Magyar kutató a Nature-ben: 25 napos pulzusok egy százezer éves protocsillagban

413

A pulzáló akkréció néven ismert jelenség nem csak a fiatal kettősök tömegeloszlását és pályafejlődését befolyásolhatja, de hatással lehet a potenciális bolygókeletkezésre is. A hosszabb időszakokat átfogó optikai és infravörös észlelések alapján a tömegbeáramlással kapcsolatba hozható, széles amplitúdó- és időskálákon zajló változások gyakoriak a fiatal csillagok körében. A pulzáló akkrécióval is konzisztens periodikus ingadozásokat azonban csak néhány fiatal kettősnél figyeltek meg, ezeknél azonban akár a 0 és 50 százalék között is változhatott a luminozitás keringésről keringésre.

A James Muzerolle (Space Telescope Science Institute) által vezetett nemzetközi kutatócsoport – melynek tagja honfitársunk, Balog Zoltán (Max-Planck-Institut für Astronomie) is – az LRLL 54361 katalógusjelű (továbbiakban L54361) nagyon fiatal, mindössze 100 ezer éves protocsillag esetében mutatta ki, hogy az infravörös luminozitás 25,34 napos periódussal változik: ebben az időszakban körülbelül 1 hét alatt a fényesség durván 10-szeresére nő, majd lassan visszacsökken. A változás okozója az elképzelések szerint egy láthatatlan kísérő lehet. Mértéke és szigorú periódusa viszont meglepő, oka valószínűleg a rendszer kora, ami egy nagyságrenddel kisebb, mint az ilyen jelenséget mutató, korábban tanulmányozott rendszereké.

A megfigyeléseket a Spitzer űrteleszkóp három műszerével végezték a közepes infravörös hullámhosszakon. Az IC 348 jelű csillagkeletkezési terület mintegy háromszáz fősorozat előtti objektuma közül 81 egyedi észlelés alapján az L54361 protocsillag mutatta a messze legnagyobb fluxusváltozást. A rendszer bolometrikus luminozitása a Napénak 0,2 és 2,7-szerese között változott, mégpedig úgy, hogy a spektrális energiaeloszlás (SED) alakja nagyjából ugyanaz maradt. A fotometriai adatok szerint a fluxusváltozások a hétéves időszak alatt rendszeresen megjelentek, a két leghosszabb egybefüggő adatsor alapján a pulzusszerű, 2 magnitúdót meghaladó növekedések néhány nap alatt zajlottak le, a maximum elérését pedig egy hosszabb, néhány hétig tartó exponenciális jellegű csökkenés követte. A kombinált fotometriai adatok azt mutatják, hogy a változás szigorúan periodikus, statisztikai tesztek alapján a periódus 25,34 ± 0,01 nap.

Az L54361 25,34 napos periódussal feltekert infravörös fénygörbéje. Az eltérő szimbólumokkal jelölt pontok különböző műszerekkel (Spitzer IRAC és MIPS, HST WFC3) és infravörös hullámhosszakon – 1,6, 3,6 és 24 mikron – végzett méréseket jelölnek. A 24 mikronos és az 1,6 mikronos mérések adatai +7,3 és -5,3 magnitúdóval el vannak tolva, hogy a többi méréssel azonos skálán lehessen ábrázolni őket.
[Muzerolle és tsai]

A Hubble Űrteleszkóppal a közeli infravörös tartományban az L54361-ről több időpontban készített felvételek egy központi forrást és körülötte egy térben feloldott, szórt fény által kirajzolt struktúrát mutatnak. A centrális rész majdnem ugyanazzal az amplitúdóval és alakkal változtatja a fényességét, mint ami a Spitzer adataiból is kiolvasható, a maximum pedig pontosan a 25,34 napos periódusnak megfelelő időpontban következik be. A szórt fény geometriája más protocsillagokéhoz hasonló, és valószínűleg egy vagy több, anyagkiáramlás által a behulló burokban létrehozott üregre utal. A megfigyelt visszfények alapján a megvilágítás forrása nagyjából izotróp.

