Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Barlai Katalin, Jurcsik Johanna
MTA Csillagászati Kutatóintézet
A gömbhalmazokat, e látványos, szép objektumokat mint "ködfoltokat" már századok óta ismerték. Például Bayer, a híres csillagtérkép-készítő és Halley egyaránt felfedezték az
Centauri gömbhalmazt mint "fényes foltot", "ködszerű csillagot". 1784-ben Messier ködökről készült katalógusában már számos gömbhalmaz szerepel ködként osztályozva. Vizsgálatuk a modern asztrofizika eszközeivel azonban csak a múlt század legvégén kezdődött. Ezt két dolog tette lehetővé. Nagyobb felbontóképességű távcsövek megjelenése, amelyekkel ezek a ködfoltok csillagokra bomlottak, és hogy a fotográfia technikája annyira kifejlődött, hogy csillagok fényképezésére is alkalmassá vált.
Ma már tudjuk, hogy a gömbhalmazok néhány 100 ezer csillagból álló, csaknem szabályos gömbszerű, kompakt képződmények. Központi részük - amelyet még a legnagyobb (földi) távcsövek sem tudnak teljesen csillagokra bontani - tömöttsége szerint egy 12 fokozatú skálán helyezzük el őket. Tejútrendszerünk - Galaxisunk - legöregebb objektumai: koruk 10 milliárd évnél is többre tehető. Mai elméleti ismereteink szerint a gömbhalmazok a protogalaxist alkotó gázfelhő korai kollapszusa során keletkeztek, ez szubkondenzációs anyagcsomók létrejöttét idézte elő. A gáz viszonylag sűrű felhőkké koncentrálódott, és ezekből keletkeztek a gömbhalmazok. Elhelyezkedésükkel máig őrzik annak a gázfelhőnek eredeti körvonalait, amelyből keletkeztek. Mivel legfényesebb csillagaik vörös óriások, úgy képzelhetjük, mintha egy óriási gömbre szerelt jelzőfények vennék körül (halo) a gázfelhő másik részének összeroskadásából keletkezett korongot. Itt a csillagok még jelenleg is keletkeznek (lásd Kun Mária cikkét, 434. old.), míg az úgynevezett halóban már nem maradt elég gáz ahhoz, hogy ott csillagok ma is létrejöhessenek.
Komoly okunk van feltételezni, hogy azok a gömbhalmazok, amelyekkel ma mint "kozmikus kortársainkkal" együtt élünk, csak egy részét képezik azoknak az ősrégi gömbhalmazoknak, amelyek Galaxisunk kialakulása során elsődlegesen keletkeztek. A mai gömbhalmazok, bár igen különbözőek a változócsillag tartalom, tömörség, fémtartalom szempontjából, más tulajdonságaik alapján (például tömeg, kiterjedés) igen hasonlóak. Kézenfekvő gondolat, hogy egyazon mechanizmus hozta létre a homogén tulajdonságú gömbhalmazok sokaságát. Az is elképzelhető azonban, hogy a Galaxis kialakulása során szubgalaktikus képződmények szélesebb választéka létezett amelyek elpusztultak, és így a mai gömbhalmazokat e viharos körülmények "túlélőinek" kell tekintenünk,
A gömbhalmazokban nagy számban találunk változócsillagokat, amelyek túlnyomó része úgynevezett RR Lyrae-típusú változó. Ezek fényüket 0,2-0,8 napos periódussal változtatják. Fényváltozásuk amplitúdója 0,5-1,5 magnitúdó. Mivel a gömbhalmazok változócsillagainak túlnyomó része ilyen típusú, az RR Lyraeket halmazváltozóknak is hívjuk.
Az RR Lyraeket két alapvető csoportra oszthatjuk a fényváltozás periódusának hossza és a fénygörbe alakja és amplitúdója szerint. Az RRab-val jelölt változók fénygörbéje viszonylag meredeken emelkedik a maximumig, kevésbé meredeken csökken a minimális fényességig, a minimum szakasza mintegy a fényváltozás periódusának feléig tart és csaknem konstans. Az RRc jelű változók fénygörbéje laposabb, csaknem szinuszhullám alakú, az amplitúdó kisebb és a perlódus is rövidebb. A fényváltozás amplitúdója az egyes hullámhosszakon különböző; a legnagyobb kékben és sárgában, a legkisebb infravörösben.
