Fényes kék változók (LBV)

Bevezetés

A legnagyobb luminozitású csillagok közül néhány heves, rendszertelen kitöréseket mutat, melyek okai ma még nem teljesen ismertek. Ezeket a fősorozatról már elfejlődött csillagokat fényes kék változóknak (Luminous Blue Variables, LBV) nevezzük. Az észlelő csillagászok érdeklődésének homlokterébe az 1980-as évek elején kerültek, de a jelenségre adott elméleti magyarázatok máig nem kielégítőek.

Egy tipikus LBV-kitörés során a csillag fotoszférája kitágul és a hőmérséklete 8,000 K alá csökken. Ilyen, ún. normál kitörés során a csillag bolometrikus fényessége, tehát a teljes hullámhossz-tartományban kibocsátott összenergia, állandó marad, mint például az S Dor, az AG Car és az R 127 esetében. Néhány LBV, például az η Car és a P Cyg esetében azonban ún. óriás kitörések következnek be, melyek során a bolometrikus luminozitás 1-2^m-val is megnőhet. A kitörés során a csillag akár 1 naptömegnyi anyagot is veszíthet, miközben a kibocsátott összenergia a szupernovákéval vetekszik. A klasszikus LBV-k esetében M_bol = -9.6^m, ami alapján a csillag kezdeti tömegének 50 M_o-nál nagyobbnak kell lennie. Ezek a csillagok az instabilitásuknak köszönhetően fejlődésük során valószínűleg nem válnak vörös óriássá, mivel ilyen luminozitású késői szuperóriások nincsenek. Az LBV-knek van egy kevésbé fényes (M_bol = -8^m - -9^m), alacsonyabb hőmérsékletű, kisebb amplitúdójú, kisebb tömegvesztési rátát mutató csoportjuk is. Ezen csillagok valószínűleg átmentek a vörös óriás állapoton, s az aktuális instabil fázisuk előtt már elvesztették tömegük jelentős részét.

Bár a kitörések fizikai mechanizmusa még nem teljesen ismert, valószínű oka a csillag külső rétegeiben a fősorozatról való elfejlődés közben a sugárnyomás miatt fellépő instabilitás.

A következőkben a téma legismertebb kutatóinak - R. Humphreys és K. Davidson - cikke (PASP, 106, 1025-1051 (1994)) alapján az LBV-k legfontosabb tulajdonságait foglaljuk össze, azokat egyedi példákon is szemléltetve, illetve kitérünk a jelenség lehetséges magyarázataira.

Történeti megjegyzések

A ránk maradt megfigyelések reprodukciója szerint az 1600-as évek eleje és az 1800-as évek eleje között az η Car 2^m és 4^m között változtatta látszó fényességét. 1820 után azonban egy sokkal nagyobb fényességváltozás következett. Az 1830-as évek végére az η Car az égbolt egyik legfényesebb csillaga lett és 20 éven keresztül az is maradt, látszó fényességét +1^m és -1^m között változtatva. Végül 8^m-ra halványodott, ahogyan a kitörés közben létrejött cirkumsztelláris anyag egyre jobban eltakarta. A kitörés közben kibocsátott összenergia egy szupernova robbanásáéval vetekedett, a csillag azonban túlélte az eseményt, s ma jól látható körülötte a ledobott anyag. A XX. század során az η Car újra elkezdett fényesedni, közben kis amplitúdójú fényesség-oszcillációkat produkált. Az egész emlékeztet egy gejzír vagy vulkán kitörési folyamatára: közepes aktivitás után egy heves kitörés, majd egy viszonylag csendes nyugalmi szakasz.

A XVII. században a P Cyg hasonló módon viselkedett, mint az η Car. Az 1600-as évek elején az addig nem látható csillag hirtelen 3^m-os fényességet ért el, majd ismét a szabad szemmel való láthatóság határa alá halványodott, egészen az 1655-ben bekövetkezett újabb kitörésig, amikor újra elérte a század eleji fényességét. Azóta a fényessége 5^m körül stabilizálódott, egy nagyon lassú kifényesedést mutatva az 1700-as évek elejétől. Manapság a P Cyg kevésbé a fényességváltozásáról, inkább a színképében megfigyelhető és róla elnevezett emissziós vonalprofilról nevezetes.

A P Cyg fotometriai változása az 1600-as évektől napjainkig.

A XX. század közepén a csillagászok már elég sokat tudtak a P Cyg-ről, az η Car-ról és a Nagy Magellán Felhőben található S Dor-ról, de akkoriban még nem ismerték fel, hogy ezen objektumok a nagytömegű forró csillagok fejlődési fázisának hasonló instabil állapotát képviselik. Csak a XX. század legutolsó negyedére sikerült odáig eljutni, hogy nyilvánvalóvá váljon a nagytömegű csillagok fejlődésében betöltött szerepük fontossága. Még ma is hiányzik azonban az instabilitás okainak hatékony elméleti megalapozása.

