését jártuk körbe. A változócsillagok típusainak ismertetése után a Magyarországon meghonosodott észlelési technikák kerültek sorra. A legelsô cikkben említett célkitűzést, mégpedig a kezdô észlelôk számára adott útmutatást, tanácsadást ezzel akár megvalósítottnak is tekinthetnénk. Azonban joggal merülhet fel bárkiben, hogy tulajdonképpen miért is jó a változócsillagok észlelése, mire lehet esetleg fölhasználni az amatôrök vizuális fényességbecsléseit, mi az, ami havonta több tucat magyar amatôrt arra késztet, hogy vállalva a szúnyogokkal való viaskodást, vagy a sűvítô jeges szélben történô fagyoskodást, rendszeresen kivonuljon távcsövével az ég alá, és változócsillagokat keressen fel!? Ezekre a kérdésekre próbálunk meg választ adni ezzel a cikkel.
A legelsô és talán amatôrcsillagász szemmel a legtermészetesebb válaszok a következôk: azért jó a változózás, mert érdekes, mert izgalmas, mert ez a mi hobbink. Ezek azonban olyan válaszok, amelyek a felületes érdeklôdôt biztosan nem fogják meg. Így félretéve a szubjektív megközelítést, néhány példával általában és egy esettanulmánnyal konkrétan szeretnénk illusztrálni az amatôr változózás helyét a századvég csillagászatában. Az amatôrcsillagászok két nagyon fontos elônnyel rendelkeznek: mindenhol elôfordulnak, rengeteg idôvel rendelkeznek. Emiatt a váratlan események idején szinte biztos, hogy valahol a világon rendelkezésre áll egy amatôrcsillagász, aki ellenôrizni tud valamilyen speciális objektumot. Az R Corona Borealis típusú változók hirtelen elhalványodásait szinte kizárólag amatôrök fedezik fel. Ahogy a törpe nóvák kitöréseit is rendre vizuális észlelôk veszik észre. Mindkét említett objektum-típus pontos megértéséhez olyan profi mérésekre van szükség, amelyek nagyon speciális fázisban készülnek. Hiszen pl. mindaddig, amíg Brian Warner (Cape Town) 1974-ben észlelésekkel nem mutatta ki, hogy a törpe nóvák kitörései során az ultraibolya tartományban kb. egy nappal késôbb kezd a rendszer fényesedni a vizuálishoz képest, addig a kataklizmikus változók akkréciós korongon alapuló modellje csak egy volt a sok elméleti feltevés közül.
Ebben a képben a kataklizmikus változó egy szoros kettôscsillag, ahol a fôkomponens egy fehér törpe, amely körül a másodkomponensrôl származó anyag vékony korongban spirálozik a fôkomponens felé, ez az akkréciós korong (igen széles hullámhossz-tartományban az akkréciós korong a rendszer legfényesebb komponense). Kitörés akkor következik be, amikor a másodkomponensrôl nagyobb mennyiségű anyag jut az akkréciós korongba. A felfényesedést a fölös anyag felszabaduló gravitációs helyzeti energiája adja, amely felfűti az akkréciós korongot.Mivel az akkréciós korong külsô (hidegebb) régiói a látható tartományban sugároznak erôsebben, ezért az akkréciós korongon kívülrôl befelé haladó változás elôször vizuálisan jelentkezik. Az ultraibolya tartomány megfigyeléséhez azonban űrbéli távcsövekre van szükség, amelyek nagyon kötött észlelési programmal bírnak. Tehát szükség van egy riasztócsengôre, amely idejében értesíti a kitörésre váró szakcsillagászokat, akik így rögtön tudnak reagálni. A nóvákat még jelenleg is fôleg amatôrök fedezik fel, igaz, általában fotografikus úton. A szupernóvák felfedezése sokkal nehezebb ügy, fôleg a jelenleg működô nagy szupernóva-keresô hálózatok mellett.
A fentiek sok szempontból természetes fontossággal ruházzák fel az amatôr észleléseket. A szakcsillagászatot kiegészítô vizuális fényességbecslésekre az elôrejelezhetetlenség miatt mindig is szükség lesz (legalább is addig, amíg nem lesznek az egész eget lefedô automatikus és folyamatos égfigyelô robottávcsövek - erre azonban még várni kell). A következôkben egy sokkal kevésbé nyilvánvaló alkalmazást mutatunk be egy részletes példán keresztül.
Mind az MCSE Változócsillag Szakcsoportjának számítógépes adatbankja, mind az ehhez hasonló nemzetközi adatbázisok (legjelentôsebb közülük az Amerikai Változócsillag-észlelôk Társasága - AAVSO - adatbankja közel 9 millió egyedi észleléssel) azért létesültek, hogy könnyen kezelhetô formában elérhetôk legyenek az adott esetben több évtizedre visszanyúló fénygörbék. Ezen emberi skálán igen hosszú adatsorok rengeteg információt tartalmaznak az egyedi csillagokról, csillagtípusokról. Az észlelési programok igen nagy hányada hosszú periódusú pulzáló változó (mirák, félszabályos változók), amelyek egy-egy pulzációs ciklusa több száz napot is kitehet. Ezek részletes analízisével becslést adhatunk a csillagok tömegére, sugarára, abszolút fényességére, hômérsékletére, azaz a legfontosabb fizikai paraméterekre. Egy ilyen analízis modelljét szeretnénk részletezni a következôkben. Ha a Tisztelt Olvasó eddig már eljutott, most se lapozzon tovább, mert nem lesz semmilyen bonyolult matematikát, vagy fizikát igénylô gondolatmenet!
