2017.03.03. - Új távolságadatok rajzolhatják át a HRD legfelső részét

A Gaia űrszonda mérései alapján a fényes kék változók prototípusának tekinthető AG Car távolsága csak harmada az eddig feltételezettnek, ez pedig megkérdőjelezheti a csillagtípussal kapcsolatos eddigi elképzeléseket is.

Az ún. fényes kék változók (Luminous Blue Variables, LBVs), illetve az esetükben megfigyelhető nagyon intenzív tömegvesztés az elképzelések szerint a nagy tömegű csillagok fejlődésének egyik fontos fázisát jelentik, bár a fejlődési sorozatban elfoglalt pontos szerepük és az instabilitásuk oka(i) még vita tárgyát képezik. Utóbbi megértéséhez óriási luminozitásuk szolgáltathatja a kulcsot, ez azonban erősen függ az objektumok távolságától, ami sok esetben nagyon bizonytalan. A Tejútrendszerben az LBV-k tipikus képviselői az AG Car, a HR Car és a HD 168607 csillagok, de valószínűleg a Hen 3-519 katalógusjelű objektum is ebbe a csoportba tartozik. Nathan Smith (Steward Observatory, University of Arizona) és Keivan G. Stassun (Vanderbilt University, Fisk University) a Gaia asztrometriai űrszonda első publikus adatbázisa (Data Release #1, DR1) alapján meghatározta mind a négy objektum távolságát. A HR Car és a HD 168607 esetében azt kapták, hogy az elfogadható hibán belül megegyezik a korábbi irodalmi adatokkal, a Hen 3-519 és az AG Car esetében azonban az új távolság mindössze 2 kpc körüli, ami csak harmada az eddig feltételezett 6-8 kpc adatnak. A kisebb távolságok természetesen sokkal kisebb abszolút fényességnek, azaz valódi luminozitásnak felelnek meg, így a Hen 3-519 a HRD-n (Hertzsprung–Russel-diagram) messze került attól a helytől, ahol az LBV-k vannak. A majdnem tizedére csökkent luminozitásnak köszönhetően a klasszikus LBV-k prototípusának tekintett AG Car is lekerült az ún. S Dor instabilitási sávról. A kisebb luminozitások mindkét csillag esetében azt is jelentik, hogy egyrészt az eddigi elképzelésekkel ellentétben azok mégis áteshettek a vörös szuperóriás fejlődési fázison, másrészt a korábban ledobott anyag alkotta burok tömege is kisebb. Különleges tulajdonságaikat valószínűleg kettős rendszerbeli fejlődés magyarázhatja majd, de újra kell értékelni azokat a modelleket is, amelyek a fényes kék változókat potenciális szupernóva-jelölteknek tekintik. A Gaia második publikus adatbázisában (DR2) további LBV-k, illetve pontosabb távolságadatok is megjelennek majd. Az AG Car és a Hen 3-519 esete mindesetre már most jelzi, hogy az újabb eszközökkel elvégezhető pontosabb mérések alapjaiban rendíthetik meg a fényes kék változókról az utóbbi harminc év kutatásai alapján kialakult hagyományos képet.

LBV-k a Tejútrendszeren kívül a Kis és Nagy Magellán-felhőkben (SMC/LMC) is előfordulnak, ezzel az elnevezéssel először az 1980-as évek közepén foglalták csoportba az addig ismert objektumokat. Az 1990-es évek közepére nagyjából a típust jellemző legfontosabb tulajdonságok is körvonalazódtak:

1. Az LBV-állapot egy rövid átmeneti fázis a legnagyobb tömegű csillagok fejlődésében, mégpedig a fősorozati O színképtípus és a hidrogénszegény WR-fázis (Wolf-Rayet csillagok) között. Mivel kezdeti tömegük egy részét már elveszítették, a magjuk luminozitása pedig megnőtt, a luminozitásuk tömeghez viszonyított aránya (L/M) nagy, azaz közel vannak a klasszikus Eddington-határhoz, ami heves instabilitást okoz a burokban, és néha a gejzírek kitöréséhez hasonló jelentős tömegvesztési eseményeket okoz. Ha az LBV-ket magányos csillagoknak tekintjük, akkor az intenzív tömegvesztés fontos szerepet játszik a csillag külső, hidrogénben gazdag rétegeinek eltávolításában, ami alapvető fontosságú ahhoz, hogy WR csillaggá válhasson.

2. A változások egy része állandó bolometrikus - azaz a teljes hullámhossz-tartományt magába foglaló - fényesség melletti hőmérséklet-változásokra vezethető vissza. A hidegebb - a látható tartományban fényesebb - állapotban az intenzív csillagszélben kialakuló pszeudo-fotoszféra veszi körül a csillagot, míg a forró - csendes - fázisban mindegyik LBV az S Dor instabilitási sávban helyezkedik el a HRD-n.

