Kozmikus fosszíliák: különleges, többszörös fedésű, szoros hármascsillag-rendszerek vizsgálatával a csillagkeletkezés nyomában

3806

Egy magyar-amerikai kutatócsoport a TESS űrtávcső adatsoraiban keres szisztematikusan különleges, többszörös fedésű, szoros hármas- és négyescsillagokat. Legutóbbi, közlésre elfogadott tanulmányukban kilenc, újonnan felfedezett hármasrendszerről számolnak be, köztük az első, dinamikailag különösen izgalmas retrográd keringésű szoros hármasról.

Amikor alig több mint egy évtizede, 2011-ben az amerikai Joshua Carter (M.I.T., Boston), illetve a magyar Derekas Aliz (aki akkoriban az MTA CsKI munkatársa volt) vezette kutatócsoportok a Science folyóirat hasábjain egymástól függetlenül bejelentették az első két triplán fedő, szoros hármas csillagrendszer felfedezését a Kepler-űrtávcső mérési adatsorainak elemezése alapján, a hír nemcsak a tudományos, de még a napi sajtó ingerküszöbét is átlépte mind idehaza, mind világszerte. (A felfedezésről természetesen a csillagaszat.hu is beszámolt. A Kepler-űrtávcső további hétéves működése során még csaknem tucatnyi hasonló tulajdonságú hármascsillagot detektált a megfigyelt több tízezernyi objektum között. Utódja, a TESS űrteleszkóp, 2018-tól hónapról hónapra hatalmas területeket fürkész végig az égbolton, így nem meglepő, hogy ennek az egyébként rendkívül ritka égitesttípusnak a felfedezése szinte napi rutinná vált, és számuk mára már a nyolcvanat is meghaladja. Természetesen ez a mennyiség az űrtávcső által eddig megfigyelt, immár milliós nagyságrendű fedési kettőscsillag mellett eltörpül, (nagyjából olyan, mintha tűt keresnénk egy szénakazalban), ahhoz azonban elegendő, hogy egy-egy újabb példány felfedezésére vagy akár teljes körű vizsgálatának közzétételére a laikus közönség, de még a szakmabeliek se kapják fel rögvest a fejüket.

Ez annak ellenére így van, hogy ezek a különleges csillagrendszerek kis számukon messze túlmutató jelentőségűek, és közelebb visznek bennünket a csillagkeletkezés alapvető folyamatainak megértéséhez. A csillagok nagy része ugyanis nem magányosan keletkezik. Minél nagyobb tömegű (és így forróbb) egy csillag, annál nagyobb valószínűséggel van legalább egy, de inkább több csillagkísérője. Ez a legnagyobb tömegű, legforróbb, O típusú csillagokra olyannyira igaz, hogy ezek mind többes csillagrendszerek tagjai. E többes csillagrendszerek mai tudásunk szerint kétféle módon alakulhatnak ki. Az egyik esetben nagy léptékű (0,01-0,1 parszek karakterisztikus méretű) molekuláris felhőmagok és szálak feldarabolódásával (magfragmentáció) jönnek létre, míg a másik lehetőség, hogy jóval kisebb (10-500 CsE kiterjedésű), ámde gravitációsan instabil protosztelláris korongok szakadoznak szét további, egymáshoz gravitációsan kötött csillagkeletkezési korongokra (korongfragmentáció). Ezekben a feltöredezett korongokban további fizikai folyamatok (pl. anyagbefogás a korongból, a csillagmagok és a fennmaradó koronganyag közti súrlódás, a korong további feldarabolódása stb.) vezetnek el azoknak a kettős-, hármas- és többes csillagoknak a kialakulásáig, amelyeket ma észlelhetünk. E folyamatok mindegyike jellegzetes nyomot hagy a kialakuló többes rendszer konfigurációján, alapvetően befolyásolja a csillagpályák síkjának egymással bezárt szögét, a pályák méretének arányát (amely Kepler harmadik törvénye értelmében szoros kapcsolatban van a keringési periódusok arányával, amely az egyik legkönnyebben mérhető mennyiség), de még a többes rendszert alkotó csillagok tömegének arányát is. Ezért az általunk megfigyelhető többes csillagrendszerek a régmúlt fosszíliáinak tekinthetők, hiszen pontosan „emlékeznek” az őket kialakító folyamatokra, és így a jelenük vizsgálatával alapvető következtetéseket vonhatunk le a múltjukra vonatkozóan is.