Az 1970-es évektől a nagytömegű csillagokról kapott új észlelésekből - a tömegvesztés ultraibolya indikátorai, a cirkumsztelláris anyag infravörös megfigyelései, a csillagbelsők új modellje és a közel galaxisok fényes csillagainak észlelései - kiderült, hogy a HRD felső részén található csillagok mind veszítenek tömeget, aminek jelentős hatása van a fejlődésükre. Megállapították azt is, hogy a különböző galaxisokban található nagytömegű csillagok (S Dor változók, P Cyg típusú csillagok, Hubble-Sandage változók az M31-ben és az M33-ban) sok, nagyon hasonló vonást mutatnak. Ezen új eredmények nyomán javasolta 1984-ben Peter Conti a "Luminous Blue Variable" (LBV) elnevezést ezekre a csillagokra.

Az 1-2^m-t meghaladó vizuális fényességváltozások tipikusak az LBV-k körében, ugyanakkor a teljes vagy bolometrikus luminozitása egy normál kitörés során lényegében állandó marad. A kitörések sok esetben évekig, sőt évtizedekig is tarthatnak és hosszú ideig tartó nyugalmi állapot követi őket, míg más esetekben az LBV-kitörések sokkal gyakoribbak és eloszlásuk sokkal szabályosabb, mint például az S Dor és újabban az AG Car esetében. A normál kitörések fényességnövekedését felülmúló ún. óriás kitörések közben - akár 1 naptömegnyi anyag ledobása kíséretében - a bolometrikus luminozitás valószínűleg növekszik, mint az η Car és a P Cyg esetében.

Az LBV-k erősen irreguláris változásokat mutatnak, amelyek során az egyedi kitörések hasonlíthatnak, de akár teljesen különbözhetnek is egymástól. Ebben az értelemben az LBV-k nagyon hasonlóan viselkednek a gejzírekhez. A Yellowstone Nemzeti Parkban található Steamboat gejzírről írtak a névnek és a legutolsó nagy kitörés dátumának kicserélésével minden további nélkül alkalmazhatók lennének az LBV-kre. Egyetlen különbség, hogy az LBV-k kitörési mechanizmusa sokkal kevésbé ismert, mint a gejzíreké.

Az LBV-k jellemző tulajdonságai

Tehát mi is egy LBV? Az LBV-k nagytömegű, instabil csillagok, az instabilitásnak egy speciális típusával, ami miatt a HRD jobb felső részén helyezkednek el. Természetesen vannak fényes, kék és csekély változást mutató csillagok, amelyek nem LBV-k, és néha egy LBV átmenetileg nem is kék, sőt nem is mutat változást.

Luminozitás

Az LBV-k - a szupernováktól eltekintve - a Világegyetem legfényesebb csillagai. A "klasszikus" csoportba tartozók bolometrikus fényessége -9.5^m-nál nagyobb, ami 10⁶ L_o luminozitásnak felel meg. Ezek a csillagok a HRD legfelső részén helyezkednek el, s olyan nagy luminozitásúak, hogy a feljlődésük során elkerülik a vörös óriás állapotot. Van egy másik, némileg halványabb csoport is, amelyben a bolometrikus fényesség -8^m - -9^m.

A legfényesebb LBV-k közel találhatók az ún. Eddington-határhoz. A forró csillagok fotoszférájában a kifele ható sugárnyomás és a befele ható gravitációs erő hányadosa

ahol κ a hullámhosszra átlagolt egységnyi tömegre számított opacitás, L a csillag luminozitása, M pedig a tömege. Mivel Γ 1-nél nem lehet nagyobb, így az L/M hányadosra egy felső határ adódik. Klasszikus esetben, forró csillagok teljesen ionizált fotoszférájában, ahol az opacitás fő oka a szabad elektronok történő szóródás, Γ független a hullámhossztól, a sűrűségtől és a hőmérséklettől, a lehető legkisebb opacitást, így a lehető legnagyobb L/M arányt eredményezve. Az LBV-k közel vannak ehhez az elméleti határhoz, ami azt jelenti, hogy a sugárnyomás jelentősen befolyásolja a stabilitásukat.

