A megfigyelt fényváltozás létrehozásában sok esetben a kettõscsillag-természet játszik döntõ szerepet. Ebben a cikkben igyekszünk bemutatni, hogy milyen kapcsolódási pontokat lehet találni a kettõscsillagok és a változócsillagok között - néha talán meglepõ, vagy új szempontok szerint csoportosítva e cikk erejéig a fényváltozásokat.

A csillagok döntõ részben kettõs- vagy többszörös csillagrendszerek tagjai. A 100 fényéven belüli mintegy 10000 csillag 80%-a kettõs csillagrendszer tagja. Távolabbra tekintve ez az arány tág határok között mozog: az alfa Persei Halmazban a csillagok mintegy 9%-a, a Plejádokban 67%-a többszörös csillagrendszer tagja. Eltérés tapasztalható a gyakoriságban a különbözõ nyílthalmazok, de a nyílthalmazok és a mezõcsillagok között is. Azonban azt lehet mondani, hogy a csillagok mintegy 60-65%-a tartozik kettõs rendszerbe. Az alábbiakban szûkítjük az általános szempontokat, és a a változócsillagok kettõsségével kapcsolatos érdekességekbõl válogatunk

Pulzáló változócsillagok

A pulzáció - a csillag méretének periodikus változásai által keltett fényváltozás - oka általános esetben a csillag belsõ részeiben lejátszódó fizikai folyamatok. Van azonban egy-két ettõl eltérõ eset, ahol a pulzáció eredete egészen más: kívülrõl érkezõ hatás és nem belsõ szerkezeti okok hozzák létre. Egy kísérõcsillag hatása - az árapályerõk okán - deformálja a csillagot, amely ennek hatására rezgésbe jöhet. Ha a pálya erõsen ellipszis alakú, a periasztronban egészen más nagyságú erõ éri a csillagokat, mint apasztronban, így periodikus gerjesztést figyelhetünk meg: az egyik - vagy mindkettõ! - csillag kényszerrezgésbe jöhet. Mivel a gerjesztõ erõ nagysága és iránya egészen pontosan ismert, a csillagok tulajdonságainak megismerésére jól használható effektusnak bizonyulhat a közeljövõben. Ugyancsak izgalmas területnek igérkezik egy olyan kettõs rendszerbeli kényszerpulzáció tanulmányozása, ahol a gerjesztõ mechanizmus a tömegátadással kapcsolatos. Számos olyan kettõscsillag ismeretes (az amatõrcsillagászok elõtt talán leginkább a törpe nóvák és más kataklizmikus rendszerek ismeretesek), ahol az egyik komponensrõl a másikra anyag áramlik át. Az anyagátadás lehet szakaszos vagy folyamatos, és történhet akkréciós korongon keresztül vagy a gázáram közvetlenül az anyagnyerõ csillag felszínére csapódhat be. Ez utóbbi esetben a becsapódás helyérõl felületi hullámok indulhatnak ki, hasonlóan egy pocsolyába dobott kavics által keltett vízhullámokhoz. Ezek kis amplitúdójú változások, de kimutatásuk - nyilvánvalóan CCD-vel rendelkezõ amatõröknek is - izgalmas felfedezésekhez vezethet.

A delta Scuti csillagok esetében is szerepet játszhat a kettõsség. Sok esetben figyelték már meg, hogy ezek a mintegy egy órás periódusidõhöz közeli, egyidejûleg akár tucatnál is több periódussal pulzáló változócsillagok esetében egyes periódusokat a kisérõcsillag árapályereje által keltett effektusok "kiölnek", másokat felerõsítenek, és az amplitúdók is eltérhetnek a magányos delta Scuti csillagoknál megszokottakhoz képest.

A kozmológiai távolságokon lévõ galaxisok távolságmérésében fontos szerepet játszanak a cefeidák, illetve - kisebb abszolút fényességük okán kisebb szerephez jutva - az RR Lyrae csillagok. Érdekes tény, hogy eddig egyetlen esetben sem figyeltek meg teljes biztonsággal azonosítható módon kettõs rendszerben RR Lyrae-t, ugyanakkor a cefeidák mintegy negyede-fele rendelkezik kísérõ csillaggal. Ilyenkor az észlelõ csillagász a két csillag együttes fényét detektálja, ami adott esetben kimutathatóan módosíthatja a cefeidák színét és fényességét, ezzel pedig újabb bizonytalanság jelenik meg a periódus-fényesség reláció alkalmazásában. Szélsõséges esetben akár az extragalaktikus távolságmérést is szisztematikusan meghamisíthatják a rejtõzködõ cefeida-kísérõk.

