Nóvakitörések spektroszkópiája és fotometriája

TARTALOMJEGYZÉK

1.      Bevezetés.............................................................................................................................3

2.      A nóvákról röviden..............................................................................................................4

3.      Alkalmazott eszközök, módszerek......................................................................................9

3.1.  Fotometriai alapfogalmak.......................................................................................9

3.2.  Spektroszkópia......................................................................................................12

4.   Eredmények.......................................................................................................................16

4.1.    A V1494 Aquilae kései spektroszkópiája............................................................16

4.2.    A V2274 Cygni fotometriája................................................................................19

4.3.    V1548 Aquilae.....................................................................................................21

4.4.    V4740 Sagittarii...................................................................................................26

4.5.    V2275 Cygni........................................................................................................29

5.          Összefoglalás...................................................................................................................36

6.          Irodalomjegyzék..............................................................................................................37

1. Bevezetés

            A Szegedi Tudományegyetemen nóvák spektroszkópiai kutatása 1999 óta folyik. A V1494 Aql kitörése volt az első a vizsgálatokban. Eddig a mérések helyszíne a David Dunlap Obszervatórium (DDO), Toronto, Kanada volt. A program kiterjesztéseképpen 2001 nyár végén és ősz elején is készültek itt spektrumfelvételek, melyeket Jim Thomson (augusztus), Vinkó József, Fűrész Gábor (szeptember) és Csák Balázs (október) készítettek.

1. ábra: A DDO 1.88 m-es távcsöve

Célom az volt, hogy minél több fizikai jellemzőt határozzak meg ezen megfigyelések alapján az egyedi rendszerekre. Ilyen például a ledobódott gázhéj tágulási sebessége, vörösödés, a halványodás mértéke, fényesség, távolság. Általában, ha feltűnik egy „új” csillag az égen (nóva, esetleg szupernóva), a spektrumok hordozzák azokat az információkat, ami alapján választhatunk a lehetséges értelmezések közül. Információt hordozó jellemzők például, hogy milyen kémiai elemekhez tartozó vonalak vannak emisszióban, illetve abszorpcióban, milyen erősek, és mennyire vannak kiszélesedve.

Dolgozatom 5 nóva kis- és közepes felbontású optikai színképének feldolgozását, illetve a fénygörbéik statisztikus módszerekkel történő analízisét tartalmazza. A fénygörbék forrása a Kyotói Egyetem Csillagászati Tanszéke által koordinált nemzetközi változó észlelő amatőrcsillagász hálózat (Variable Stars Network, VSNET).

2. A nóvákról röviden

            A nóva elnevezés onnan származik, hogy feltűnik egy látszólag új csillag az égen, hirtelen felfényesedik, majd fokozatosan elhalványodik. Az első megfigyelések a XVI. sz-ból erednek, és egészen a XX. sz. elejéig minden újonnan feltűnt csillagra nóvaként hivatkoztak. Az 1885-ben az Androméda-ködben feltűnt S Andromedae vezetett el annak felismeréséig, hogy kétfajta „új” csillag létezik, melyek abszolút fényessége között kb. 10 magnitúdónyi különbség van. A fényesebbek kapták a szupernóva nevet, ezekről ma már tudjuk, hogy akkora csillagrobbanások hozzák létre őket, melyekben akár teljesen meg is semmisülhet a szülőobjektum. Ezzel szemben a nóvák kölcsönható kettőscsillagok, melyek viszonylag érintetlenül „túlélik” kisebb energiájú robbanásaikat.

2. ábra: AV2275 Cyg-ről készült CCD felvétel a robbanás előtt és után

            A csillagászat fejlődésével napjainkban már – a színképekből – a főbb fizikai tulajdonságaik is meghatározhatók. Ezek alapján a Változócsillagok Általános Katalógusa (General Catalogue of Variable Stars, GCVS) a nóvákat a kataklizmikus, azaz kitöréses változók közé sorolja.

