Paparó Margit
Csillagrengések és a Föld jövője 

Az exobolygók az elmúlt években az univerzum egyik legnagyobb érdeklődést kiváltó objektumaivá váltak. A technika fejlődésével, a mérési pontosság javulásával nemcsak az univerzum egyre nagyobb szerkezeti elemeit (nagy fal, óriás "üregek"), hanem egyre kisebb alkotórészeit is megismerjük. Az állandó energiatermeléssel rendelkező kis tömegű csillagok mellett ismertté váltak a barna törpék, amelyekben - kis tömegük miatt (a Nap tömegének 8 százaléka) - csak rövid ideig működik a nukleáris energiatermelés. Számos Naprendszeren kívüli bolygót, úgynevezett exobolygót fedeztek fel, amelyek önálló fénnyel és energiatermeléssel nem rendelkező, néhány Jupiter-tömegű objektumok. Többségük a Napunkhoz hasonló fejlettségi állapotú csillag körül kering. Elméleti kutatások feltételezték ugyan, de mostanáig nem bizonyították, hogy léteznek-e egyáltalán bolygók a késői fejlődési állapotú csillagok körül.

Az elmúlt hetekben széles nyilvánosságot kapott a Nature híre, amely a vörös óriás fejlődési fázisát túlélő bolygóról tudósított. A V 391 Peg b jelű exobolygó nem rendelkezik különleges tulajdonságokkal a már eddig ismert közel 250 exobolygó között. Ami miatt a felfedezés nemcsak helyet kapott a Nature lapjain, hanem külön méltatást is Jonathan Fortney-tól (NASA Ames, Research Center), az exobolygók elméleti kutatásának jeles képviselőjétől, az a lehetőség, hogy az exobolygók kutatásában új távlatok nyílnak meg mind a felfedezés, mind az elméleti vizsgálatok területén. Eddig is vizsgálták, hogyan hat a csillagfejlődés a bolygókra és milyen szerepet játszanak a bolygók a centrális csillag fejlődésében. Most már ismerünk is egy létező bolygót, amely túljutott a centrális csillag fejlődésének legkritikusabb fázisán. A különleges csillag-bolygó rendszer lehetőséget kínál, hogy többet tudjunk mind a csillagról, mind a bolygókról, sőt a Naprendszerrel való hasonlóság miatt Földünk jövőjéről is.

A felfedezés jelentőségének egyik leglényegesebb eleme, hogy az exobolygó egy öreg, ritkán előforduló fejlődési fázisú csillag körül kering. Ezek a csillagok kívül esnek az "exobolygó-vadászok" működési területén, mivel nem érhetők el radiálissebesség-mérésekkel és bolygófedések sem várhatóak. Az asztroszeizmológiai kutatásoknak - csillagrengések tanulmányozásának - viszont az egyik legsikeresebb területét jelenti az extrém horizontális ági csillagok vizsgálata.

1. ábra. A csillagok fejlődési útvonala a fősorozatról az óriás ágon át vezet a horizontális ágra. Mivel a V 391 Peg a vörös óriás ági fejlődése során elveszítette a hidrogén nagy részét, az extrém horizontális ágra került, szubtörpe B (sdB) csillaggá fejlődött. Az ellipszisek a pulzáló változócsillagok helyét mutatják a csillagfejlődés különböző fázisában. (Eredeti ábra: Joergen Christensen-Dalsgaard, magyar változat: Csubry Zoltán)

Az extrém horizontális ági fejlődési állapot, amelyben a V 391 Peg centrális csillag most éli életét, közvetlenül a csillagok vörös óriás állapota után következik (1. ábra). A vörös óriás állapot a csillagfejlődés egyik legdrámaibb szakasza. A nyugalmas fősorozati fejlődés során a csillagok magjában hidrogén alakul át héliummá. A vörös óriás állapotban egyre nagyobb lesz a mag héliumtartalma és a felgyorsuló energiatermelés a csillag szerkezeti változásához vezet. A csillag felfújódik, sugara  több mint 100-szorosára nő. Mintegy 2000-szer nagyobb energiakibocsátás mellett felszíni hőmérséklete közel 2500 fokkal csökken. Jelentős anyagáramlás teszi még mostohábbá a vörös óriás csillag környezetét, amely során a csillag elveszíti tömege jelentős részét. A tömegvesztés mértékétől függ, hogy mennyi hidrogén marad a csillagban a következő fejlődési fázisra. Ha több hidrogén marad, akkor a csillag hosszabb fejlődési utat jár be annak köszönhetően, hogy a hidrogén héliummá alakulása a mag körül egy héjban tovább folytatódik. Ha a nagyobb tömegvesztés eredményeként kevesebb hidrogén marad a csillagban, akkor a további fejlődési útja lényegesen rövidebb. Jogosan kérdezhetjük, mi történik a csillaghoz közeli bolygókkal a drasztikus változások során? Túlélheti-e Földünk majdan a Nap vörös óriás ági fejlődését? De a fordított kérdést is feltehetjük. Van-e hatása a bolygóknak a csillagok vörös óriás ági fejlődésére? A feltételezések szerint a bolygók szerepet játszanak a tömegvesztés mértékében, abban, hogy a horizontális ág melyik részére kerül a csillag a vörös óriás ági fejlődés után.
Az újabb viszonylagos nyugalmi állapotot a horizontális ágon éri el a csillag, amikor a magban már a hélium alakul át szénné és oxigénné. A hidrogén már csak a mag körül egy héjban ég tovább. Rövid időt, mintegy 100 millió évet töltenek el a csillagok ebben az állapotban. A különlegesen nagy tömegvesztés után csak vékony hidrogénhéjjal rendelkező csillagok - ahol a hidrogén már nem tud héliummá alakulni (szubtörpe B, sdB csillagok) - a horizontális ág különleges tartományát, a magas hőmérsékletű extrém horizontális ágat népesítik be.
 

