Rezgések együtthangzása -
a csillagbelső diagnosztikája
Kolláth Zoltán
az MTA doktora, MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete
kollath @ konkoly.hu
A csillagok képe a legnagyobb távcsövekben is csak elkenődött folt - a látott szerkezetet a földi légkör örvénylései és az optikai rendszer hibái határozzák meg. Csak néhány esetben sikerült a csillagfelszín szerkezetét megfigyelni a csúcstechnikájú teleszkópokkal, amikor a légköri változásokhoz alkalmazkodó optikai rendszerrel a nagy objektívátmérőnek megfelelő felbontást érhettek el. Egy csillag kivétel a felszíni felbontás tekintetében: a mi Napunk. Azonban a Nap esetén is csak közvetve nyerhetünk információt a belső szerkezetről. Igaz, a neutrínók a Nap belsejéből könnyedén eljutnak hozzánk - de ugyanilyen könnyedén átröpülnek a detektorainkon is -, ezért a technika mai szintjén a képalkotásra alkalmatlanok. Központi égitestünk rezgései segítettek abban, hogy csillagunk belső szerkezetét közvetve megfigyeljük.
A Nap esetében kissé olyan helyzetben vagyunk, mintha egy zavaros vizű tó fenekét vizsgálnánk. A fény csak minimális mélységbe hatol be a vízbe, és csak abból a mélységből hoz információt. Ha viszont hullámokat látunk a víz tetején, abból esetleg megtalálhatjuk azokat a részeket, ahol viszonylag sekély a tó - mivel a hullámok viselkedése változik a vízréteg vastagságával. A távoli csillagok esetén a Napéhoz képest is reménytelenebb a helyzetünk, ha a belsejükről szeretnénk megállapítani valamit. Magasból a tó hullámait sem láthatnánk, esetleg egy kis vibrálást a tóról visszaverődő fényben. A csillagok esetében ez a kis vibrálás lehet az az információ, amely elegendő ahhoz, hogy a csillagbelső "ultrahangképeit" elkészítsük.
Már régóta ismeretes, hogy a csillagok egy része változtatja a fényét - a változások időskálája pár perctől évekig terjed. A változások hatásmechanizmusát csak a 20. század második felében értették meg igazán. A változócsillagok jelentős részénél a fényintenzitásuk ingadozását a belsejükben terjedő akusztikus hullámok okozzák, melyek a csillagok ciklikus tágulásában, összehúzódásában nyilvánulnak meg - ennek megfelelően pulzáló csillagoknak hívjuk őket. A periódusok - mint általában az időtartamok - nagyon pontosan mérhetők, ezért minden egyes megfigyelhető rezgési állapot egy jól definiált számszerű információt jelent. Egy egyszerű inga esetében a periódus mérése alapján nagyon pontosan megmondhatjuk az inga hosszát - feltéve, hogy ismerjük a gravitációs gyorsulást. A csillagok jóval bonyolultabbak, mint egy inga, így egy rezgési periódus önmagában még a csillag méretét sem árulja el. A csillagok fizikájának megismerése szempontjából azok a csillagok bírnak nagyobb jelentőséggel, amelyek nem csak "monofonikusan", hanem több szólamban rezegnek. Az utóbbi időszak jelentős eredményei mind a megfigyelések, mind az elmélet szempontjából többnyire a többperiódusú pulzáló csillagokhoz kapcsolódnak.