            Egy kataklizmikus változócsillag olyan kölcsönható kettőscsillag, amelyben, a komponensek közelsége miatt a gravitációs effektusok erős árapályerőket hoznak létre, a nagy keringési sebességek pedig jelentős centrifugális erőket eredményeznek. Ha a nagyobb méretű csillag megközelíti stabilitási határát, anyag áramlik el belőle, általában az L₁ Lagrange-ponton keresztül. Az anyag nagy része egy akkréciós korongban gyűlik össze a sűrűbb főcsillag körül. Így a rendszer legalább három fényforrást tartalmaz: a kettőscsillag két komponensét, valamint a köztük átáramló anyagot. A kettőscsillagon belüli anyagáramlás kitörést idézhet elő.  Néhány esetben csak egy-két kitörést jegyeztek fel eddig. Ezeket a csillagokat nevezzük ma nóváknak.

3. ábra: egy kataklizmikus változócsillag sematikus modellje (Amatőrcsillagászok kézikönyve 16.15. ábra)

            Ezen objektumok fehér törpéből és hűvös, K-M típusú óriásból vagy szubóriásból állnak. A hidegebb, nagyobb méretű komponens folyamatosan ad át hidrogénben gazdag anyagot a fehér törpének, amely az utóbbi felszínére kerül. Az idő múlásával (amint egyre több hidrogénben gazdag anyag halmozódik fel a fehér törpe felszínén), a héj „alja” fokozatosan összenyomódik és felforrósodik, míg el nem éri a hidrogén termonukleáris reakciójához szükséges hőmérsékletet. A csillag felszínén bekövetkező termonukleáris robbanás valósággal lefújja a felhalmozódott csillaganyagot, ami igen nagy amplitúdójú fényességnövekedést okoz a rendszer összfényességében.

            A kitörés során ledobott gázhéj néhány ezer km/s-os sebességgel tágul, és nagy sebessége miatt nem hullik vissza. A fényességnövekedés amplitúdója igen tág határok közt változik (7-19 magnitúdó közötti). Az esetek többségében a felszálló ág néhány napig tart, amelyet rövid ideig tartó maximum, majd lankás leszálló ág követ.

            Néhány kivételtől eltekintve (pl. V1500 Cyg, Nova LMC 1991) a kezdeti fényesedés adatai eléggé hiányosak, de minden esetben ennek a felfényesedésnek az időtartama kevesebb, mint 3 nap. Ami a V1500 Cyg-t illeti, a fényességmérés az emelkedés idejének nagy részét lefedte, és az adódott, hogy a felfényesedés ideje kevesebb, mint 1 nap. Számos nóvának a felfutási szakaszban platója van, amely néhány órától (gyors nóvák) néhány napig tart (lassú nóvák), de ez az időtartam lehet néhány hónap is (pl. HR Del). Majd ezt követi a végső, kb. 2 magnitúdós felfényesedés, ami a gyors nóváknál átlagosan 2 nap, lassú nóváknál pár hét.

4. ábra
: A nóvák fénygörbéjének néhány típusa. Átmeneti időszakok alapján (a) periodikus oszcilláció, (b) folytonos halványodás (c) erős elhalványodás

Payne-Gaposchkin (1957) a gyorsaságuk alapján osztályozta a nóvákat, felhasználva a t₂-t, azaz azt az időtartamot, amely idő alatt 2 magnitúdót halványodik a csillag a maximumhoz képest. Az osztályozást az 1.táblázat mutatja. Mások a t₃-t használták az osztályozáshoz.

·        Gyors nóvák: 100 vagy kevesebb nap alatt halványodnak 3 magnitúdónyit.

·        Lassú nóvák: 150 vagy több nap alatt halványodnak 3 magnitúdónyit.

Klasszikus nóváknál a két paraméter között egy statisztikus kapcsolat is fennáll: t₃≈2.75 t₂^0.88.

(Warner, 1995)

            A maximumból való korai halványodás általában egyenletes minden nóvánál. A nóvák viselkedésében a legnagyobb eltérés a maximumból 3–4 magnitúdóval való halványodás után következik be. Néhány (a gyors, illetve nagyon gyors nóváknak kb. 1/3-a)

Osztály	t2(nap)
Nagyon gyors	<10
Gyors	11–25
Mérsékelten gyors	26–80
Lassú	81–150
Nagyon lassú	151–250

1.táblázat: A nóvák osztályozása

megszakítás nélkül, folyamatosan halványodik tovább. Más nóvák 7–8 magnitúdóval elhalványodnak, ami kb. 7–8 hónapig tart, majd újra visszafényesednek arra a szintre, mintha folyamatosan halványodtak volna. Bizonyos nóvák fényessége pedig ebben az átmeneti időszakban 1–1.5 magnitúdós amplitúdóval kvázi-periodikusan oszcillál. Az átmeneti szakasz után a végső halványodás újra egyenletes (l. 4. ábra).