Fotometriai változások

Az LBV-k több időskálán mutatnak fotometriai változást, s ezek amplitúdója is széles skálán mozog. A megfigyelt változások négy nagy csoportba sorolhatók:

• A kifényesedés mértéke a látszó tartományban meghaladja a 2^m-ot. Ilyen nagyságú fényességnövekedést nagytömegű anyag viszonylag rövid idő alatt bekövetkező ledobódása okoz, miközben valószínűleg a csillag bolometrikus fényessége is nő. Klasszikus példája az η Car 1837 és 1860 közötti kitörése, amikor az objektum az égbolt második legfényesebb csillaga volt a Sirius után. A kitörés során az η Car össz luminozitása kb. két nagyságrenddel, míg abszolút vizuális fényessége 3-5^m -val nőtt, miközben a csillag valószínűleg átlépte a klasszikus Eddington-határt. Másik, szintén jól ismert példa ezen típusú fotometriai változásra a P Cyg 1600-as évekbeli viselkedése, amikor szabadszemmel láthatatlan csillagból körülbelül 3^m-os objektummá fényesedett. A kitörések után a csillagok gyorsan elhalványodnak, s újra hosszú ideig tartó nyugalmi állapotba kerülnek. A nagy amplitúdójú kitörések időskálája természetesen igen bizonytalan, de mivel ilyen keveset látunk belőlük, minden bizonnyal néhány száz, illetve ezer évenként következnek csak be.

• Kisebb amplitúdójú, a fényességben 1-2^m-os növekedést okozó kitörések gyakrabban, 10-40 évenként előfordulnak. A minimumbeli állapotból a csillag néhány hónap alatt 1-2^m-ot fényesedik a vizuális maximumig.

Az AG Car fotometriai változása 1981 és 2000 között.

• Mind a minimum, mind a maximum állapot több évig tarthat, de ezekre a viszonylag stabil állapotokra kisebb amplitúdójú változások rakódhatnak. Maximum állapotban a csillag atmoszférája jelentősen kitágul. A luminozitás ilyen kitörések esetében állandó marad, a vizuális kifényesedés a kitágult atmoszféra miatti vörösödésnek köszönhető, a csillag ilyenkor nem az UV, hanem a látható tartományban bocsátja ki a legtöbb energiát. Az 1-2^m-os kitöréseket mutató LBV-kre példa az S Dor és az R 127 a Kis Magellán Felhőben, az AG Car a Tejútrendszerben és az ún. Hubble-Sandage változók az M31-ben és az M33-ban.

• Körülbelül 0.5^m amplitúdójú, néhány hónaptól néhány évig terjedő időskálájú változások, amelyek a második csoportba tartozó kitörésekre szuperponálódnak.

• 0.1^m-nál kisebb változások figyelhetők meg az R71, az AG Car és a HR Car esetében, de ilyen jellegű fényességingadozások a normál szuperóriásokat is jellemzik.

Színképi tulajdonságok

Az LBV-k színképeit a H, HeI, FeII, és [FeII] emissziós vonalai dominálják, gyakran P Cyg típusú vonalprofillal. A spektrumok, általában a fotometriai változásokkal korrelációban, jelentős változásokat mutatnak. Vizuális minimumkor forró szuperóriás spektrumot (sp: O - B) mutatnak H és HeI emisszióval. A legtöbb LBV esetében az FeII és [FeII] vonalak a vizuális minimumkor a legerősebbek. Néhány esetben azonban Of/WN9 átmeneti színképet lehet megfigyelni (például R 127, AG Car, HDE269582). Vizuális maximumkor az optikailag vastag, kitágult atmoszféra (pszeudo-fotoszféra) miatt a színképek hidegebb, A vagy F szuperóriásra jellemző jegyeket mutatnak, az FeII emisszió sokkal gyengébb, de a H vonalak esetében a P Cyg vonalak még mindig megfigyelhetők.

Karakterisztikus hőmérsékletek

A spektrális és fotometriai változások oka a hőmérséklet változása. Vizuális minimumkor az LBV-k forrók, hőmérsékletük 12,000 és 30,000 K között van. Ebben a nyugalmi fázisban a legforróbb LBV-k a legnagyobb luminozitásúak. Vizuális maximumkor, a kitörési fázisban a luminozitástól függetlenül a hőmérséklet 7,000-8,000 K körüli értékre csökken. A fotoszferikus rétegek a kitörés során diffúzzá válnak, s az expanziós sebesség valószínűleg meghaladja a helyi hangsebességet. Az LBV-k esetében a tradicionális effektív hőmérséklet, mint a luminozitás és a sugár közti összekötő kapocs, igazából jelentőségét veszti. Ennek legfőbb oka, hogy maga a sugár nem definiált, illetve részben a kitágult atmoszféra, illetve a burok miatt nincs is értelme beszélni róla.

Tömegvesztési ráta

A kitörési fázisban az LBV-k jelentős mennyiségű anyagot dobnak le, a tömegvesztési ráta eléri a 10^-5 - 10^-4 M_o/év értéket is. A ma elfogadott vélekedés szerint ez 10-100-szorosa a hasonló luminozitású normál szuperóriások esetében tapasztalható értékeknek. A nyugalmi fázisban a tömegvesztési ráta két nyagyságrenddel csökken a kitörési fázishoz képest, bár például az AG Car esetében ez a csökkenés egyes szerzők szerint nem figyelhető meg. A Nagy Magellán Felhőben és a Tejútrendszerben található LBV-k ultraibolya spektrumainak elemzésével kapott tömegvesztési ráták ugyanakkor erősen modellfüggőek. Alapesetben gömbszimmetrikus anyagkiáramlást tételeznek fel, s nehezen kezelik például a bipoláris kiáramlásokat.