Az egyszerre két különböző periódussal rezgő (kétmódusú) csillagok mutatják az oszcillációk kapcsolódásának legegyszerűbb formáját. Ezen csillagok működésének a megértése ezért is különleges fontosságú - ha ebbe is beletörik a modellezéssel foglalkozó asztrofizikusok bicskája, akkor a még összetettebb rendszerek értelmezésére kevés remény marad. A pulzáló változócsillagok klasszikusan ismert két főbb csoportja a cefeidák és az RR Lyrae csillagok. Mindkét csoportban megfigyelhetünk kétmódusú csillagokat, melyeket egészen a múlt század legvégéig nem sikerült kielégítően modellezni. A csillagrezgések hidrodinamikai folyamatok, melyekben az elektromágneses sugárzás terjedését is az anyag mozgásához kell kapcsolni. A folyamat modellezése csak numerikusan, számítógépek segítségével oldható meg. A numerikus modellezés története az 1960-as évekig nyúlik vissza, és olyan problémák kísérték végig, mint például a kétmódusú megoldások hiánya a modellekben. Az anyag turbulens mozgásának és a konvekciónak a korábbinál pontosabb kezelése segített abban, hogy ezeket a csillagokat numerikus számításainkban reprodukáljuk - 1997-ben kaptuk az első "kétszólamú" cefeida modelleket (Kolláth et al., 1998).
Az összetettebb változást mutató csillagoknál alapvető probléma, hogy a lehetséges rezgési állapotokból melyek valósulnak meg, és azok milyen amplitúdójúak lesznek. A rezgés lehetőségét a csillag stabilitásvizsgálata adja meg. A hepehupás dombtetőn álló labda helyzete instabil lehet, hiszen egy kicsit megpöccintve legurul onnan. Ezt az instabilitást akár ránézésre is megmondhatjuk, viszont azt már sokkal nehezebb eldönteni, hogy merre gurul a labda végül - ez utóbbihoz pontosan ismernünk kell a domborzati viszonyokat. A csillagok esetén is ezt tapasztaljuk: az instabilitás ténye viszonylag egyszerűen megadható: kiszámolható, hogy milyen periódusúak azok a kicsiny rezgések, amelyek önállóan növekednek. A kezdeti erősödés ellenére azonban előfordulhat, hogy végül a csillag egy másik periódussal kezd rezegni, és a kezdeti ritmus teljesen eltűnik a változásból. Ráadásul a csillag sokkal több különböző periódusú változással szemben is instabil lehet, mint amennyit az állandósult rezgések között megfigyelhetünk. A rezgések kiválasztódásának mechanizmusa még most is megoldatlan kérdés. A kétmódusú pulzáció is erre adott példát. A cefeida és az RR Lyrae csillagok sok modelljére a stabilitásvizsgálat három-négy különböző periódusú mozgás lehetőségét adja meg. Ezek közül általában egy, néha két rezgés marad fenn a valóságban. A kiválasztódás kulcsa a rezgési állapotok nemlineáris kölcsönhatása. Ezt sikerült jól visszaadnunk a turbulens modelljeinkben, garantálva a kétmódusú csillagpulzáció modellezését. A hidrodinamikai számolásokat egyszerűbb modellek illesztésével kibővítve a jelenségkör jól értelmezhetővé vált (Szabó et al., 2004), ezáltal a kétmódusú pulzáció modellezésének kérdése nagyrészt megoldódott.
Kiterjedt fotometriai feltérképezések (fő motivációjuk az Univerzum sötét anyagának keresése volt a gravitációs lencse jelenség segítségével) jóvoltából nagy mennyiségben fedeztek fel változócsillagokat közeli galaxisokban, így a Kis és a Nagy Magellán Felhőben is. A cefeidák és az RR Lyrae csillagok igen fontosak a távolságbecslések szempontjából. A kétmódusú csillagok ismételten kitüntetett szerepet játszanak, mert a két periódus ismerete néhány elméleti és csillagfejlődési adattal kiegészítve elegendő lehet arra, hogy megbecsüljük távolságukat: a pulzációs modellek segítségével kiszámítható az abszolút fényességük is. Az abszolút és a Földről megfigyelt látszó fényesség egybevetésével meghatározható a Magellán Felhők távolsága, amelyre Kovács Géza (2000) 63,1, illetve 50,1 ezer parszek értéket kapott. Az eredmény az ún. `hosszú távolságskálát' igazolja.