Nóvarendszerek és Ia-típusú szupernóvák

Amíg a pulzáló változócsillagoknál az elõbb írtak hosszadalmassága ellenére a kettõsség mégis csak mellérendelt szerepet játszik a fényváltozás létrehozásában, addig a kitöréses változásoknál már sokkal fontosabb a kettõsség szerepe. Ezekben a rendszerekben kettõsség nélkül elképzelhetetlen lenne az a fénygörbemenet, amelyet megfigyelünk. Az ún. donor csillagról átáramló anyag az akkréciós korongon keresztül eljut a másik csillag (legtöbb esetben fehér törpe, ritkábban neutroncsillag) felszínére, majd ott nukleáris láncreakciót indít meg (ha elér egy bizonyos kritikus sûrûséget és hõmérsékletet az átadott anyagmennyiség). Donor csillag nélkül ez nem következhetne be. Mivel a korábbi években a kataklizmikus változókról magyar nyelven is sokat lehetett olvasni, itt most csak a kettõsség döntõ szerepére utalunk.

A legszorosabb kettõscsillagok

Határesetben egy kettõscsillag két komponense elérheti a maximális közelséget, ami nem más, mint az érintkezés állapota. (Másképp fogalmazva, a két csillag középpontjának távolsága éppen egyenlõ a csillagok sugarának összegével.) Ezeket teljesen általánosan "érintkezõ (vagy kontakt) kettõscsillagoknak" hívjuk, ugyanakkor használatos még a W UMa-típusú csillagok megjelölés is. Periódusuk egy napnál rövidebb, a fényváltozás legfeljebb 0,8 magnitúdó. Sok csillagász komolyan felveti annak a lehetõségét, hogy egyes W UMa csillagokból a késõbbi fejlõdésük során az Ia-típusú szupernóvák progenitorai (szûlõobjektumai) lesznek. Mivel a progenitorokról alig tudni valamit, asztrofizikailag fontos lenne minél többet tudni e csillagokról - ha lenne a szakcsillagászoknak elegendõ távcsõidejük a sok-sok érintkezõ kettõscsillag tanulmányozására. (A Galaxisban a leggyakoribb csillagfajta éppen a W UMa-típus!)

Érdekes megfigyelési tény, hogy a W UMa csillagoknak mind a periódusa, mind a fénygörbéje változik. A periódus változását okozhatja harmadik test jelenléte, a két csillag közötti tömegátadás, stb. Nagyon érdekes tény, hogy sikerült már gyenge kapcsolatot kimutatni a periódus változása és egyes W UMa csillagok komponensei felszínén feltûnõ hatalmas csillagfoltok között. A jelenséget azonban részletesebben kell tanulmányozni: igen fontos lenne, ha amatõrcsillagászok is bekapcsolódnának ebbe a munkába, elsõsorban minimumok pontos idõpontjának mérésével. Ajánlható célpontok lehetnek: SW Lacertae, VW Cephei, U Pegasi, AK Herculis, V842 Herculis. Gyakran szélsõséges értékû periódusváltozások is elõfordulnak: 3,1 sec/évszázad (UZ Leo), 2,7 sec/évszázad (V839 Oph), de rekordernek az XY Boo tûnik (5,3 sec/évszázad). Sajnos, egyik csillagról sincs sok mérés. Gyanúsnak tûnik az elõzõekben már említett V842 Her, amely mutathat akár 8-30 sec/évszázad nagyságú periódusváltozást, csak éppen ezt vizuális adatokból nem lehet perdöntõen kimutatni. Másik lehetõség, hogy a csillag konstans periódusú: a kérdés eldöntéséhez nagy szükség lenne további mérésekre CCD-vel rendelkezõ amatõrök részérõl is. (A V842 Her egy mindössze 10 mg-s csillag, amelynek fedési jellege csak 1993-ban derült ki: addig feltételezett változónak említették, NSV 7457 néven. Egy friss tanulmány e csillagról csak 14 CCD-vel készült minimumészlelést tudott felsorolni, ami kétségbeejtõen kevés a periódus tanulmányozásához, nem is említve azt, hogy a hosszútávú változások tanulmányozásához az 1993 óta eltelt nyolc év nem elegendõ. A CCD-vel rendelkezõ amatõröknek kiválóan hasznosítható munkaterületet jelenthet az alig ismert, gyors változásokat mutató W UMa-csillagok minimumészlelése.) Az itt említett csillagok mindegyikérõl lehet a tudományban felhasználható munkát végezni.