A ledobott anyag

A legtöbb LBV esetében a korábban ledobott anyagban végbemenő szabad-szabad és szabad-kötött átmenetek miatt az 1-3 μm környéken infravörös excesszus figyelhető meg. Sok esetben a csillag körüli por hosszúhullámú sugárzása is észlelhető. Az η Car esetében a por elég vastag ahhoz, hogy a csillagot is eltakarja előlünk. Néha a ledobott anyag egyértelműen megfigyelhető, mint például a Homunculus-köd esetében, bár ez valószínűleg inkább kivétel. Sokkal gyakoribb a gyűrűs köd, illetve a cirkumsztelláris burok jelenléte, mint például az AG Car, a He 3-519, a HR Car és a WRA 751 esetében. A ledobott anyagról nyert megfigyelések, például az η Car esetében, illetve az LBV-k atmoszférájának elemzése azt mutatja, hogy nitrogénben és héliumban gazdagok. Ezen elemek feldúsulása pedig azt jelenti, hogy a csillagban a CNO-cikluson már átment és a keveredés, illetve a tömegvesztés következtében a csillagból kikerült anyagról van szó.

A Homunculus-köd az η Car körül.
A Homunculus-köd a 150 évvel ezelőtti óriás kitörés maradványa. A két bipoláris lebeny átmérője körülbelül 0.2 pc. A bal alsó (délnyugati) lebeny felénk mozog nagyjából 600 km/s-os sebességgel. A két lebeny között egy struktúrált egyenlítői kiáramlás is megfigyelhető. (A HST felvétele)

Ha szeretnénk meghatározni az LBV-fázisban ledobott anyag össztömegét, akkor ismernünk kell a kitörés hosszát, illetve az átlagos tömegvesztési rátát. A kitörési fázis hosszát az ismert LBV-k és az ismert WR-csillagok számának arányából lehetne megbecsülni, de óvatosan kell eljárnunk, mert az LBV-k listája - részben kiválasztási effektusok miatt - biztos, hogy nem teljes. A Nagy Magellán Felhőben jelenleg 6 LBV ismert, míg a WR-csillagok száma 115, így a kettő aránya 0.05. A WR-állapotra hosszára elfogadott 5 · 10⁵ évvel számolva az LBV-állapot hosszára így 2.5 · 10⁴ évet kapunk. A tömegvesztési ráta értéke nyugalmi állapotban 10^-7 - 10^-5 M_o/év, míg a kitörési fázisban 10^-5 - 10^-4 M_o/év. Lamers nyomán átlagos tömegvesztési rátának a 10^-5 M_o/év értéket fogadhatjuk el, ha feltesszük, hogy az LBV mindkét fázisban a fele-fele időt tölti. Biztos azonban, hogy néhány LBV, például az η Car, vagy a P Cyg sokkal nagyobb kitöréseket produkál, mint más LBV-k. Az η Car a híres 1840-es évekbeli kitörésekor valószínűleg 2-3 M_o anyagot dobott le, és a jelenlegi tömegvesztési rátája is 10^-3 M_o/év. A P Cyg esetében a Hα és az NII-emisszió vizsgálatából 4 · 10^-4 M_o/év tömegvesztési rátát becsültek, míg az AG Car és az R 127 esetében a cirkumsztelláris burok kinematikai kora és tömege 2 · 10^-4 M_o/év-nél nagyobb tömegvesztési rátát jelez, tehát az LBV-állapot alatti átlagos tömegvesztési ráta valószínűleg nagyobb, mint normál kitörések alatt észlelt.

Az LBV-állapot alatt ledobott anyag össztömege természetesen amiatt is bizonytalan, hogy nem ismerjük az óriás kitörések gyakoriságát, és azt sem tudjuk, hogy csak néhány LBV produkál óriás kitöréseket, vagy élete folyamán legalább egyszer mindegyik. 2 · 10^-4 M_o/év tömegvesztési rátával és legalább 2.5 · 10⁴ évvel számolva a ledobott anyag össztömege 5 M_o-nél nagyobb. Ez közel van ahhoz az értékhez (5-10 M_o), amit egy 50-100 M_o kezdő tömegű csillagnak le kell dobnia a magbeli H-égés után ahhoz, hogy WR-csillaggá váljon. Elképzelhető az is, hogy a ledobott anyag össztömege függ a csillag tömegétől, azaz például a nagyon nagy tömegű η Car több anyagtól szabadulhat meg, mint a kisebb tömegű LBV-k.