Közismert tapasztalat a mindennapi életbôl, hogy a különbözô anyagi minôségű tárgyakat megütve könnyen meg tudjuk ôket különböztetni a hallott hang alapján. Tiszta csengés, magas, vagy mély, gyorsan elhaló, vagy kitartóan szóló hang - mind-mind a megütött tárgy belsô tulajdonságaira utal. Igen jó közelítéssel az ütéssel megrezgetett tárgy rezgéseinek frekvenciája (azaz a hangmagassága) a sűrűséggel lesz arányos. Emellett azt is tudjuk, hogy a ezek a rezgések nem tiszták, különbözô frekvenciájú összetevôk alakítják ki (azaz a hangszín is különbözik).
Az is közvetlen tapasztalat, hogy pl. a megütött harang, csengô is más hangon fog megszólalni, attól függôen, hogy mekkora, vagy hogy hogyan ütjük meg. Adott esetben ugyanazt a harangot is meg tudjuk szólaltatni eltérô hangon, ha kicsit másképp ütjük meg, vagy pl. valahol megfogjuk és úgy ütünk rá. A különbözô hangokat megvalósító állapotokat nevezzük rezgési módusoknak, amelyek frekvenciái szorosan összefüggnek. Ezen egyszerű hangtani analógiák átvihetôk a pulzáló változókra is, amelyek fényességüket azért változtatják, mert periodikusan összehúzódnak és kitágulnak, tehát sugárirányú rezgéseket végeznek (nem csak ilyenek léphetnek fel, de ezzel most nem foglalkozunk). A pulzáló változókban a rezgés eredményeképpen egy periodikus fénygörbét kapunk, amely a hanghoz hasonló módon információkat hordoz a csillagok sűrűségérôl, méretérôl. Ezeknél a csillagoknál sajnos nincs közvetlen tapasztalatunk az összefüggésekrôl, így az elméleti számításokra vagyunk utalva.
Az elméleti számításokat nem lenne túl szerencsés itt részletezni. Lényegét tekintve a csillagokat, mint gázgömböket több száz, vagy ezer koncentrikus gömbhéjra osztják, amelyek között néhány fizikai alapegyenlet írja le a kölcsönhatásokat (kulcsszavak: hidrodinamika, termodinamika, sugárzásterjedés). Ezeket az egyenleteket numerikusan, szuperszámítógépekkel meg lehet oldani modellcsillagokra. A modellcsillag egy a tömegtôl, összetételtôl, hômérséklettôl és abszolút fényességtôl (pontosabban a fényteljesítménytôl, azaz a luminozitástól) függô belsô szerkezetű gázgömb. A számítások eredményeképpen megkapjuk a csillagok sugarát, esetleg az említett paraméterek változását. Bizonyos hômérséklet, tömeg, stb. tartományokban a számítások idôben változó sugarat eredményeznek, azaz a modellek pulzációt mutatnak. Ami a fénygörbék értelmezéséhez kulcsot ad: a modellszámítások eredménye a különbözô tömegű, hômérsékletű és abszolút fényességű modellcsillagok lehetséges rezgési módusainak periódusa (hosszú táblázatokat kell elképzelni, amelyek a bizonyos értékek között kis lépessel változtatott paraméterek függvényében a rezgési periódusokat tartalmazzák)! Így elsô közelítésben a fénygörbe periodicitását összehasonlítva a modellekkel, ill. a modellcsillag paramétereit megfeleltetve a valódi csillag jellemzôinek, egyszerűen adódik a vizsgált objektum természete.
A helyzet természetesen nem ilyen egyszerű. Viszonylag sok, különbözô paraméterű modell mutathat ugyanakkora periódusú rezgést. Egész más azonban a helyzet, ha nem tiszta rezgésrôl van szó, hanem több komponens is megfigyelhetô, tehát több rezgési módus is működik (ez annak felel meg, hogy a megszólaltatott harang többféle rezgésbôl állítja össze a hangot). Az elméleti számítások a leghosszabb periódusú, ún. alapmódus mellett eredményként szolgáltatják a rövidebb periódusú ún. felharmonikusokat is. A különbözô rezgési állapotok periódusai viszont már nem függetlenek, tehát jól behatárolható paraméterű modellek "tudják" csak a megfigyelt periódusokat visszaadni.