Új kettõscsillagok

Akár amatõrcsillagász is fedezhet fel katalógizálatlan kettõscsillagot, erre korrábban a Meteorban is volt több példa. Az igazán érdekes azonban új fedési kettõscsillag felfedezése, mert ezeknek geometriai és fizikai paraméterei (pl. a pálya mérete, a komponensek tömege, sugara, luminozitása, hõmérséklete, stb.) meghatározhatóak már a fénygörbébõl is, segítve ezzel a csillagászokat pontos asztrofizikai adatok meghatározásában.

Hogy nincs felfedezve még az összes fényes fedési kettõscsillag sem, arra D.H. Kaiser amerikai amatõrcsillagász mutatott példát mintegy másfél évtizeddel ezelõtt, amikor észrevette, hogy a BD +17o1281 jelû 8,2 magnitúdós csillag hirtelen elhalványodott, majd újra kifényesedett. A fedés amplitúdója 1,8 magnitúdónak (!) adódott, maga a fedés 12-14 napig tartott. Késõbb sikerült évtizedekkel korábbi felvételeken megtalálni a csillagot, néha fedésben, így a periódust 1259 napban (mintegy 3,45 év) határozták meg. A rendszer asztrofizikailag igen érdekes, mert a pályaexcentricitás igen nagy (e=0.515). A változós körökben OW Geminorum néven ismert csillagról annak idején a Meteor is beszámolt (l. Meteor 1989/9). A következõ fõminimuma 2002. január 3-án várható, így egy igazán érdekes és különleges rendszer megfigyelését ejthetjük meg az évvégi ünnepek alatt. Mint azt a mellékelt fénygörbénken láthatjuk, a fedés közel 15 napig tart, így a csillag követését már karácsony elõtt elkezdhetjük, és egész január közepéig folytathatjuk - ki tudja, mennyire pontosak az elõrejelzések! Részletes keresõtérképet az Eseménynaptárban közlünk.

Még nagyobb meglepetést okozott a Hipparcos mûhold által felfedezett mintegy háromszázötven új fedési változócsillag, amelyek mindegyike fényesebb 9-10 magnitúdónál. Legtöbbjükrõl csak egyetlen minimumészlelés van: izgalmas, fontos feladat lehet az amatõrcsillagászok számára ezeknek a fényes, nem egyszer 7-8 magnitúdós csillagok olyan alapvetõ paraméterének a megállapítása, mint pl. a periódus!

Nagyon fontos lenne - a szakcsillagászok számára rendszerint túl fényes - excentrikus Hipparcos kettõsök amatõrcsillagászok általi észlelése, pl. a V397 Cep (V=7,4-7,8mg), V744 Cas (V=8,44-8,70mg), stb. Az általános relativitáselmélet tesztelésére használt ilyen jellegû excentrikus fedési kettõscsillagok iránt érdeklõdõknek Magyarországon Dr. Hegedüs Tiborral érdemes felvenniük a kapcsolatot (Bajai Csillagvizsgáló, 6500 Baja, Szegedi út). Több problémás eset is van, errõl pl. Cooper és Walker: Csillagok távcsõvégen c. könyvébõl lehet tájékozódni, ami az MCSE-tõl is beszerezhetõ. Jelenleg mintegy 100 olyan fedési változócsillag van, amelynél a pálya félnagytengelyének - az általános relativitáselmélet által megjósolt - elfordulását megfigyelték, azonban nem minden esetben (DI Her, AS Cam, V1143 Cyg, stb.) kapták a várt értéket. Vajon csak a megfigyelések száma kicsi és azok sem megfelelõ pontosságúak, vagy valami másról van szó? Amatõrcsillagászok éjszakánként két-három órányi munkával már sokat segíthetnének ennek az igazi kihívás jellegû kérdés eldöntésében.