2. ábra. A V 391 Peg csillag sugarának összehasonlítása a fősorozati (700 000 km, mint a Napunké), a vörös óriás ági (109 millió km) és az extrém horizontális ági fejlődési állapotban (163 000 km). A csillag irdatlan nagy méretnövekedése a vörös óriás ágon jelenti a legnagyobb veszélyt a bolygókra életük során. (Készítette: Kolláth Zoltán)

Az új bolygó centrális csillaga 30 000 fok hőmérsékletű szubtörpe B csillag. Tömege a Nap tömegének fele, sugara a Nap sugarának csak mintegy 20 százaléka, közel 163 000 kilométer (2. ábra). Energiakibocsátása ugyanakkor a Napénak 35-szöröse. Számos sdB csillag létezik az univerzumban. A galaxisok ultraibolya sugárzásának jelentős részét ezek a csillagok szolgáltatják. Egy kis csoportjuk (jelenleg mintegy 40 csillag ismert) különösen érdekes. Belső szerkezetük vizsgálatára nagyon alkalmas tulajdonsággal rendelkeznek: elképesztő pontosságú periodicitással változik a fényességük. Ezek a pulzáló sdB csillagok.

A csillagok fényének időbeli változása feltűnő jelenség és rendkívül pontosan mérhető. A változócsillagászat ezért tekinthet vissza több évtizedes, sőt klasszikus típusoknál akár évszázados múltra is. A csillag magjából a felszínre tartó energiát a csillag egy különleges rétege, az ionizációs zóna periodikusan "elnyeli" (ionizáció), majd újból "kibocsátja" (rekombináció). Különböző típusú változócsillagoknál a pulzációt más-más elem (hidrogén, hélium vagy vas) ionizációja tartja fenn. A felszínen megfigyelhető fényváltozás ezt a csillag belső rétegeiben lezajló folyamatot tükrözi vissza. A gerjesztett rezgések (hullámok) vizsgálata, a földi szeizmológiához hasonlóan, a csillagok más módszerrel nem tanulmányozható belső szerkezetét tárja fel előttünk (a Napba is csak mintegy 400 kilométer mélységig látunk közvetlen mérésekkel). Az asztroszeizmológia a Napnál és a késői fejlődési állapotú csillagoknál, a szubtörpe B és a fehér törpe csillagoknál aratta a legnagyobb sikereket. Minden gerjesztett hullám a csillag különböző mélységét éri el, majd visszaverődik (3. ábra). Több gerjesztett hullám esetén meghatározható a csillag azon rétegében a sűrűség, nyomás, hőmérséklet, hangsebesség és kémiai összetétel, ahol csak az egyik hullám halad át. A késői fejlődési állapotú csillagokat rendkívül stabil fényváltozásuk miatt az univerzum legpontosabb óráiként emlegetik. A változás időskálája a csillagfejlődés időskáláját (ami milliárd évekkel mérhető) mutatja meg a földi halandóknak.