Ezek után egyszerűbb már a helyzet: a fénygörbe matematikai analízisével meg tudjuk határozni a periodikus összetevôket és összehasonlítás útján kikereshetô a megfigyelt összetevôket legjobban visszaadó modell. A matematikai analízisnél elsôsorban a hagyományos Fourier-analízisre kell gondolni, amely egy matematikai transzformáció révén a fénygörbébôl elôállít egy ún. frekvenciaspektrumot, amely azt mutatja, hogy a különbözô frekvenciájú összetevôk mekkora súllyal (amplitúdóval) vesznek részt a fénygörbe kialakításában. Amelyik frekvencia (a periódus reciproka) dominál, ott a spektrumban egy csúcs lesz.
Két félszabályos változócsillagra mutatnánk be az eredményeket. Mivel a cikk célja egyedi amatôrök megnyerése, ezért kiragadtunk két csillagot és két észlelôt. A Z Ursae Maioris fénygörbéjén a szerzô észlelései szerepelnek, míg az RX Ursae Maioris esetében igen aktív észlelônk, Papp Sándor megfigyeléseit választottuk az analízis alapjául (a bemutatott görbék 1991-1995 közöttiek, míg az adatsorok némileg hosszabbak: Z UMa 177 pont, 1991-1997; RX UMa 207 pont, 1990-1996). A két fénygörbe nagyon hasonló, többé-kevésbé szabályosan (l. félszabályos változók!) változnak durván 2 magnitúdós amplitúdóval. A két csillag kiszámított frekvenciaspektruma látható a következô ábrán, a hasonlóság igen erôs. Szinte csak a 190 napos (Z UMa) és a 194 napos (RX UMa) periódusnak megfelelô helyen van egy nagy csúcs, ami nagyfokú szabályosságra utal. Statisztikailag a zajból kiemelkedô csúcs még a 102 napos (Z UMa) és 99 napos (RX UMa) periódusnak megfelelô frekvenciánál látszik, a nagy csúcsoktól jobbra.
Pulzáló vörös óriáscsillagokra Ostlie és Cox publikált modellszámításokat 1986-ban. Az eredeti cikkben hosszú oldalakon sorakozó számoszlopok közül csak néhány írja le jól az ilyen periódusviszonyokat:
P0 P1 M/Mo L/Lo Teff
197,0 93,1 0,8 1500 2800
196,5 94,1 0,8 2000 3000
185,3 93,6 1,0 1500 2700
185,1 102,0 2,0 3000 2800Az oszlopok jelentése: alapmódus periódusa napban, elsô felharmonikus periódusa napban, tömeg naptömegben, luminozitás a Napra vonatkoztatva, felszíni hômérséklet kelvinben. Jól láthatóan a modelleknek való megfeleltetés kb. 1 naptömeget, 1500-2000 napluminozitást és 2800-3000 K-es hômérsékletet rendel a csillaghoz. A hômérsékletbôl és luminozitásból a sugarakat is kiszámíthatjuk (a részletek az ajánlott irodalomban megtalálhatók), ami mindkét csillagra 200-250 napsugár (azaz a Napot kicserélve a két csillag a Földet is elnyelné). Természetesen a megfelelô bizonytalanság terheli az értékeket, ugyanakkor jelenleg gyakorlatilag nem létezik pontosabb paramétermeghatározó módszer. Persze nem szabad azt sem elhallgatni, hogy senki nem garantálja, hogy a modellek abszolút pontosan leírják a valóságot, sôt, ezt biztosan nem is igaz. Ugyanakkor a nagyságrendi becslésnél nagy valószínűséggel pontosabban megkapjuk a fizikai jellemzôket.
Röviden összefoglalva a konkrét példa eredményét: két amatôrcsillagász 6 év hosszú megfigyelés-sorozatából és az 1980-as évek közepén publikált elméleti számításokból megbecsültük a vizsgált két csillag legfontosabb paramétereit. Így azok számára is talán értelmet adhatunk a változózás nemes tevékenységének, akik az amatôrcsillagászatot is a tudományosság szempontjából közelítik meg. A fentihez hasonló alkalmazást tucatszám lehetne még sorolni és részletezni, de talán ennyi is világossá tette a miért kérdésre adható válasz(ok) lényegét.Vonatkozó irodalom:
- a sorozat elôzô két része: Meteor 1997/6. 46. old., 1997/7-8. 56. old.
- Az amatôrcsillagászok és a kataklizmikus változók, Meteor 1996/10. 40. old.
- Amatôrcsillagászok a Hipparcos-érában, Meteor 1997/9. 7. old.
- Új távlatok a változócsillagászatban..., Meteor 1997/9. 39. old.
- a példa-analízis bôvített alkalmazásai (Szatmáry Károly és munkatársai, csak az 1993-nál késôbbiek):V Boo, Meteor 1995/10. 32. old., TX Dra, Meteor 1995/1. 34. old., T UMi Meteor 1994/9. 42. old., AF Cyg, Meteor 1993/9. 46. old., R Dra, T UMa, S UMa, Meteor 1993/7-8. 46. old., W Cyg, Meteor 1993/4. 26. old.
