A Betelgeuze most mégsem robbant, viszont korábban elnyelhetett egy kísérőt

8331

Az Orion csillagkép α jelű csillaga, a kb. 3500 fok hőmérsékletű és nagyjából 19 naptömegű vörös szuperóriás Betelgeuze az elmúlt hónapokban azért került a szak-, amatőr- és laikus csillagászati érdeklődés középpontjába, mert a korábbi fényességváltozásaihoz képest szokatlanul nagynak tűnő halványodást mutatott. A Betelgeuze szupernóvaként fogja befejezni pályafutását, mégpedig a várakozások szerint csillagászati értelemben nagyon rövid időn, egymillió éven belül. Sokan már a legutóbbi halványodásban is az elkerülhetetlen kataklizma előjeleit látták. A Betelgeuze sok érdekes – de majdnem minden esetben eléggé bizonytalan – paramétere, tulajdonsága közül egyik az, hogy fejlődési állapotához képest viszonylag gyors a tengelyforgása. Ennek magyarázatára J. Craig Wheeler, a University of Texas professzora néhány évvel ezelőtt már felvetette azt a lehetőséget, hogy a csillag valójában egy kettős rendszer tagja volt, de elnyelte a kísérőjét, és az így nyert impulzusnyomaték pörgette fel. Emmanouil Chatzopoulos (Louisiana State University) és munkatársai most alaposabban megvizsgálták ezt a lehetőséget is: analitikus és numerikus modelljeikből azt a következtetést vonták le, hogy a gyors forgás magyarázatára valóban ezt lehet a legalkalmasabb forgatókönyv.

Az Orion csillagkép. Az α jelű vörös szuperóriás Betelgeuze a kép felső részének közepén látható. (Kovács J.)

Ahhoz, hogy a Betelgeuze mindenképpen bekövetkező szupernóva-robbanásának időpontját szűkebb határok közé lehessen szorítani, a jelenlegieknél pontosabban kellene ismernünk a csillag paramétereit, főleg a távolságát. Ez az eddigi, különböző eszközökkel és hullámhossztartományokban elvégzett mérések alapján a 130 és 250 parszek (1 parszek = 3,26 fényév) között gyakorlatilag bárhol lehet. Látszik, hogy ha kompromisszumként a 200 parszeket (kb. 650 fényév) fogadjuk el, a hiba legalább 25%, ami egy ilyen közeli objektum esetében nagynak számít. Interferometriai úton a Betelgeuze korongja fel is bontható, annak látszó szögátmérője kb. 0,045 ívmásodperc (kb. 7-szerese a Hipparcos műhold által mért parallaxisának!), de ez az érték is eléggé bizonytalan. A távolság és a szögátmérő alapján annyi jelenthető ki, hogy a csillag külső burkának átmérője legalább 1,2 milliárd kilométer, azaz elég nagy ahhoz, hogy a Nap helyébe képzelve elnyeljen mindent a kisbolygóövvel bezárólag, de valószínűleg még a Jupitert is. A Betelgeuze távolságának pontosabb meghatározásában várhatóan az Európai Űrügynökség Gaia asztrometriai műholdja sem hoz áttörést, mivel a csillag túlságosan fényes az érzékeny szenzorok számára, így a képének közepe akkor is szaturált lesz – lehetetlenné téve így a kellő pontosságú mérést -, ha használják az erre a célra szolgáló szűrőket.

Az első közvetlen felvétel a Betelgeuze vörös szuperóriás felszínéről. A Hubble-űrtávcső FOC (Faint Object Camera) műszere által 1995-ben az ultraibolya tartományban rögzített képen nem csak a Betelgeuze korongja, kiterjedt légköre látható, de egy fényes, a földpálya méreténél kétszer nagyobb folt is abban, amelynek hőmérséklete kb. 2000 fokkal magasabb az atmoszféra többi részénél. Az HST Goddard High Resolution Spectrograph műszerével ezt követően elvégzett spektroszkópiai mérések alapján a folt a csillag egyik rotációs pólusának közelében volt, így a forgástengelynek a látóiránnyal bezárt szöge kb. 20° lehet. (Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian CfA), Ronald Gilliland (STScI), NASA and ESA)

Spektroszkópiai mérésekből tudjuk, hogy a Betelgeuze jelenlegi tengelyforgási sebessége kb. 15 km/s (azzal a feltételezéssel, hogy a forgástengelye nagyjából 20°-os szöget zár be a látóirányunkkal). Fiatal korában a csillagnak ennél sokkal gyorsabban kellett forognia, az egyenlítői sebesség elérhette akár a 250 km/s-ot is. (A vörös óriássá válás időszakában a légköre kitágult, a csillagszél formájában történő anyagvesztés miatt pedig még jelentős impulzusnyomaték-veszteséget is elszenvedett, így forgása drámai mértékben lelassult a kiindulási állapothoz képest.) A legújabb felmérések szerint a nagy tömegű fősorozati csillagok jelentős része nagyon gyorsan forog, esetenként 450 km/s-os tengelyforgási sebesség is előfordul. Ráadásul a nagy tömegű csillagok több mint fele kettős rendszer tagja, amelyekben sokszor bekövetkezik a komponensek közötti közvetlen kölcsönhatás, harmaduk esetében pedig még az összeolvadás is, így indokoltnak tűnik az összeolvadási folyamat nagy tömegű csillagok tengelyforgási fejlődésére gyakorolt hatásának alaposabb vizsgálata.