A fényváltozás azáltal jön létre, hogy ezek a csillagok sugarukat (és hőmérsékletüket) periodikusan változtatva lüktetnek (pulzálnak). Az RRab csillagok rezgése a gerjesztett alapmódusnak, az RRc-ké az első felhangnak felel meg.
A gömbhalmazok jelentőségéről az asztrofizikában
A gömbhalmazoknak az asztrofizikai kutatások szinte minden lényeges területén szerepük van.
A 20. század csillagászatának egyik leglényegesebb felfedezése, az, hogy Naprendszerünk a Galaxis egyik spirálkarjában van, távol a centrumtól, a gömbhalmazok térbeli eloszlásából volt levezethető. Ezt elsőként Shapley (1918) ismerte fel "Remarks on the arrangement of the Sidereal Universe" című munkájában.
A csillagok röntgensugárzásának felfedezése a 60-as évek elején szintén fokozta az érdeklődést a gömbhalmazok iránt, mivel a röntgensugárzó objektumok gyakorisága a gömbhalmazokban százszor nagyobbnak mutatkozott, mint a Galaxis egyéb helyein.
1. ábra.
Felvételek szisztematikus sorozatát S. I. Bailey kezdte meg gömbhalmazokról a Harvard Obszervatórium perui megfigyelőállomásán, Arequipában. 1893-ban készítette az első felvételeket az
Centauriról. 1896-ban számos felvétel készült az
Cen, Messier 3, Messier 5 gömbhalmazokról, és az M15-ről is. Az 1893 és 1916 között nyert felvételek alkalmasak voltak arra, hogy a halmazbeli csillagok fényességét rajtuk meghatározzák, változó fényű csillagokat tömegesen felfedezzenek, fényváltozásaikat nyomon kövessék és a változás periódusát is megállapítsák.
E kezdeti lépések óta tízezerszám készültek már felvételek világszerte, nem csak ezekről a "klasszikus" gömbhalmazokról, hanem a később felfedezettekről is. A csillagászok számára a déli égbolt ilyen szempontból is kitűnő vadászterület volt. 1977-ig 2119 változócsillagot katalogizáltak 108 gömbhalmazban. Az egyre nagyobb távcsövek, illetve a Hubble űrtávcső mérései lehetővé tették a halmazok központi tartományainak csillagokra bontását, s az ottani változók felfedezését is. Ezáltal mára az ismert halmazváltozók száma közel megduplázódott. Az utóbbi évtizedben egyre inkább tért hódít a CCD- (Charge Coupled Device) technika, kiszorítva számos távcsőről a fotografikus kazettát. A gömbhalmazok esetében a CCD-technika többet nyújthat a fényképezésnél. Lehetővé teszi, hogy a változókról sokkal finomabb felbontású fénygörbéket kapjunk. Ez sokat ígér a "halmazváltozók" asztrofizikája terén. Több színben lehet mérni őket, rövid integrációs idővel. Meg lehet közelíteni a fotoelektromos fotometria pontosságát és időbeli felbontását.
Baade ismerte fel 1944-ben a Mt. Wilson obszervató-riumban, hogy Galaxisunk anyaga két alapvető alrendszerre, populációra tagozódik: Első közelítésben mondhatjuk, hogy az I. populáció viszonylag fiatal, fémben gazdag csillagokat és csillagközi gázt tartalmaz, amelyek a Galaxis korongjában helyezkednek el. A II. populációt az öreg, fémben szegény csillagok alkotják (például a gömbhalmazok csillagai), amelyek a korong körüli halóban vannak. Ez az alapvető beosztás később alosztályok beiktatásával finomodott. Miután Baade felfedezte a csillagpopulációkat, nagy érdeklődés ébredt a Galaxis szerkezete és kémiai összetétele iránt. Ekkor újra előtérbe kerültek a gömbhalmazok, ezúttal mint tipikusan II. populációs, öreg, fémszegény objektumok.
