Mira és szemireguláris csillagok

A pulzáló vörös óriásoknál érdekes jelenségek is előfordulnak: többmódusú pulzáció, hosszú másodperiódus (LSP: long secondary period), módusváltás (mode switching), radikális amplitúdócsökkenés (átmenet mira típusból félszabályosba), drasztikus perióduscsökkenés (He-héj- fellobbanás, He-shell flash), kaotikus csillagpulzáció.

A fénygörbéket napra készen az AAVSO adatbázisából tölthetjük le, általában 5 vagy 10-napos átlagpontokat képezünk. Első lépésben Fourier-analízissel előállítjuk a frekvenciaspektrumot, a spektrálablakot, és fehérítéseket végzünk. Ehhez pl. a Period04 programot használhatjuk fel (Lenz & Breger 2005). Előállíthatjuk a fénygörbék wavelet-térképeit, amelyeken nyomon követhetjük az egyes módusok amplitúdó- és frekvenciaváltozását, modulációját. Ehhez pl. az AAVSO WinWWZ programját használjuk.

3.23. Ábra: A félszabályos AF Cygni fénygörbéje (10-napos átlagok, AAVSO).

Az AF Cygni (3.23. ábra) jellegzetes, hármas szerkezetű csúcssereget mutat frekvenciaspektrumában. Ehhez hasonló spektrum sok más félszabályos változócsillagnál is tapasztalható. Több csúcs jelentkezik kis frekvenciákon (1000-18000 nap periódusokkal), ez az utóbbi időkben intenzíven vizsgált hosszú másodperiódus (LSP) jelenléte lehet ennél a csillagnál is. A két rövidebb periódusnál (94 nap és 158 nap) lévő csúcs-csoport két radiális pulzációs módus lehet, véletlenszerűen ingadozó periódusértékkel. A periódusarány 1,7 körüli, ami jellegzetes a félszabályos csillagoknál.

A wavelet-térképen (3.25. ábra) egyrészt az látszik, hogy a hosszú periódusok amplitúdója időszakosan nő meg. Az izgalmas dolog a két rövidebb periódusnál figyelhető meg: már a fénygörbén is mutatkozott, hogy alternáló módon hol az egyik, hol a másik amplitúdója nagyobb. Ezt a módusváltással magyarázhatjuk: két pulzációs módus van gerjesztve, de sztochasztikus hatások (pl. konvekció) miatt a pulzáció energiája váltakozva ``átfolyik'' egyik módusból a másikba, majd vissza. Ezt a jelenséget a teljes adatsor frekvenciaspektruma alapján nem tudjuk vizsgálni, ehhez idő-frekvencia módszer szükséges.

3.24. Ábra: Ostlie & Cox (1986) lineáris modellje. P0 az alaprezgés, P1 az első-, P2 a második radiális felhang periódusa; R1=P0/P1 és R2=P1/P2 periódusarányok.

Az AF Cyg a modellek alapján alaprezgésben és első felhangban pulzál, kb. 1,5 $M_{\odot }$ a tömege és 3000 $L_{\odot}$ a luminozitása (3.24. ábra).

3.25. Ábra: Az AF Cyg fénygörbéje (felül), frekvenciaspektruma (balra) és wavelet-térképe (Szatmáry 2012).

A pulzáló vörös óriáscsillagok periódusváltozását már régen észrevették és vizsgálták. Különösen az R Aql és R Hya esetében találtak perióduscsökkenést az O-C diagram alapján. Újabban sok évtizedes vizuális adatsorok felhasználásával a mirák mintegy 1%-ánál találtak szekuláris, időben folyamatosan változó periódust, amit evolúciós hatásokkal magyaráztak. A hosszabb periódusú miráknál gyakoribb az instabil ciklushossz. Számos esetben (pl. S Ori, W Hya, T Cep, R Nor) pedig ingadozó, bolyongásszerű periódusváltozást mutattak ki, amit jelentős tömegvesztéssel, cirkumsztelláris anyagfelhővel vagy -gyűrűvel magyaráztak. A periódusfluktuáció általában néhány százalékos egy konstans fő periódusérték körül. Néhány csillag esetében a változás nagyobb: az R Aql periódusa 365 napról (1850 körül volt ennyi) 275 napra, az R Hya 495 napról 385 napra, az RU Vul 160 napról 110 napra csökkent. A W Dra periódusa viszont 155-ről 180 napra nőtt 90 év alatt.

A mirák pulzációs periódusa függ a tömegüktől és a sugaruktól. Az erős csillagszél sem tudja azonban nagymértékben csökkenteni a tömegüket (általában néhány százmilliomod $M_{\odot }$/év, ez a rövid mira állapot alatt nem sok). A jelentős periódusváltozás arra utal, hogy a sugaruk viszont változik.

3.26. Ábra: A T Ursae Minoris fénygörbéje (10-napos átlagok, AAVSO).

A T UMi (3.26. ábra) esetében már régen feltűnt, hogy ennek a mirának a periódusa erősen csökken. A csillag periódusváltozását a termális pulzusokat végző aszimptotikus óriásági csillagok (TP-AGB) belsejében, a magot körülvevő héjban lejátszódó He-fúzió időszakos megszaladásával (He-shell flash) magyarázhatjuk Wood & Zarro (1981) modellje alapján. A belső energiatermelés növekedésével nő a csillag luminozitása, amit rövidesen a pulzáció periódusának a hosszabbodása követ. A termális pulzusok jellegzetesen néhány tízezer évente következnek be, de a gyors változások szakaszai emberi időskálán is lejátszódhatnak.

A T UMi periódusváltozása (3.27. ábra) az eddig ismert legnagyobb értékű a pulzáló csillagok között ( $\Delta P/P \approx 0,01$)! Amellett, hogy a periódus az utóbbi években továbbra is csökken, egészen szabálytalanná, félszabályos csillaghoz hasonlóvá vált a fénygörbe. Radikálisan változik, csökken az amplitúdó is, mintha leállna a pulzáció. Az átlagos fényesség viszont szinte nem változik.

3.27. Ábra: A T UMi fénygörbéje (felül), frekvenciaspektruma (balra) és wavelet-térképe (Szatmáry 2012).

3.28. Ábra: A mira csillagok akkor a legfényesebbek, amikor a legkisebbek, és akkor a leghalványabbak, amikor a legnagyobbak. Ekkor ugyanis a csillag külső rétegei annyira lehűlnek, hogy ott fém-oxidok, pl. TiO-molekulák jönnek létre, és ez a héj elnyeli, leárnyékolja a csillag fényét (Zimmerman 2007).