Összefoglalás

Az LBV-k elfejlődött, nagyon nagy luminozitású, instabil szuperóriás csillagok, amelyek irreguláris kitöréseket mutatnak, mint az S Dor és az AG Car, illetve sokkal ritkábban ún. óriás kitöréseket, mint az η Car és a P Cyg. Az instabilitásuk pontos oka nem ismert. A tömegvesztés következtében a vizuális maximumkor kitágult atmoszféra, vagy ún. pszeudo-fotoszféra jön létre körülötte. Ebben az állapotban a hideg (7,000-9,000 K), sűrű (N ∼ 10¹¹ cm^-3) burok 100-200 km/s sebességgel tágul és az objektum színképi tulajdonságai egy A típusú szuperóriás csillagra emlékeztetnek. Nyugalmi állapotban a hőmérséklete meghaladja a 15 000 K-t, és a tömegvesztési ráta jóval kisebb. Mindeközben a bolometrikus luminozitás lényegében állandó marad. A vizuális tartományban bekövetkező változások a kibocsátott energia eloszlásában az instabilitás eredményeként bekövetkező eltolódás miatt jönnek létre.

Sok fényes, forró, emissziós vonalakkal rendelkező csillag ismert, amelyik nem mutat szignifikáns változást. Az esetleg hosszú nyugalmi periódus miatt - bár lehet, hogy ezen objektumok is produkálnak majd kitörést - jelenleg nem LBV-ként ismertek. Hosszabb monitorozás eredményeként azonban elképzelhető, hogy a későbbiekben számosat közülük LBV-ként klasszifikálnak majd. Az Of/WN9 csillagok valószínűleg az LBV-k nyugalmi fázisát reprezentálják, bár nem mindegyik LBV mutat Of/WN9 színképi tulajdonságokat minimumkor, például az AF And és az AE And.

A fényes, emissziós vonalakat mutató szuperóriás csillagok egy érdekes csoportja a B[e] csillagok. Ezen csillagok vagy nem mutatnak változást, vagy az nem túl jelentős. Az ún. hibrid színképüket a keskeny FeII és [FeII] emissziós és a széles abszorpciós komponenssel rendelkező H, HeI és ultraibolya rezonáns vonalak dominálják, a B típusú szuperóriások csillagszelére jellemző terminális sebességgekkel. A színképnek ezt a kettősségét az ún. kétkomponensű csillagszél modellel magyarázzák, ami egy sűrű, de lassú egyenlítői, és egy hígabb, de gyorsabb poláris kiáramlást feltételez. A B[e] csillagok valószínűleg gyorsan forognak, esetleg kettős rendszer tagjai, de jelenleg még kevés ismeret áll rendelkezésre róluk, hogy az LBV-kkel való kapcsolatukat pontosan meg lehessen határozni.

Az A színképtípusú ún. α Cyg változók néha szintén mutatnak 0.5^m amplitúdójú vizuális változást és ennél gyakrabban 0.1^m amplitúdójú fényességváltozást. Bár ezek - a fényes csillagok esetében gyakori - kis oszcillációk és mikrováltozások kétségtelenül az instabil atmoszféra indikátorai, az LBV-kre jellemző drasztikus változásoktól messze vannak. Elképzelhető, hogy ezek a szuperóriások az LBV-állapotba fejlődés fázisában vannak.

LBV-k paraméterei.
Ismert és alaposan tanulmányozott LBV-k paraméterei: bolometrikus luminozitás, karakterisztikus hőmérséklet nyugalmi fázisban és kitöréskor, illetve a tömegvesztési ráta.

Az LBV-k elhelyezkedése a HRD-n

A HRD felső részén van egy elég jól definiált empirikus luminozitási határ, az ún. Humphreys-Davidson határ, ami fölött nem található stabil csillag. A HD-határ két részre bontható.

(1) Egy hőmérséklet-függő rész a forróbb csillagokra:

log (L / L_o) = 5.42 + 2.34 log (T_eff / 10⁴ K), 15,000 K < T_eff < 30,000 K

(2) Egy hőmérséklettől független rész a hidegebb csillagokra:

log (L / L_o) = 5.8, 3,000 K < T_eff < 15,000 K

A hideg, elfejlődött szuperóriások hiánya a luminozitási határ felett azt sugallja, hogy bizonyos kritikus kezdeti tömeg (~ 40-50 M_o) felett a csillagok a fejlődésük során nem jutnak el a vörös szuperóriás állapotba, hanem jelentős tömegvesztés kíséretében - LBV-fázis - visszafordulnak a HRD-n a magasabb hőmérsékletű területek felé. Nyugalmi fázisban az LBV-k közel a HD-határhoz találhatók egyéb, "normál" szuperóriások társaságában. Kitöréskor azonban átléphetik a HD-határt, ugyanis a kitörés következtében ledobott és táguló anyag - pszeudo-atmoszféra - miatt egy elfejlődött vörös szuperóriásra hasonlítanak. Ez az átmeneti "határsértés" kizárólag a külső rétegekben bekövetkező változásoknak köszönhető, s nem a csillag fejlődésének.