Igazi szenzációt jelentett a delta Velorum fényváltozásának tavalyi felfedezése (a Galileo szonda pozícióérzékelõ kamerájával, l. még Meteor 2001/5). Jelenleg azt mondhatjuk, hogy ez a legfényesebb fedési kettõscsillag az égbolton. Egy olyan fényes csillag, mint a delta Velorum (2m), mindössze 45 naponként produkál egy fedést, amelynek következtében a csillag 0,3 mg-vel halványodik el. Vajon hány ilyen fényes fedési változócsillag rejtõzködhet még az égen? Ennek kiderítése szintén izgalmas feladat lehet amatõrök számára is.

Csizmadia Szilárd-Kiss László

Az AE Aurigae egy érdekes és különös O-típusú csillag, jellemzõen 6 magnitúdós fényességgel és kis amplitúdójú szabálytalan fényváltozással. 1600 fényéves távolsága alapján abszolút fényessége -2.5 magn. körüli.

Különlegessége többrétû. Az IC 405 jelû diffúz köd elõtt látszik és az elképzelések szerint a köd az AE Aur reflexiós ködje. 18'-es átmérõje a rendszer távolságánal 9 fényéves valódi méretnek felel meg. A köd és a csillag jelenlegi társulása azonban a véletlen mûve, ugyanis míg az AU Aur 65 km/s-os sebességgel távolodik tõlünk, addig az IC 405 radiális sebessége csak 23 km/s. A kék és vörös fotókon markáns különbségek látszanak, amit az IC 405 eltérõ eloszlású por- és gáztartalma okoz. A megfigyelt eloszlások és az AE Aur pozíciójának, valamint mozgásának összevetése alapján csillagászati értelemben csak nemrég kezdõdött a két objektum kölcsönhatása (a forró AE Aur még nem tudta intenzív sugárzásával teljesen ionizálni a körülötte levõ gázt).

Az AE Aur másik érdekessége igen nagy térbeli sebessége, ami miatt az ún. szökevény (angolul runaway) csillagok archétípusa. Éves sajátmozgása 0,03", ami a radiális sebességgel és távolsággal összevetve 144 km/s nagyságú térbeli sebességet eredményez, ami igen nagy a szokványos értékekhez viszonyítva. Már az 1950-es években felvetõdött, hogy mozgását visszaszámolva az Orion-köd csillagkeletkezési régiójához jutunk, és hogy az AE Aur esetleg onnan szökött el durván 3 millió évvel ezelõtt. Az AE Aur-hoz hasonlóan nagy térbeli sebességû még a mû Columbae és az 53 Arietis, és ha ezek pályáját is visszaszámítjuk, egészen pontosan metszik egymást az Orion-köd néhány fokos környezetében.

Az AE Aur, mû Col és iota Ori idõben visszaszámított pályái. Felül: a három csillag által megtett utak a 2,5 millió évvel ezelõtti kölcsönhatás óta. Középen: Mindez az égen, az Orion csillagképpel. Alul: Valószínûsíthetõen mindhárom csillag az M42-bõl szökhetett el, aminek helyzete 2,5 millió évvel ezelõtt egybeesett a három csillag pozíciójával.

A legújabb modellek szerint az AE Aur és mû Col a rendkívüli sebességükre (144 km/s és 135 km/s) egy szoros kettõs-kettõs kölcsönhatás révén tettek szert, amelyben az AE Aur és a mû Col alkotta az egyik szoros kettõst, a másik pedig a ma is nagy excentricitású kettõsként megfigyelhetõ iota Ori. 2,5 millió évvel ezelõtt a négy csillag rendkívül közel haladt el egymáshoz, ami a bonyolult kölcsönös gravitációs kölcsönhatásokon keresztül akkora impulzust és perdületet adott a mû Col-nak és az AE Aur-nak, hogy azok nagy sebességgel kidobódtak az ideiglenesen négyes rendszerbõl. Mellékelt ábránkon Hoogerwerf és munkatársai (2001) számításait mutatjuk be.

Az AE Aur fényváltozása minimális, így vizuális észleléseinek nincs sok értelme. Ám távcsöves bemutatások alkalmával érdekes lehet bemutatni és elmesélni a rendszer izgalmakban bõvelkedõ történetét.

Kiss László