Az összeolvadás általi felpörgésre lehet példa a Betelgeuze is. A Hubble-űrtávcső által végzett spektroszkópiai megfigyelések által jelzett jelenlegi viszonylag nagy tengelyforgási sebességet az ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) antennarendszer mérései is alátámasztják, amelyek szintén a gyors forgás által felerősített, nagy léptékű konvektív mozgásokat mutatnak a csillag felszínén, de erre utalnak a nitrogénnek a szénhez és oxigénhez viszonyított magas felszíni arányai is. A nitrogén felszíni feldúsulását okozó felkeveredési mechanizmusokat szintén a gyors forgás tehette hatékonyabbá. Egyedülálló nagy tömegű csillagok esetében a csillagfejlődési elméletek nem jelzik a gyors forgást a szuperóriás fejlődési fázisban, még akkor sem, ha a fősorozaton ilyenek voltak.

A Betelgeuze esetében tovább bonyolítja a helyzetet a szintén viszonylag nagy, 30 km/s-os térbeli sebessége, ami arra utal, hogy ún. szökevénycsillag (runaway star), mozgását visszakövetve úgy tűnik, hogy születési helye az Orion OB1a nevű asszociáció lehetett. A Betelgeuze csillagközi anyagon történő áthaladását a Herschel-űrtávcső megfigyelései is jól illusztrálják: a felvételeken a csillagszél formájában kiáramló anyag és a csillagközi anyag kölcsönhatásának eredményeként létrejött gyűrűstruktúra, lökéshullám-frontok sora látható több fényévre a Betelgeuze előtt, amelynek tömege a Napénak kb. hetede. Az összeolvadás nagy tömegű csillagok fősorozat utáni hosszútávú fejlődésére gyakorolt hatásának és a Betelgeuze megfigyelhető tulajdonságainak modellezése során tehát sok mindent kell figyelembe venni, a Betelgeuze esetében pedig a gyors forgás mellett azt is magyarázni kell, hogy honnan és hogyan jött a csillag.

Az ESA Herschel-űrtávcsövének infravörös felvétele a Betelgeuze környezetéről. A szuperóriás csillag külső burkának egy részét csillagszél formájában elvesztette, amelynek a csillagközi anyaggal történt kölcsönhatása következtében mozgásának irányában a csillag előtt lökéshullám-frontok alakultak ki. (ESA / Herschel / PACS / L. Decin et al.)

Chatzopoulos és kollégái modelljükben egy olyan rendszer hosszútávú fejlődését vizsgáltak, amelyben a 15-17 naptömegű főkomponens elnyelte az 1-4 naptömegű kísérőjét. Arra voltak kíváncsiak, hogy különböző kezdeti feltételekből kiindulva milyen előrejelzések adhatók az összeolvadás után létrejövő objektum felszíni tulajdonságaira annak fejlődési fázisaiban, amelyek a Betelgeuze Hertzsprung‒Russel-diagramon elfoglalt helyzetével is összeegyeztethetők. Analitikus számítások és 3D-s hidrodinamikai szimulációk eredményeként azt találták, hogy ha az összeolvadás a főkomponens fősorozatról történő elfejlődésének kezdete után következik be, amikor az jellemzően 200-300 R⊙ átmérőjű vörös óriássá fúvódik, akkor a burka olyan forgási sebességre pörög fel, amely összhangban van a csillag megfigyelt paramétereivel. Az eredmények szerint a nagy tengelyforgási sebesség az összeolvadási esemény után több százezer évig is fennmaradhat. Az is kiderült, hogy a Betelgeuze nagy tengelyforgási sebességét és szintén nagy térbeli sebességét azzal a feltételezéssel lehet legjobban magyarázni, hogy a kettős néhány millió évvel ezelőtt dobódott ki a szülőhalmazából anélkül, hogy közben felbomlott volna, az összeolvadás pedig ezután következett be. Természetesen más lehetőségeket is megvizsgáltak, például azt, hogy a Betelgeuze a kettős rendszerben a kísérőjétől anyagot szívott el, és az így szerzett impulzusnyomaték eredményeként pörgött fel, majd a rendszerből a kísérő szupernóva-robbanásának következtében dobódott ki. Ez a forgatókönyv azonban a paraméterek nagyon finom hangolását kívánja, így kevésbé valószínű, bár teljesen nem zárható ki.

Chatzopoulos és munkatársai OctoTiger 3D-s hidrodinamikai kóddal végzett szimulációjának eredménye. A számítások során egy olyan kettősből indultak ki, amelynek főkomponense 16, a kísérője pedig 1 naptömegű, a Roche-térfogatát kitöltő főkomponens sugara pedig a szimuláció kezdetén a Napénak 12-szerese (bal oldali panel). A szimuláció végére a főkomponens árapályereje teljesen szétszaggatta a kísérőt, amelynek anyaga körbevette a főkomponens magját (jobb oldali panel). A színek a megadott skálának megfelelően a gázsűrűséget kódolják. Az X és Y tengely skálázása a kettős kiindulási szeparációját (a Nap sugarának 12-szerese) egységként használva történt. (Chatzopoulos és mtsai, 2020)

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás: arXiv:2005.04172 [astro-ph.SR]

Hozzászólás

hozzászólás