LBV-k a Hertzsprung-Russell diagramon.
A szaggatott vonalak az LBV-k nyugalmi (o) és kitörési (+) fázisai közötti átmeneteket jelképezik. A diagramon fel vannak tüntetve a hideg szuperóriások is (x), illetve az empirikus Humphreys-Davidson határ (Humphreys és Davidson nyomán).

A fenti HRD-ről jól látható, hogy a kitörési fázisban az összes LBV esetében a pszeudo-fotoszférának gyakorlatilag ugyanaz a minimum-hőmérséklete, 8,000-8,500 K, míg nyugalmi állapotban a csillagok egy ferde sávban helyezkednek el. Mivel az LBV-kitörés közben a bolometrikus luminozitás nem változik, ennek az ún. instabilitási sávnak a léte azt jelenti, hogy a bolometrikus korrekcióban, illetve a vizuális fényességben bekövetkező változások amplitúdója a csillag abszolút fényességétől függ, azaz az LBV-kre valószínűleg létezik egy amplitúdó-luminozitás reláció, ami következtében távolság-indikátor szerepét is betölthetik. A normál LBV-kitörésekkel kapcsolatos fenti sávot S Dor instabilitási sávnak is nevezik. Az a tény, hogy sok normál szuperóriás, amelyik egyébként nem mutat LBV-tulajdonságokat, ennek a sávnak a közelében található, valószínűsíti azt, hogy csak azok a csillagok válnak instabillá, amelyek belépnek ebbe a sávba.

Nagy luminozitásuk, tömegvesztési rátájuk és He, illetve N túlgyakoriságuk alapján az LBV-k erősen elfejlődött nagy tömegű csillagok. Ezen tulajdonságaik, valamint az Of/WN9 csillagokkal mutatott szoros kapcsolatuk miatt az LBV-k valószínűleg a WR-álapotba történő átmenetet képviselő objektumok. A LBV-fázisban elvesztett nagy tömeg azt sejteti, hogy a 40 M_o-nél nagyobb tömegű csillagoknak mind át kell menniük az LBV-állapoton a WR-állapot felé való fejlődés közben.

Összefoglalva, a klasszikus LBV-kre vonatkozó fejlődési kép a következő lehet:

1. Egy nagyon nagy tömegű (M > 40 M_o) csillag kezdetben a szokásos módon fejlődik: a HRD-n jobbra mozog, viszonylag alacsony tömegvesztési ráta mellett. A csillag L/M aránya a klasszikus Eddington-határ kb. fele.
2. Bizonyos hőmérséklet és sugár elérésénél a csillag hirtelen instabillá válik.
3. Az instabilitás következtében gyors, irreguláris tömegvesztés következik be, ami miatt a csillag elkezd balra mozogni a HRD-n, feltehetően addig, amíg átmenetileg újra nem stabilizálódik.
4. A gyors tömegvesztés miatt az L/M aránya megnő, ami a stabilitást újra csökkenti, így az instabilitási vonal is balra mozog a HRD-n, azaz az instabilitás azonnal újra jelentkezik, ha a csillag megint elkezd a hidegebb területek felé mozogni, s így újra LBV-állapotba kerül.
5. Ha a csillag a jobbra-balra mozgás következtében elegendő tömeget veszít, Wolf-Rayet csillaggá válik.

Ez a kép megmagyarázhatja, hogy miért vannak normál szuperóriások az instabilitási sáv közvetlen közelében. Ezek még nem érték el az első instabilitási sávukat, így az L/M arányuk még kisebb, mint az LBV-k esetében. Az LBV-jelenség magyarázatakor a luminozitás és a tömeg mellett még legalább két paramétert, a sugarat és a kémiai összetételt is figyelembe kell venni.

A nagytömegű csillagok fejlődési sorában az LBV-k a következőképpen sorolhatók be:

O - Of → H-gazdag WN → LBV → H-szegény WN → WC → SN

A kitörések lehetséges magyarázatai

A LBV-k vizsgálatának alapvető - bár az obszervációs oldalnál sokkal kevésbé kidolgozott - területe a kitörések lehetséges okainak meghatározása. Ezzel kapcsolatban a következő kérdéseket szokták felvetni:

1. Mi okozza az instabilitást? Pulzáció, állandó rátájú tömegvesztés nem elég a magyarázathoz. Egy vagy több mechanizmus felelős az instabilitásért? Mi a pontos kapcsolat az LBV-k és a Humphreys-Davidson határ között? Ugyanaz az instabilitási mechanizmus jellemző-e a klasszikus és a kisebb luminozitású LBV-kre?
2. Mi a különbség a normál és az óriás kitörések között? Melyik játszik nagyobb szerepet a tömegvesztésben? Minden LBV átmegy-e élete során óriás kitöréseken vagy ehhez különleges körülmények kellenek? Az óriás kitörések csak egyszer jelentkeznek vagy többször is visszatérhetnek?
3. Milyen az LBV-kitörés energiamérlege? A csillag melyik részéből származik a kitöréshez szükséges energia?
4. Más paramétereknek (rotáció, fémesség, kettősség) milyen szerepe van? Másként viselkednek-e az alacsonyabb és a magasabb fémességű LBV-k? Lehet, hogy némelyik LBV szoros kettős?