3. Az intenzív tömegvesztés megakadályozza, hogy a fényes kék változók a HRD-n a vörös irányba mozogjanak, azaz vörös szuperóriássá (Red Supergiant, RSG) váljanak. Ez megmagyarázza, hogy miért nincsenek a HRD-n vörös szuperóriások a log (L/L_⊙) = 5,8 határ felett.

4. Néhány LBV időnként "óriás kitöréseket" produkál, miközben hatalmas tömeget veszít. (Ilyen volt például a P Cyg kitörése az 1600-as évek elején, vagy az η Car kitörése az 1830-as évek végén.) Bár vannak kísérletek a jelenség okának magyarázatára, egyelőre nem világos, hogy egy magányos csillag L/M aránya hirtelen miért változik meg úgy, hogy abból az Eddington-határon messze túllépő instabilitás keletkezik. A jelentős tömegvesztés mindenesetre tény, és minden bizonnyal fontos szerepet is játszik a csillag fejlődésében.

Az elmúlt két évtizedben a témában végzett kutatások eredményeként a fenti pontokban vázolt klasszikus kép több eleme is pontosításra szorult, esetleg meg is kérdőjeleződött, azaz a fényes kék változók természete, a nagy tömegű csillagok fejlődésében játszott szerepe sok-sok problémával, kérdéssel terhelt, aktív kutatási terület. Smith és Stassun ebbe a korántsem állóvízbe hajítottak egy talán minden eddiginél nagyobb követ az új távolságadatokkal.

Az AG Car és a csillagot övező burok a Hubble-űrtávcső felvételén. A csillag által korábban ledobott anyagból álló buborékot a több millió km/h sebességű csillagszél fújja.
[ESA/Hubble & NASA]

A Gaia rengeteg csillagról szolgáltat minden eddiginél pontosabb távolságadatokat, mégpedig úgy, hogy néhány milliomod ívmásodperc pontossággal képes mérni a parallaxisukat, azt a szöget, amennyivel a Föld Nap körüli keringésének tükörképeként a még távolabbi csillagok alkotta háttérhez képest elmozdulnak. Ha π-vel jelöljük ezt a szöget és értékét ívmásodpercben adjuk meg, akkor a csillag távolsága parszekben (pc): d = 1/π. A legközelebbi csillag, a Proxima Centauri esetében π = 0,75″, így d = 1,33 pc = 4,34 fényév.

A HR Car 2,92 ± 2,04 kpc Gaia-távolsága, pontosabban annak 95%-os felső határa (4,6 kpc) összeegyeztethető az 5 ± 1 kpc irodalmi adattal, bár ennek a csillagnak van egy tág pályán keringő feloldott kísérője, ami kissé bonyolítja a parallaxis mérését. Hasonló a helyzet a HD 168607 esetében is. A Car OB1/OB2 jelű csillagasszociáció távolsága 2-2,5 kpc, és úgy tűnik, mintha az AG Car is ebben lenne, ennek ellenére az eddig elfogadott távolsága 6,4-6,9 kpc, és csak véletlen egybeesésnek gondolták, hogy éppen abban az irányban látszik, mint a halmaz. Ezzel a távolsággal és a látszó fényességével az AG Car a Tejútrendszer legnagyobb luminozitású csillagai közé került. A Gaia-távolsága azonban jóval kisebb, mindössze 2,50 ± 1,41 kpc, amivel már a Car OB1/OB2 asszociáció valódi tagja is lehet. A kisebb távolság és az ebből következő jóval kisebb luminozitás azonban alapvetően befolyásolhatja az LBV-kről eddig kialakult képünket. Hasonló a helyzet az AG Car közelében megfigyelhető Hen 3-519 esetében is, amelynek korábban 8 kpc-re becsült távolsága a Gaia mérései alapján csak 1,26 ± 0,91 kpc. Mindhárom objektum sajátmozgása 5 milliívmásodperc évente, nyugat/északnyugat irányban, azaz a galaktikus sík mentén. Ez összhangban van azzal a Tejútrendszer centruma körüli körmozgással, amit a Naprendszer szomszédságában várunk. A körülbelül 2 kpc távolságukkal ezek a csillagok a Carina-ág közelebb eső részén nagyjából olyan messze vannak a centrumtól, mint a Nap. Ha a korábbi nagyobb távolságnak megfelelően a Carina-ág másik végén lennének, akkor a sajátmozgásuknak is kisebbnek kellene lenni.

Az AG Car példáján keresztül nézzük meg, milyen következményei lehetnek a kisebb távolságnak!

1. Ha az AG Car távolsága csak harmada a korábban feltételezettnek, akkor a luminozitása csak kilencede az eddigi értéknek, így a tömege sem lehet 90-100 M_⊙, hanem csak körülbelül 25 M_⊙, már ha magányos csillagról van szó. Ilyen tömegű egyedülálló csillag a fejlődése során nem közelíti meg az Eddington-határt, ez pedig megkérdőjelezi az AG Car instabilitásának és tömegvesztésének, illetve magának az LBV-instabilitásnak a vélt okát.