Az előzőekben tárgyalthoz hasonló csillagokban csak elvétve figyelhető meg egy harmadik, elkülönült fizikai periodicitás (nem beleértve a fő rezgések periódusához közeli rezgéseket, amelyekre később térek ki). Három periódus már nagymértékben leszorítja a csillag lehetséges fizikai paramétereinek körét. Azonban az ilyen csillagok elenyésző számúak, valószínűleg különleges fizikai állapotuknak megfelelően. A V823 Cassiopeiae változócsillag esetében például a csillag valószínűleg egy rövid, átmeneti időszakban tartózkodik (Jurcsik et al., 2006), ami csak időszakos hárommódusú rezgést jelez.
A klasszikus változócsillagok (RR Lyrae és cefeida csillagok) változásának sok esetben megfigyelhető modulációja újabb, egyidejűleg jelen lévő rezgési állapotokra utal. Az RR Lyrae csillagok esetében a jelenség Blazhko-effektus néven már régóta ismert. Míg a hasonló csillagok "normális" csoportjában csak egy periodicitás észlelhető, a modulációt mutató csillagokban a rezgés közeli periódusok összegeként jön létre. Alapesetben a csillag rezgései csak sugárirányúak, míg a leginkább elfogadott elképzelések szerint a modulációért felelős újabb rezgések már nemradiális mozgásokkal járnak. Még ma is nyitott kérdés, hogy mi határozza meg ezen oszcillációk jelenlétét a radiális irányú lüktetések mellett.
Míg a radiális csillagpulzáció esetén a nemlineáris modellek ma már egyszerűen számíthatók, a nemradiális rezgésekre ez még megoldhatatlan feladat. Az egyszerűbb közelítés, a csillag stabilitásvizsgálata az általánosabb esetben is elvégezhető, de ez csak részben ad választ a felvetődő kérdésekre. A lehetséges periódusok meghatározhatók, de a lehetséges amplitúdók már kívül esnek a megoldható körön. A sugárirányú mozgás egydimenziós leírást tesz lehetővé, ehhez képest az általános esetben, amikor már nemradiális mozgások is lehetségesek, háromdimenzióssá válik a megoldandó feladat. A szabadsági fokok növekedése indokolja a lehetséges rezgési állapotok számának jelentős növekedését. Teljes, nemlineáris, háromdimenziós pulzációs számolások a szükséges számítási kapacitás hiánya miatt nem várhatók az elkövetkező években, pedig a megfigyelések jelentős kísérleti terepet szolgáltatnak.
Több csillagcsoport is létezik (ezek például a delta Scuti csillagok, az oszcilláló fehér törpék), amelyekben rezgések sokasága figyelhető meg. Míg kétmódusú cefeidák és RR Lyrae csillagok esetében a rezgési állapotok azonosítása általában egyértelmű - például a periódusok aránya meghatározza azt -, a delta Scuti csillagok esetében az azonosítás általában nehéz. Ez jelenleg egy nagyon jelentős hátrány, hiszen a rezgési állapotok azonosításuk után felhasználhatók lennének a csillag belső szerkezetének meghatározására - azaz csillagszeizmológiai kutatásokra (hasonlóan, mint ahogy a földrengések a szeizmológiának útján segítenek a Föld belső rétegződésének meghatározásában). A rezgési állapotok azonosítására elsősorban empirikus módszerek léteznek. A különböző színekben mért változások segíthetnek a rezgési állapotok belső rendjének feltárásában, mint például az a Theta Tucanae csillag esetében történt (Paparó - Sterken, 2000). A talált rezgési állapotok csoportjai segíthetnek azok azonosításában, hozzájárulva a csillagszeizmológiai kutatásokhoz.