Pulzáció. A legelső, az LBV-instabilitást magyarázni próbáló, ma már inkább csak történeti érdekességgel bíró mechanizmus a Ledoux-pulzációt hajtó ún. ε-mechanizmus, ahol a pulzációs instabilitásért a csillag magjában zajló nukleáris folyamatok felelősek. Manapság inkább fiatal fősorozati csillagok esetében alkalmazzák, s a szükséges kritikus tömeg még ezen csillagok esetében is jóval 65 M_o fölött van. Másrészt a Ledoux-pulzáció vizsgálatához használt csillagmodellek egyike sem felel meg igazán az LBV-knek. Így, bár teljességgel nem zárható ki, nem ez a legvalószínűbb magyarázat az instabilitásra.

Sugárnyomás és a fotoszferikus opacitás. Egy másik, sokkal elfogadhatóbbnak tűnő magyarázat a csillag belseje helyett a csillag felszínén zajló folyamatokra helyezi a hangsúlyt, s a már idézett Eddington-határral kapcsolatos. Az Eddington-határ a stabil fotoszférájú csillagok L/M arányára szab meg egy maximális értéket. Klasszikus esetben a fotoszféra egységnyi tömegre vonatkoztatott opacitása konstans, mivel csak a teljesen ionizált gáz szabad elektronjain történő szóródástól függ. Az LBV-k esetében azonban a hőmérséklettől és a sűrűségtől is függő opacitást tesznek fel, aminek eredményeként az L/M arányra az ún. "módosított" Eddington-határ kapható. Az opacitásban bekövetkező változások sokkal könnyebben vezetnek kaotikus jelenségekhez a csillagszélben, mint stabil kiáramláshoz. Először az η Car esetében merült fel lehetséges magyarázatként, mikor kiderült, hogy a hőmérséklete 30,000 K körüli, s közel van az Eddington-határhoz is. Ha a hőmérséklet 30,000 K alá esik, elegendő számú H atom és más, az opacitást növelő ion jelenik meg, aminek következtében a kifele ható sugárnyomás meghaladja a gravitációs gyorsulást. Ez az elgondolás magyarázhatja a Humphreys-Davidson határ hőmérsékletfüggő részét is, ugyanis a nagyobb luminozitású csillagoknak nagyobb az L/M arányuk is, ezért már kisebb "extra" opacitás megjelenése esetén, tehát magasabb hőmérsékleten instabillá válik a fotoszférájuk. Az opacitás 30,000 K alatt növekszik, s a maximális értékét 12,000 K körül éri el, majd újra csökkenni kezd. Az atmoszférának így lehet, hogy két kvázi-stabil állapota van, egy 15,000 K fölött és egy 10,000 K alatt. Egyik a LBV-k nyugalmi, másik kitörési állapotának felelhet meg.

Turbulens nyomás. A csillagfelszín közelében a sugárzás mellett egy másik fontos folyamat a konvekció. Ha a csillag külső rétegei konvektívek, akkor az ebből származó ún. turbulens nyomást is figyelembe kell venni. A csillag fotoszférájában azonban az addig konvekcióval szállított energia már sugárzás formájában terjed tovább, így az emiatt fellépő turbulens nyomás gradiens a gázt kifele hajtja. Bizonyos kritikus luminozitás esetén ez a kifele ható erő egyensúlyba kerülhet a gravitációval. Ez a luminozitás vörös óriások esetében közel van az észlelt legnagyobb luminozitás-értékekhez. Ez a de Jager-féle elméleti határ hasonlít az Eddington-határhoz, ha a sugárnyomást a turbulens nyomással helyettesítjük. Mivel azonban a konvekció és a turbulens nyomás modellezése és számítása nehéz, ma még nem teljesen világos ezen mechanizmus szerepének jelentősége az LBV-k esetében.