Az asztrofizika alapvető állapotdiagramja a Hertzsprung-Russell-diagram - a HRD. A vizuális abszolút fényesség, Mv és a színképtípus síkjában ábrázolva, az egyes csillagok a populációjukra jellemző, meghatározott ágakba, csoportokba rendeződnek. A csillagokról nagy számban azonban nem spektroszkópiai, hanem kétszín mérések (színindex) állnak rendelkezésre. A színindex-vizuális magnitúdó diagram, a szín-fényesség diagram, szintén egyfajta HRD-nek tekinthető. Bár a színindex nem azonos a színképtípussal, de atmoszféramodelleken [14] keresztül egyértelműen megfeleltethetők egymásnak, és így a kétféle ábrázolás egyenértékű. Az elméleti asztrofizika az L luminozitás és a Teff effektív hőmérséklet síkjában kirajzolódó harmadik fajta HRD-a vizsgálódik.
A gömbhalmazok Hertzsprung-Russell-diagramjainak jellemzője a csökevényes főág, a kifejlett óriáság és az úgynevezett horizontális ág (1. ábra). Ez csak a gömbhalmazok HRD-ire jellemző. A horizontális ág egy bizonyos szakaszán az úgynevezett instabilitási sávban helyezkednek el a halmazbeli RR Lyrae csillagok - ha vannak. Ez a szakasz az RR Lyrae-rés. Ha egy gömbhalmazban nincs RR Lyrae változócsillag, a rés a HRD-n üresen marad.
A HRD horizontális ágának morfológiája érzékeny bizonyos paraméterekre mint például a tömeg, kémiai összetétel. Ez igen kedvező abból a szempontból, hogy a megfigyelésből nyert horizontális ágak tulajdonságai korlátokat jelentenek a fejlődési elméletekben alkalmazott modellek számára. A Konkoly Obszervatóriumban a 30-as évek óta folyamatosan készültek felvételek többek között a M3, M5, M15 halmazokról. Ezek mindegyike bővelkedik RR Lyrae-változókban (a "legszegényebbnek" tekinthető M15-ben is 120 Fölött van a változók száma). A gömbhalmazok változóinak vizsgálata Intézetünk hosszútávon eredményes kutatási témái közé tartozik.
Halmazváltozók (RR Lyrae csillagok) vizsgálatával elért eredményeink
Az azonos kémiai összetételű és tömegű csillagok Herzsprung-Russel-diagramon elfoglalt pozíciói fejlődési útjukat jelölik ki. Ezért a hasonló fejlődési állapotban lévő csillagok fizikai paramétereinek pontos ismerete - ha ez kellően nagy számú mintára meghatározható - lehetőséget nyújthat a fejlődési utak feltérképezésére s ezáltal a csillagfejlődési modellek ellenőrzésére. Egy gömbhalmaz csillagai közel azonos korúak és kémiai összetételűek s emiatt ilyen jellegű vizsgálatokra is lehetőséget nyújthatnak.
A csillagok fizikai paramétereinek meghatározása azonban a felhasznált mérések, azok kalibrálása és az értelmezésükre elfogadott modellektől függően mind relatív, mind abszolút értelemben jelentősen eltérő eredményre vezethet. Emiatt nagy fontossággal bír, ha a csillagok bizonyos csoportjainak fizikai jellemzői akár csak relatív értékben, de könnyen és pontosan meghatározhatóvá válnak. Az elmúlt évek kutatásainak eredményeként az RR Lyrae csillagok fizikai paramétereit (fémtartalom, abszolút fényesség - luminozitás, hőmérséklet, tömeg) tapasztalati úton, pulzációs fényváltozásuk alakjából nagy pontossággal sikerült meghatároznunk [7, 8, 12, 13]. A bolometrikus korrekció (amely az abszolút fényesség és a luminozitás közti különbséget adja meg) és a szín hőmérséklet transzformációra a Kurucz-féle atmoszféramodellek [14] eredményeit használtuk, a csillag tömegének meghatározását a pulzációs modellek [11] tették lehetővé. A fényváltozás alakja és a fizikai paraméterek között fennálló függvénykapcsolat meghatározásához a fénygörbék elemzésére és megfelelő mennyiségben a vizsgált paraméterre vonatkozó pontos mérésre van szükség, melyhez spektroszkópiai és fotometriai méréseket használtunk. A fényváltozást a fénygörbe Fourier-analízise alapján számszerűsítettük. Ezen vizsgálatok elvégzéséhez a nagyobb amplitúdójú, szabályos fényváltozást mutató alapmódusú RR Lyrae csillagok (RRab) esetében állt elegendő információ rendelkezésre:
Eredményeink felhasználásával az összes ismert fénygörbéjű RRab csillag alapvető fizikai paraméterei meghatározhatóvá váltak. Ennek jelentősége az RR Lyrae csillagok jobb megismerésén messze túlmutat, mivel az RR Lyrae csillagok valódi fényességének ismeretében a gömbhalmazok távolságát is meghatározhatjuk, ami intergalaktikus távolságmeghatározást is lehetővé tesz. A gömbhalmazok távolságának ismerete HR-diagramjuk fejlődési modellekkel történő összehasonlításához is elengedhetetlenül szükséges, így fémtartalmuk ismeretében korukat is meghatározhatjuk [12]. Mindez jelentős támpontot nyújt Galaxisunk korai fejlődési szakaszának megismeréséhez.