            Emellett vannak olyan nóvák is, amelyek lassan fejlődnek, megesik, hogy évtizedig maximumban maradnak. A visszatérő nóvák pedig az utóbbi száz évben több kitörést mutattak.

            Azt, hogy az új csillag nóva-e, spektroszkópiai módszerekkel deríthető ki. A nóváknak olyan emissziós színképük, amelyben határozottan lehet azonosítani a H, He és FeII vonalait. Továbbá a színképvonalak profilja jellegzetes, ún. P Cyg profilú (l. még spektroszkópiai módszerek). Ez azt jelenti, hogy a széles emisszió rövidebb hullámhosszú oldalán keskeny abszorpciós gödör van, melynek a laboratóriumi hullámhosszhoz viszonyított relatív eltolódása épp a ledobódás sebességét adja meg (jellegzetesen 1000–3000 km/s). A ledobódó gázhéjat ekkor még ugyan nem látjuk, a spektrumból mégis tudunk következtetni a tágulás sebességére.

Közvetlen képalkotás a gázhéjról kb. csak a kitörés után 10 évvel később lehetséges. Ennek azonban igen nagy az elvi jelentősége, ugyanis meghatározhatóvá teszi a nóva távolságát. Az ún. expanziós parallaxis módszere a táguló gázhéj szögátmérőjének változásából és a spektroszkópiából ismert tágulási sebességből ad becslést a rendszer távolságára. A módszer alapfeltevése, hogy a kitörés utáni színképekből származó tágulási sebesség évtizedekkel a maximum után is felhasználható. A megfigyelések szerint a ledobódott anyag nem lassul jelentősen, azaz sem a fehér törpe gravitációs tere, sem az esetleges csillagközi anyaggal való kölcsönhatás nem jelentős. Előbbi azért, mert a nagy robbanási sebességek miatt a ledobódott gázhéj gyakorlatilag 1–2 nap alatt elhagyja a fehér törpe térségét, vagyis végtelennek tekinthető távolságba kerül a fehér törpe felszínétől. A csillagközi anyag minimális hatását a néhány tucatnyi, nóva körüli gázhéj megfigyelései sugallják.

            A távolság ismerete egyébként nagyon fontos, mivel így lehet pontosan kiszámolni a nóva abszolút fényességét, azaz a robbanás teljes energiáját. Dolgozatomban statiaztikus módszerekkel fogok távolságot becsülni, ám ezek hibája elég nagy. Spektroszkópiai eredményeim alapján 5–10 év múlva lesz lehetséges expanziós parallaxist is meghatározni, ez azonban túlmutat jelen munkám keretein.

            Az 5. ábrán egy 1901-ben felrobbant nóva ledobódott gázhéjának tágulását lehet nyomon követni. A GK Persei esetében a spektroszkópiai sebesség (1200 km/s) és a gázhéj tágulása alapján a rendszer 470 pc távolságban van. (Németh, 2002)

5. ábra: A GK Persei gázfelhőjének tágulása 1957 és 2001 között

3. Alkalmazott eszközök, módszerek             

3.1. Fotometriai alapfogalmak

            Az első csillagkatalógust Hipparkhosz készítette még i.e. II. században. A  csillagok fényességéhez számszerű értéket rendelt. A legfényesebb csillagok lettek az 1 magnitúdósak, az egyre halványabbak egyre nagyobb számot kaptak, a szabad szemmel még éppen láthatóak 6 magnitúdósak. A magnitúdóskálát az 1850-es években helyezték fizikai alapokra. Jelenleg is a Norman Pogson által javasolt rendszer van érvényben, amely szerint

ahol m₁ és m₂ a két csillag látszó fényessége magnitúdóban, F₁ és F₂ pedig a detektált fluxusuk. (A logaritmikus jelleg a látás fiziológiai sajátosságaiból adódik.)