Szubfotoszférikus instabilitás. Néhány instabilitást eredményező mechanizmus a fotoszféra alatti rétegekhez kötődik. Ezek közül a legismertebb a cefeida típusú változócsillagok pulzációjában is jelentős szerepet játszó ún. κ-mechanizmus, aminek lényege röviden a következő. A csillag belsejében ún. ionizációs zónák helyezkednek el. A csillag felszínéhez közel található a hidrogén ionizációs zónája, alatta pedig a HeII-zóna. Amikor a csillag rezgése során ez a zóna összenyomott állapotban van, az egyszeresen ionizált hélium a sugárzás hatására még egyszer ionizálódik, így a zóna hőmérséklete és nyomása is növekszik. Ez a plusz nyomás mintegy lökést ad a pulzációnak, a zóna, s vele együtt a csillag is kitágul. A kisebb sűrűségű zónában a He rekombinálódik, s a sugárzás már nem képes ionizálni. Minden összehúzódáskor tehát a HeII-zónában a sugárzási energia egy része mechanikai energiává alakul. A HeII-zónára jellemző abszorpciós koefficiens (κ) tehát érzékeny a pulzáció miatt bekövetkező változásokra. Néhány szerző szerint ez a mechanizmus az LBV-k instabilitásában is szerepet játszik, de ez még távolról sem bizonyított.

Egy másik érdekes elképzelés, az ún. gejzír-modell szerint 9,000 K felszíni hőmérséklet alatt a csillag mélyebb rétegeiben (ahol a hőmérséklet 10,000-30,000 K) egy sűrűséginverzió áll elő, ami aztán a földi gejzírek esetében szokásos kitörésekhez vezet. Az analógia alapja, hogy a gejzírek kitörése általában a víz "fröcsögésével" kezdődik, majd a víz elkezd jóval nagyobb erővel feltörni, miközben a gejzír csatornájában a forrás frontja lefele mozog, ahogyan a kilövellő víz eltűnik fölüle. Ez a folyamat fenntartja a kilövellést, így a kitörés során jóval több víz jut ki annál, mint ami ott volt, ahol az instabilitás elkezdődött. Ráadásul a gejzír nyugalmi állapotának hossza korrelációt mutat az előző kitörés nagyságával.

Szoros kettősség és/vagy gyors forgás. Az eddigi modellek az LBV-jelenséget egyedülálló csillag esetében próbálják magyarázni. Léteznek azonban nagyon nagy tömegű kettős rendszerek és a kettősség valószínűleg jelentős hatással van az LBV-tulajdonságok kialakulására, ha a keringési periódus 100-200 nap, vagy ennél rövidebb (szoros kettősök). Néhány esetben bipoláris struktúrák is megfigyelhetők, ami szintén a szoros kettősség egyik bizonyítéka lehet. Az első ilyen modellek szerint az η Car-hoz hasonló objektumok olyan szoros kettősök lehetnek, ahol a komponensek tömege nem haladja meg az 50 M_o-t és a kibocsátott energia nagy része nem maguktól a csillagoktól származik, hanem a komponensek közötti akkréciós korongtól. A komponensek közötti tömegcsere következtében kialakuló közös burok miatt az objektum egy csillagnak látszódhat és olyan ritka események, mint például az η Car óriás kitörése, akkor következhetnek be, ha a komponensek összeolvadnak. Sajnos azonban ez a sejtés csak néhány egyedi esetet magyarázhat, s eléggé valószínűtlen, hogy a kettőség feltételezése általános megoldást szolgáltatna az LBV-problémára.

A bipoláris struktúrák azonban nem csak szoros kettős rendszerek esetében alakulhatnak ki, hanem egyedülálló, de viszonylag gyorsan forgó csillagok esetén is. Az LBV-k luminozitásával összemérhető energiakibocsátású, gyors forgásúnak feltételezett szuperóriások a B[e] csillagok. Ezeket egy gyors, bipoláris és egy lassúbb, sűrűbb egyenlítői kiáramlás jellemzi. Mivel az LBV-k és a B[e] csillagok közötti határ még nem tisztázott, nem lenne semmi meglepő egy magányos LBV körüli egyenlítői diszk létében.

Összefoglalva az előzőeket azt mondhatjuk, hogy egy egyedülálló, lassan forgó csillag esetében több mechanizmus is alkalmas arra, hogy a kitöréseket kvalitatívan megmagyarázza. Ezen jelenségek mind a fotoszférában, mind a fotoszféra alatti rétegekben felléphetnek, sőt még olyan mélyen is, ahol a hőmérséklet eléri a 200,000 K-t. Jelenleg azonban egyik lehetséges mechanizmus sem rendelkezik kellő elméleti megalapozottsággal, elképzelhető, hogy nem egy magyarázza a jelenséget, hanem a mechanizmusok valamilyen kombinációja. Egyáltalán nem biztos, hogy a szoros kettősség, illetve a gyors forgás szükséges a jelenség értelmezéséhez, bár több LBV esetében megfigyelhetők azok a bipoláris struktúrák, amiknek ezek természetes magyarázatai lehetnek. A kettősség és a gyors forgás az instabilitást elősegítheti, de adott esetben gátja is lehet annak.

---

© 2002-2024 ELTE GAO MKK ♦ ☎ +36 94/522-870 ♦ obs@gothard.hu ♦ www.facebook.com/eltegao ♦ Oldaltérkép ♦ Impresszum