Az, hogy az egyes periodicitások milyen erősséggel, mekkora amplitúdóval jelennek meg, még ma is magyarázatra szorul. Nem meglepő ez a rendszer komplexitása miatt. Még lényegesen egyszerűbb rendszerekre, mint például egy gitárhúr relatív rezgési amplitúdóinak is csak a közelmúltban jelentek meg reális modelljei. A húrt rendkívül egyszerű hangzó rendszerként szokták bemutatni, viszont a valóságban ott is megjelennek a következő rezgési állapotok (hossz és keresztirányú rezgések) nemlineáris kölcsönhatásai a felfüggesztések rugalmasságán keresztül. Ezt a kapcsolatot elhanyagolva a gitárhúr telt felhangszerkezete értelmezhetetlen lenne. A csillagok akusztikája sokban hasonlít a hangszerekéhez, de azokhoz képest sokkal bonyolultabb.
A csillagrezgések nemcsak a nemradiális mozgások miatt válnak összetettebbekké, hanem olyan csatolások miatt is, mint a kettőscsillagokon belüli kölcsönhatás. A klasszikusan jól modellezett csillagok is olyan folyamatokat mutathatnak, ha nem egyedül állnak a világűrben, amelyek nehezebben értelmezhetőek. Ilyenek pl. a cefeida csillagok hirtelen fázisugrásai (Szabados, 2003). A numerikus modellezés is egyre bonyolultabbá válik ahhoz képest, mint ami a cefeidák és RR Lyrae csillagok alapvető jelenségeinek visszaadásához szükséges volt. Elkerülhetetlenné vált, hogy a csillagmodellek újabb generációját fejlesszük ki, csak ezért is, hogy a viszonylag "egyszerű" csillagok esetében is lehetőség legyen a csillagszeizmológiai vizsgálatokra. Jelenleg a mi csoportunk is egy ilyen fejlesztés végén jár - remélhetőleg az elkövetkező években még többet megértünk majd a csillagok zenéjének belső harmóniájából, a hangzások kölcsönhatásából. Mindezek a csillagok belső fizikai folyamatairól árulkodnak, egy olyan laboratóriumról, amelyet földi viszonyok között nem reprodukálhatunk.
Cikkünkben a változócsillagok kutatásának is csak egy szegmensével foglalkozhattunk, hiszen a bemutatott témában is folynak egyéb kutatások, és jelentős eredmények születtek például a csillagaktivitás okozta fényváltozások kapcsán is. A teljes hazai csillagászati kutatások bemutatása pedig még nagyobb terjedelmet igényelne.
Kulcsszavak: asztrofizika, változócsillagok, hidrodinamika
Irodalom
Kolláth Zoltán - Beaulieu, J. P. - Buchler, J. R. - Yecko, P. (1998): Nonlinear Beat Cepheid and RR Lyrae Models. Astrophysical Journal. 502, L55-L58.
Kovács Géza (2000): The Distance Modulus of the Large Magellanic Cloud Based on Double-mode Cepheids. Astronomy & Astrophysics. 363, L1-L4.
Jurcsik Johanna - Szeidl B. - Váradi M. - Henden, A. - Hurta Zs. - Lakatos B. - Posztobányi K. - Klagyivik P. - Sódor Á. (2006): The Triple-mode Pulsating Variable V823 Cas. Astronomy & Astrophysics. 445, 617-625.
Szabados László (2003): Variable Star Research with Small Telescopes. In: Oswalt, T. D. (ed.): The Future of Small Telescopes in the New Millenium. Vol. III. Kluwer, 207-223.
Szabó Róbert - Kolláth Z. - Buchler, J. R. (2004). Automated Nonlinear Stellar Pulsation Calculations: Application to RR Lyrae Stars. Astronomy & Astrophysics. 385, 932-939.
Paparó Margit - Sterken, Chris (2000). The delta Scuti Star Theta Tucanae III. Observational Guidelines for Mode Identification. Astronomy & Astrophysics. 362, 245-254.
<-- Vissza a 2006/5 szám tartalomjegyzékére
<-- Vissza a Magyar Tudomány honlapra