            Az abszolút magnitúdó (M) számértéke azt mutatja meg, hogy hány magnitúdósnak észlelnénk a csillagot, ha az tőlünk 10 pc távolságban lenne.

Az összefüggés a csillag látszólagos (m) és abszolút (M) fényessége között az ún. távolságmodulus:

                                                           m–M=–5+5log r+A_V                                                                   (1)

ahol r a csillag távolsága parszekben, A_V pedig a totális extinkció, azaz a vizuális tartományban mérhető teljes             elnyelés.

A_V a csillagközi anyagon fellépő fényességcsökkenést mutatja, vagyis hogy mennyivel látjuk az adott csillagot halványabbnak pusztán az intersztelláris por jelenléte miatt. A megfigyelések oldaláról a vörösödéssel szokás kapcsolatba hozni. Az intersztelláris vörösödést a B–V színindex változásával jellemezzük:

E(B–V)=(B–V)–(B–V)₀

Ahol (B–V) a megfigyelt, (B–V)₀ a vörösödésmentes színindex, E(B–V) pedig a vörösödés (színexcesszus). Tapasztalat szerint egy egyszerű kapcsolat áll fenn A_V és E(B–V) között:

A_V»3.1E(B–V)

Ez az összefüggés azonban rámutat a vörösödés meghatározásának fontosságára. A kb. 3-as szorzó ugyanis felerősíti a színexcesszus hibáját a távolságmodulusban. Gyakorlatban nagyon nehéz E(B–V)-t ±0.05 magnitúdónál pontosabban meghatározni, ami A_V-ben ±0.15 magnitúdó, azaz a távolságban kb. 10% bizonytalanság csupán a vörösödés pontatlansága miatt. A vörösödést ezért soha nem szabad elhanyagolni, különösen a nagy távolságból látszó nóvák esetén. Ezért dolgozatomban szinte mindenütt az egyik legfontosabb paraméter az adott nóva színexcesszusa.

Abszolút fényességbecslés néhány empirikus törvény segítségével:

            Az előző fejezetben említett expanziós parallaxis sajnos csak nagyon kevés nóvára volt eddig alkalmazható módszer. Éppen ezért évtizedek óta sokan próbálkoztak olyan empirikus törvények felállításával, melyek statisztikus alapokon nyugodva adnak becslést egyedi nóvák távolságára, viszonylag egyszerűen kivitelezhető méréssorozatok alapján. A leggyakoribb megközelítés valamelyik közeli galxisban (pl. Nagy Magellán Felhő, Androméda köd) feltűnő nóvák látszó fényessége és valamilyen fotometriai, spektroszkópiai paraméterük közötti kapcsolat megállapítása.

            Történetileg legtöbb módszer a fénygörbék halványodási ütemét kapcsolja össze a maximumban tapasztalható abszolút fényességgel. Ennek eredete McLaughlin azon megfigyelése volt, hogy egy adott galaxisban a gyors nóvák átlagosan több magnitúdóval fényesebbek a lassúknál. Márpedig ha ugyanolyan távolságban vannak a nóvák (ti. ugyanabban a galaxisban), akkor a látható fényességek különbsége az abszolút fényességek különbségének felel meg. Ezután már „csak” a galaxis távolságára van szükség a nóvák abszolút fényességének megállapításához. Az alábbiakban ismertetett módszerek legtöbbike ezen megközelítésen alapszik.

            1. McLaughlin talált egy általános relációt M(max) és t₂ között. Minthogy a t₂-t relatíve könnyű mérni, ez az összefüggés bizonyítottan értékes a klasszikus nóvák (tejútbeli és extragalaktikus) távolságának meghatározásához. Mások a t₃-mal hozták kapcsolatba a maximumbeli látszó fényességet.

A kapcsolatot a következő formában lehet felírni: M(max)=a_nlog(t_n)+b_n.

Az egyenlet együtthatóit, melyet különböző módon származtattak a következő táblázat tartalmazza:

n	an	bn
3	2.5	–11.5	Schmidt(1957),McLaughlin(1960)
3	2.4	–11.3	DeVaucouleurs(1978)
3	<SPAN style="FONT-SIZE: 12pt; LAYOUT-GRID-MODE: line; FONT-FAMILY: 'Times New Roman'; mso-bidi-font-si