Egy körülbelül 300 csillagból álló minta alapján sikerült az alapmódusú RR Lyrae változók paramétertartományát feltérképeznünk, valamint a változók fizikai paraméterei között létező összefüggéseket felismerni, illetve ellenőrizni. Ezáltal meg tudtuk magyarázni azt a korábban a fejlődési modelleknek ellentmondani látszó eredményt, hogy miért függ a halmazváltozók átlagos periódusa a halmaz fémtartalmától [8] (Sandage-féle periódus-eltolódás).
Módszerünk felhasználásával tanulmányoztuk az Centauri gömbhalmaz változóit. Az Centauri az egyik legérdekesebb gömbhalmaza Galaxisunknak, mind méretét, tömegét, lapultságát tekintve inkább a törpe szferoidális galaxisokra emlékeztet, mint egy tipikus gömbhalmazra. Csillagai kémiai összetételében is különleges, mivel vastartalmukban egyedülállóan nagy szórás mutatkozik. A különböző fémtartalmú csillagok halmazon belüli elhelyezkedésében enyhe sugárirányú gradiens mutatkozott. Részletes vizsgálattal azonban kitűnt, hogy valójában a legfémszegényebb, illetve legfémgazdagabb csillagok aszimmetrikusan, a halmaz két oldalán helyezkednek el [9]. Ezt a megfigyelést leginkább csak különleges fejlődési, keletkezési mechanizmussal (például különböző összetételű csillagcsoportok összeolvadása) lehetne magyarázni, de az összes megfigyelési eredményt konzisztens módon értelmező modellt még nem sikerült kidolgozni.
Az Centauri RR Lyrae csillagainak vizsgálata - fizikai paramétereik fénygörbéjükből történő meghatározása arra a meglepő eredményre vezetett, hogy ellentmondva a halmaz óriáscsillagaiban mutatkozó erős kémiai inhomogenitásnak a vizsgált változók nagy részét azonos fémtartalmú és tömegű csillagok alkotják. Ezekről a csillagokról az elméleti horizontális ági fejlődési modellekkel való összehasonlítás alapján - azt is kimutattuk, hogy már a horizontális ági fejlődés késői szakaszában vannak, mikor a magjukban lévő hélium készletet már elégették, és ismét a vörös óriások tartománya irányába fejlődnek
(2.ábra).
2. ábra.Centauri RRab csillagainak HR-diagramon való elhelyezkedése. Fekete körök jelzik a -1,5 dex [Fe/H] (vastartalom a Nap összetételére normált logaritmikus skálán) értékű változókat, míg az ennél fémszegényebb vagy -gazdagabb csillagokat [Fe/H] értékükkel arányos méretű üres körök jelölik. Összehasonlításul a [Fe/H] -1,48; M = 0,66
MNap horizontális ági fejlődési út egy szakaszát is ábrázoltuk. Az RRab csillagok nagy részét láthatóan azonos fémtartalmú és tömegű csillagok alkotják melyek már a horizontális ági fejlődés késői, vörös irányú szakában vannak.