A HST/WFC3 kamerával 1,6 mikronos hullámhosszon készült felvételek az L54361-ről 0 (a) és 0,3 (b) fázisnál. Az L54361 a kép közepe alatt látható kiterjedt forrás, míg a jobb oldalon felül látható pontszerű forrás egy másik protocsillag, az LRLL 1843. Az L54361 fénye 14", illetve 50" távolságig követhető nyomon a két képen, ami az IC 348 köd távolságában körülbelül 4 ezer és 15 ezer csillagászati egységnek felel meg. A szórt fény legnagyobb része, ha nem az egész, a cirkumsztelláris pornak köszönhető. A centrális objektum körül egy éléről látható diszk, északnyugat, délnyugat és északkelet felé pedig egy-egy kiáramlás figyelhető meg. A szórt fény kiterjedése és morfológiája a két időpont között lényegesen megváltozott a pulzus kifele haladó hatása miatt.
[Muzerolle és tsai]

Az észlelt periodicitásnak három fő oka lehet: a csillag forgása, a csillagot övező anyagkorong belső részének Kepler-rotációja, illetve egy közeli kísérő mozgása. A csillag forgását forró vagy hideg foltok, vagy a belső diszk és a mágneses tér kölcsönhatása jelezhetik. Az L54361 esetében ez mégsem valószínű, több okból sem: (1) a fősorozat előtti csillagok forgási periódusa néhány naptól két hétig terjed, mindenképpen rövidebb, mint az L54361 periódusa; (2) a sötét foltok szinuszos fénygörbét eredményeznek, melynek amplitúdója néhány tized magnitúdó az optikai tartományban és a hosszabb hullámhosszak felé csökken; (3) a forró foltok az akkréció sztochasztikus természete miatt nem produkálhatnak ennyire nyilvánvaló periodicitást, illetve a cirkumsztelláris anyag fázistól függő aszimmetrikus megvilágítását okozhatják amint a csillaggal együtt forognak, ennek azonban nincs nyoma. A korong belső részének Kepler-rotációja sem konzisztens az adatokkal, például azért, mert az ilyen esetekben az adott tartományban fellépő aszimmetrikus struktúrák (csavarodások) fedéseinek "bemélyedésekként" meg kellene látszódniuk a karakterisztikus fénygörbében, de mint láttuk, az L54361 esetében pozitív pulzusszerű alakról van szó. A harmadik lehetőség a kettősség, ami a periódus hosszúságának ismeretében egy plauzibilis feltevés, jóllehet a kísérő jelenlétére nincsenek direkt jelek. A pulzusokban növekvő akkréció forgatókönyve magyarázhatja a fénygörbe alakját és amplitúdóját is. Ezt a szcenáriót támasztja alá az is, hogy főleg nagy excentricitású kettősök esetében az akkréció az orbitális fázistól is függ, a legnagyobb értékét tipikusan a periasztronban éri el.

A kettősök közötti kölcsönhatás következtében megnövekedő akkréciós luminozitás a cirkumsztelláris port fűtő sugárzást is növeli, a plusz energiát a por a közepes infravörös hullámhosszakon sugározza ki, a megfigyelések során ezt észlelték. A csoport a folyamat reprodukálására modellszámítást is végzett, ami a megfigyelésekkel összhangban igazolta az elképzelés helyességét. Az akkréciós ráta becsült maximális értéke 1 milliomod naptömeg évenként. Természetesen az akkréció létét a későbbiekben spektroszkópiai mérésekkel is igazolni kell, melyek a vélelmezett kettős pályaelemeinek meghatározásához is szükségesek. Szintén csak további megfigyelések alapján lehet közelebbit mondani arról is, hogy mi okozza az L54361-nek az idősebb T Tauri-típusú pulzáló akkretálóktól eltérő nagy amplitúdójú, szigorú periodicitású változását.

Az eredményeket részletező szakcikk a Nature magazin 2013. január 3-i számában jelent meg.

Forrás:

Hozzászólás

hozzászólás