2. Az erősen lecsökkent luminozitás miatt az AG Car messze került az S Dor instabilitási sávtól, bár továbbra is az LBV-k egyik mintapéldányának tekinthetjük. Ez viszont azt jelenti, hogy az instabilitási sáv talán mégsem annyira egyértelmű a HRD-n, mint azt eddig gondoltuk, legalábbis a Tejútrendszerben lévő objektumok esetében. A Magellán-felhőkben található fényes kék változók távolsága sokkal kevésbé pontatlan - így a helyzetük kicsit más -, ott viszont a jóval kisebb látszó fényességek nehezítik a dolgunkat.

3. A log (L/L_⊙) = 5,25 luminozitásnak megfelelő 25 M_⊙ kezdeti tömeggel (ha magányos csillagról van szó) már összeegyeztethető az, hogy az AG Car fejlődése során átment a vörös szuperóriás fázison. A csillag körüli burokban megfigyelhető por több korábbi tanulmány szerint is hasonlít a nagy tömegű vörös szuperóriásokat övező porburok anyagára. 35-40 M_⊙ kezdeti tömegnek megfelelő vörös szuperóriások nincsenek, ezért is gondolták az ennél majdnem háromszor nagyobb korábbi tömeg alapján, hogy az AG Car nem esett át ezen a fejlődési állapoton. A 20-25 M_⊙ kezdeti tömeggel viszont már semmi gond ebből a szempontból, ebben a tömegtartományban az RSG fázisban bekövetkező hatalmas tönegvesztéssel még a magányos csillagokra felállított modellek is előállíthatnak LBV-szerű objektumokat.

4. A kisebb távolság a csillagot övező köd tömegre is kisebb értéket eredményez: a korábbi 20-25 M_⊙ helyett az is csak nagyjából 2,5 M_⊙. Ekkora köd létrehozásához viszont nem szükséges olyan szélsőséges mértékű és ütemű tömegvesztés, mint a 10-szer ekkora burok létrejöttéhez.

5. Eddig úgy tűnt, hogy az LBV-k izoláltak a többi fiatal, nagy tömegű csillagtól, ami szintén kétségessé teszi az Of → WR átmenetben betöltött "hagyományos" szerepüket. Közelebb kerülésével az AG Car esetében a szeparációs probléma szorítása is lazulni látszik.

A fényes kék változók HRD-je. Az ábrán a vizsgált négy csillag korábbi (vörös szín) és újabb (kék szín) pozíciói is fel vannak tüntetve. A magányos csillagokra vonatkozó fejlődési utakat kék szaggatott vonalak jelzik, egy nagy tömegű kettős komponenseinek fejlődési vonalait pedig bordó és okkersárga folytonos vonalak.
[Smith és Stassun, 2017]

A klasszikus LBV-instabilitás és -tömegvesztés magyarázata az Eddington-határhoz közeli hatalmas luminozitás és a gyors forgás együttes hatása a fősorozat utáni fejlődési szakaszban (az ún. ΓΩ-határ átlépése). A színképvonalak profiljai és a bipoláris csillagszél alapján az AG Car valóban gyorsan forog a tengelye körül, de nehezen elképzelhető, hogy egy 25 M_⊙ kezdeti tömegű magányos csillag a vörös szuperóriás fázisban úgy veszítsen a nagy L/M arány létrejöttéhez szükséges nagyságú tömeget, hogy továbbra is olyan gyorsan pörögjön, mint az AG Car. Valószínűleg inkább az a helyzet, hogy az AG Car nem magányos csillag, és a tulajdonságainak egy része a kettős rendszerekben bekövetkező kölcsönhatásokkal magyarázható. Tömegátadás révén a csillag impulzusnyomatékot nyerhet a kísérőtől, amivel pótolhatja a vörös szuperóriás fázisban a csillagszéllel elvesztett perdületet. A tömegátadás hatásai esetleg a burokbeli instabilitást is gerjeszthetik, létrehozva így az S Dor-szerű viselkedést.

Az AG Car lefelé való elmozdulása a HRD-n a 15-40 M_⊙ kezdeti tömegű kék szuperóriásokkal (BSG) és B[e] csillagokkal kapcsolatban is érdekes kérdéseket vet fel. A HRD-n zöld ellipszissel jelzett területen pedig olyan, még rejtélyesebb objektumok is vannak, mint például az SN 1987A szupernóva szülőcsillaga.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astronomical Journal c. folyóiratban jelent meg.

Forrás:

• Nathan Smith and Keivan G. Stassun 2017 AJ 153 125
• arXiv:1610.06522v2 [astro-ph.SR]