Ez az a pont, ahol a hármas, illetve többszörös fedésű hármas, négyes csillagrendszerek a képbe kerülnek. Ezek olyan csillagrendszerek, ahol egy fedési kettőscsillag körül egy olyan harmadik csillag is kering, amelynek pályája annyira éléről látszik, hogy időről időre elfedi a belső, fedési kettőscsillag tagjait (akár egyszerre, akár külön-külön), illetve egy fél keringéssel később azok fedik el a harmadik csillagot. Ezek az extra fedések a három (vagy akár négy) résztvevő csillag folyamatosan változó helyzete és sebessége miatt alkalomról alkalomra meglehetősen különböző alakú fénygörbéket eredményeznek (1.ábra). Ezért modellezésük, bár komoly kihívást jelent, hozzájárulhat a csillagok asztrofizikai, illetve keringési pályaparamétereinek rendkívüli pontosságú (akár néhány tizedszázaléknyi relatív hibájú) megismeréséhez.

1. ábra: A vizsgált kilenc többszörös fedésű hármascsillag-rendszer TESS űrtávcső által megfigyelt fényességváltozásainak extra, harmadiktest-fedést is tartalmazó részletei. A kék pontok egyre normalizált fluxus egységekben a mért fényességértékeket mutatják, míg a piros vonal a legjobb elméleti fénygörbe-megoldást jelzi. A görbéken néhány napos periódussal szabályosan ismétlődő, rövid elhalványodások a belső, fedési kettős közönséges csillagfedései. Ezeken kívül a fénygörbéken megfigyelhető néhány további, helyenként jóval hosszabb és mélyebb, gyakran szabálytalan alakú, más esetekben pedig gyors egymás utánban jelentkező két-két további elhalványodás is, amelyeket a harmadik test fedései okoznak. A felső sor jobb oldali ábrájának első harmada egy további, nem az űrtávcső által megfigyelt, hanem a KELT égboltfelmérő program archívumából előbányászott, csaknem másfél évtizeddel ezelőtt bekövetkezett harmadiktest-fedést mutat, amely láthatóan tökéletes egyezésben van a TESS-megfigyelésekből illesztett fotodinamikai modellel. Az alsó sor jobb oldali ábrájának jobb oldalán pedig a TESS-felfedezés utáni földi fotometriai utókövetés során a szombathelyi ELTE GAO 80 cm-es távcsövével részben megfigyelt harmadiktest-fedés fénygörbéje látható.

A Saul Rappaport (M.I.T, Boston) és Borkovits Tamás (SZTE Bajai Obszervatórium és ELKH-SZTE Sztelláris Asztrofizika Kutatócsoport) vezette nemzetközi kutatócsoport az ilyen, többszörös fedésű, szoros csillagrendszerek kutatására szakosodott, és mára világviszonylatban is vezető pozíciót ért el ezen a szakterületen. Legutóbbi, a Monthly Notices of Royal Astronomical Society (MNRAS) szaklap által közlésre elfogadott tanulmányukban kilenc, a TESS űrtávcső által megfigyelt háromszoros fedésű, szoros csillagrendszer felfedezését és teljes körű analízisét ismertetik. A TESS űrtávcső nagy pontosságú fénygörbéi mellett a kutatáshoz a szerzők az arizonai TRES spektrográftól a piszkéstetői obszervatórium 1 méteres távcsövére installált műszeren keresztül az Európai Déli Obszervatórium (ESO) chilei CHIRON spektrográfjáig terjedő műszerarzenállal végeztek követő spektroszkópiai méréseket, míg a fotometriai követőészleléseket a szombathelyi ELTE Gothard Asztrofizikai Obszervatórium és az SZTE Bajai Obszervatórium két egyforma, 80 cm-es távcsövével végezték.