A gömbhalmazok század eleji megfigyelései alapján kiderült, hogy az RR Lyrae csillagok periódusaiban már néhányszor 10 éves időskálán is mérhető változások tapasztalhatók. A periódusváltozások-mivel a periódust a csillag fizikai paraméterei; szerkezeti felépítése határozza meg - a csillagokban bekövetkező változásokról fontos információt nyújtanak. Amennyiben ezeket a változásokat a csillag fejlődése idézi elő, a periódus megváltozásának megfigyelésével közvetve a csillag fejlődését figyelhetnénk meg. Az 1800-as évek végétől kifejlődött fotografikus fotometria gömbhalmazok változóinak hosszútávú vizsgálatát tette lehetővé, s a periódusváltozások feltételezett kapcsolata a csillagfejlődéssel nagy lendületet adott a gömbhalmazkutatásnak. Ennek köszönhető, hogy a gömbhalmazokról igen nagy fotografikus megfigyelési anyag gyűlt össze a Konkoly Obszervatóriumban is [4, 17]. A legtöbb halmaz esetében, a körülbelül 100 éves időtartamot átölelő mérési eredmények feldolgozásával azonban olyan eredmény született, miszerint az egyedi csillagok periódusváltozásai nem hozhatók közvetlen kapcsolatba fejődésükkel, hanem csak az összes változóra vonatkozó átlagértékük jelezheti hosszútávon statisztikailag a halmaz változóinak fejlődési irányát [3]. Az Centauri esetében azonban ismét a többi halmaztól eltérő eredményt kapni: itt a legtöbb változó periódusa a fejlődési modelleknek [5] megfelelő mértékű periódusnövekedést mutat [9].
Az RR Lyrae csillagok fényváltozása nem minden esetben szabályosan ismétlődő. Az úgynevezett Blazhko-változók fényváltozásában 10-100 napos időskálájú moduláció (mind amplitúdó-, mind fázismoduláció) figyelhető meg. Ennek oka máig sem tisztázott, bizonyos jelek arra mutatnak, hogy a csillag mágneses terének döntő szerepe lehet a jelenség kialakulásában [18]. A halmazváltozókról összegyűlő nagyszámú, jó minőségű CCD-fotometriai anyag remélhetőleg a Blazhko-változók megértését is rövidesen lehetővé teszi.
3. ábra.
A nem szabályos fényváltozást mutató RR Lyrae csillagok másik csoportja a kétmódusú (RRd) csillagok, melyeknél 2 radiális módus egyidejűleg gerjesztett. Mivel a csillagatmoszférákban a radiális módusok felhangjai és felharmonikusai nem ugyanolyan frekvenciáknál jelentkeznek, ezért több módus gerjesztése esetén a megfigyelt periódusok nem csak az alapmódus többszörösei (felharmonikusok). Mindez a megfigyelt fényváltozás szabálytalanságában mutatkozik. A kétmódusú változók hosszútávú megfigyelése, a módusok periódusaiban és amplitúdóiban bekövetkező változások nyomonkövetése [2, 6, 15] szintén a csillagok belső szerkezetében bekövetkező változásokat, illetve fejlődésükkel összefüggő, más módon kimutathatatlan mértékű hőmérséklet- és/vagy luminozitás-változás felfedését eredményezheti. Mivel valódi kétmódusú .modelleket csak a legújabb kutatások eredményeként sikerült számolni, a megfigyelések és modellek összehasonlításával ezen a területen várhatóan még számos új eredmény születhet hamarosan.
Az északi égbolt egyik legfényesebb, RR Lyrae változókban leggazdagabb gömbhalmaza az M3. Megfigyelése a 30-as évektől a Konkoly Obszervatórium programjához tartozik. A budapesti 60 cm-es majd a piszkéstetői 1 m-es távcsővel készített fotólemezek több mint 100 változó csillag hosszútávú vizsgálatát tették lehetővé [17]. Az utóbbi években meghonosodott CCD-technika nemcsak az eredmények pontosságát javítja
(3.
ábra), hanem többszín-fotometriai mérések elvégzésére is alkalmas. Méréseink eredményeként az M3 instabilitási sávjába eső csillagok pozícióját a szín-fényesség diagramon nagy pontossággal sikerült meghatároznunk. Ezáltal a különböző típusú változók által
4. ábra.
elfoglalt tartományokról pontos képet nyerhetünk, s egyúttal a pulzációs modellek eredményeinek helyességét is független módszerrel ellenőrizhetjük (4. ábra). A részben szintén intézetünk kutatói által kifejlesztett nemlineáris hidrokódok eredményeként (lásd Kolláth Zoltán cikkét, 438. old.) kapható kétmódusú modellek - ha az M3 változóinak megfelelő fémtartalmú, lumonozitású és tömegű modelleket vizsgálunk - a megfigyelések és modellszámítások messze hibahatáron belüli jó egyezését mutatják.
Irodalom