3. ábra. A különböző frekvenciájú hullámok a csillagok különböző mélységéig hatolnak be és ott visszaverődnek. A felszíni fényváltozásból meghatározható frekvenciakülönbség a csillag azon rétegének paramétereit (sűrűség, nyomás, hangsebesség, hőmérséklet, elemgyakoriság) adja, ahol csak az egyik hullám halad keresztül. Ez az asztroszeizmológia módszere a csillagok belső szerkezetének feltérképezésére (Eredeti ábra: Joergen Christensen-Dalsgaard, módosította: Csubry Zoltán)

A csillagok fényváltozásának ideális vizsgálati módja a folyamatos, megszakítás nélküli megfigyeléssel kezdődik. A Földről csak kontinenseken átívelő nemzetközi összefogással érhető el ilyen adatsor. Az adatgyűjtést mindig az a megfigyelőhely veszi át, ahol éppen éjszaka van. A Whole Earth Telescope (WET) nemzetközi kutatócsoport ilyen céllal alakult a 70-es évek végén a Texasi Egyetem kezdeményezésére (Ed Nather). Később az Iowa Állami Egyetem (Steve Kawaler), majd a Delaware Egyetem (Judi Provencal) vette át a szervezést. A szerző a 2000-es évek elején csatlakozott a csoporthoz, amikor a hazai technikai színvonal, a CCD megjelenése az 1 méteres Ritchey-Crétien-rendszerű távcsövön (Piszkéstető) lehetővé tette a rövid periódusú, kicsiny jelek rögzítését a halvány csillagokban is (ami méréstechnikailag nagy kihívást jelent). A V 391 Peg sdB csillagnak 4-5 pulzációs periódusa figyelhető meg a domináns 6 perces periódus körül. Hétéves ismétlődő megfigyelés és koncentrált nemzetközi összefogás mutatta ki a domináns periódus változását, 1 másodperc növekedést 22 000 év alatt. A változást a maximális fényességek megfigyelt (O) és számított (C) időpontjának különbségéből lehet meghatározni. Időbeli ábrázolása az O-C diagram. A periódusnövekedést egy felfelé, míg a perióduscsökkenést egy lefelé nyitott parabola jelzi. A többszörös periódussal rendelkező fényváltozásoknál az O-C diagram minden egyes összetevőre megadható. A V 391 Peg csillagnál a két legnagyobb amplitúdójú összetevő volt alkalmas a vizsgálatra.

A periódusok növekedését reprezentáló parabolához képest mindkét esetben nem elhanyagolható, azonos, szisztematikus eltéréseket mutattak az O-C diagramok; ezeket mindkét esetben azonos szinuszhullámmal lehet legjobban leírni (4/a és 4/b ábra). A szinuszhullám egyetlen lehetséges magyarázata, hogy egy, a csillag körül keringő test gravitációs hatását látjuk. A csillag nem is csak "imbolyog", hanem a tömegviszonyok miatt jól meghatározott pályát ír le a közös tömegközéppont körül. Hol közelebb, hol távolabb van tőlünk. A csillag fénye hol előbb, hol később ér el hozzánk. A maximális fényesség mért időpontjai szisztematikusan hol korábban, hol később következnek be a számított időponthoz képest. Mindössze 5 másodperces az eltérés. A bolygó pályaparamétereit a gravitációs hatását leíró szinuszhullámból lehet meghatározni. A csillag tömegére a pulzációs modellek adnak nagyon szűk határok között mozgó feltételezést.

a)

b)

4. ábra. A V 391 Peg sdB csillag két pulzációs periódusára készített O-C diagramok. Mindkét esetben kimutatható a periódus növekedése (felfelé nyitott parabolák). A növekedés mértéke különböző, de 1 másodperc körül van 22 000 év alatt. A különválasztott szinuszhullám (alsó grafikon) nem magyarázható a pulzáció keretein belül. A mindkét esetben azonos hullám egyetlen lehetséges magyarázata, hogy bolygó kering a késői fejlődési állapotú csillag körül (Nature). (A vízszintes tengely az eltelt napokat mutatja folyamatosan egy meghatározott naptól kezdve, ahogy a csillagászok használjak. A kisebb számok megjelenítése miatt vonjuk le a 2 450 000 napot.)

A V 391 Peg sdB csillag belső szerkezetének vizsgálata így vezette el a nemzetközi kutatócsoportot a csillag körül keringő exobolygó felfedezéséhez. Az elméleti számítások szerint az új csillag-bolygó rendszer nagy hasonlóságot mutatott a mai Nap-Föld rendszerhez, amikor 5 milliárd évvel korábban hasonló fejlődési állapotban a fősorozaton élt. A csillag 0,9 Naptömegű volt, a bolygó pedig Föld-Nap távolságra keringett. A hasonlóság azt sugallja, hogy a V 391 Peg sdB csillag asztroszeizmológiai vizsgálata elvezetett a Föld olyan távoli jövőjéig, amikor a Nap már túljutott a vörös óriás ági fejlődés rögös útján.

A csillagászat évtizedek óta sikeres kutatási irányzata, az asztroszeizmológia és az utóbbi pár év legdinamikusabban fejlődő területe, az exobolygó-kutatás találkozott nagyon sikeresen az új felfedezésben.
 

Természet Világa, 139. évfolyam, 1. szám, 2008. január
https://www.termvil.hu/ 
https://www.chemonet.hu/TermVil/ 

Vissza a tartalomjegyzékhez