Az általuk vizsgált kilenc csillagrendszer középponti kettőseinek fedési periódusa 0,9 és 6,5 nap között van, míg a körülöttük keringő, az extra fedésekért felelős harmadik komponensek pályaperiódusa 48 és 604 nap közé esik. (Ez azt jelenti, hogy még a leghosszabb pályaperiódusú hármascsillag külső pályamérete sem haladja meg a 2,5 csillagászati egységet, míg a legszorosabb két esetben a három, a Napunknál valamivel nagyobb tömegű csillag a Merkúr pályájával megegyező méretű térrészben kering egymás körül, lásd a 2. ábrán.) Ezen felül az egyik rendszerben még egy további, távolabbi negyedik csillag jelenlétét is kimutatták, amely 8-10 éves periódussal kerüli meg a belső hármas rendszert. (Tehát egy olyan, szinte már naprendszerszerű konfigurációt képzeljünk el, ahol minden bolygó helyét egy-egy további csillag veszi át.)

2. ábra: Három most tanulmányozott, többszörös fedésű hierarchikus hármascsillag vázlatos, de méretarányos „felülnézeti” képe. A kék és piros vonalak a belső fedési kettős két komponensének pályáját írják le, amint 1-5 napos periódussal egymás körül keringve a hármas csillagrendszer tömegközéppontját is megkerülik az ábra felső sorában jelzett, néhány hónapos időskálán. A zöld vonal pedig a távolabbi, harmadik csillagkomponens pályáját írja le ugyanezen tömegközéppont körül. A tengelyeken az egységek napsugárban értendők, míg a jobb alsó sarokban levő nyilak a Földről látszó méretskálát adják meg milliívmásodpercben.

A Borkovits Tamás által egy évtized alatt kifejlesztett összetett, spektrofotodinamikai illesztő eljárás segítségével a fénygörbéknek, a fedési minimumidőpontok változásainak, a radiálissebesség-görbéknek és a csillagok összegzett spektrális energiaeloszlásának egyidejű vizsgálatával nemcsak a csillagok pontos tömegét, hőmérsékletét, valószínű korát és fémtartalmát, valamint a pályák paramétereit, de azok egymáshoz viszonyított térbeli helyzetét is sikerült nagy pontossággal meghatározni, és így besorolni a kilenc rendszert a megfelelő csillagkeletkezési csatornákba. A részletes analízis kimutatta, hogy a kilenc hármascsillag közül hat esetben a külső és belső pályák síkjainak szöge 2 fokon belüli (ún. „lapos” rendszerek), azonban egy esetben a harmadik csillag nagy valószínűséggel retrográd irányban kering a belső fedési kettős két csillagához képest. Ha ezt a feltételezést a jövőbeli célzott mérésekkel sikerül bebizonyítani, akkor ez, a V493 Cygni jelű hármas csillagrendszer a dinamikai megfontolásokból régóta keresett retrográd hármasok első képviselője lehet. A fennmaradó további két hármascsillagban a külső pálya síkja 20, illetve 40 fokos szöget zár be a belső fedési kettős pályasíkjával. Ez az eltérés gyors pályasík-precessziót jósol, amelynek következtében a csillagfedések mélysége, alakja és hossza várhatóan rövid időn belül jelentősen meg fog változni (majd néhány évtizeden belül a fedések teljesen meg is szűnhetnek) annak következtében, hogy az elforduló pályasíkok miatt egyre kevésbé látjuk élükről a csillagok pályáit. Az eredmények arra is rámutatnak, hogy e két hármascsillag szinte bizonyosan eltérő kialakulási és fejlődési utat járt be, mint „lapos” társaik.

A tanulmány várhatóan a Monthly Notices of Royal Astronomical Society februári/márciusi kötetében fog megjelenni, de preprint változata már most is szabadon elérhető a Cornell University által működtetett arXiv szerver nyilvános repozitóriumában, a https://arxiv.org/abs/2301.13810 címen.

A kutatás az Eötvös Loránd Kutatóhálózat által támogatott ELKH-SZTE Sztelláris Asztrofizikai Kutatócsoport kutatási programja során került megvalósításra.

Hozzászólás

hozzászólás