Eruptív változócsillagok

Az eruptív változók fényváltozását a légkörükben, a kromoszférájukban és a koronájukban lejátszódó heves folyamatok, kitörések okozzák (Szabados 1989). Az eruptív jellegű változások szabálytalanok, és általában a fiatal csillagokra jellemzőek.

Az Orion-változók szabálytalan fényváltozást mutatnak, többnyire fényes vagy sötétdiffúz ködökkel állnak kapcsolatban (Kiss, Mizser, Csizmadia 2006). A HRD-n a fősorozaton vagy a szubóriás területen helyezkednek el. Fiatal objektumok, többségük a fejlődése során éppen nullkorú fősorozati csillaggá válik. Az Orion-változók jele: IN. A gyors fényváltozású csillagok jelölése: INS.

INA: korai (B-A) színképosztályú Orion-változók. Hirtelen, meredek fényváltozások jellemzik őket.

INB: közepes vagy késői (F-M) színképosztályú Orion-változók. A szabálytalan fényváltozás mellett flereket is mutathatnak.

INT: T Tauri típusú Orion-változók. Színképük Fe-Me közötti. Mindig diffúz ködben találhatók. A fényes emissziós vonalak rendszerint P Cygni-profilt mutatnak (3.80. ábra), ami anyagkiáramlásra utal. Gyakran T asszociációkban fordulnak elő (Szabados 1989). Még nem érték el a fősorozatot. A T Tauri állapot után a flercsillag időszak következik.

A flercsillagok K-M színképtípusú, emissziós törpecsillagok. A fler rövid idő alatt lejátszódó kitörés (3.65. ábra). A kifényesedés - ami az épp észlelhetőtől hat magnitúdóig terjedhet - néhány másodperc vagy perc alatt történik, az ezt követő elhalványodás sokkal lassúbb. A fler amplitúdója ultraibolyában a legnagyobb. A kitörések véletlenszerűen következnek be. Több, egymást kiváltó fler esetén a fényváltozás bonyolult, ``tarajos''. A flercsillagok asszociációkban és fiatal nyílthalmazokban nagy számban fordulnak elő.

A fősorozat előtti (PMS: pre main sequence) fiatal csillagoknál (YSO: young stellar objects) általános, hogy egy ideig anyagkorong veszi körül. A korongból a csillagra való anyagáramlás, akkréció egy időben megnövekedhet, ami a csillag felfényesedésével jár. Az ilyen, nagymértékű kitöréseket két csoportba sorolják: fuor és exor. Eddig csak pár tucat ilyen objektumot ismerünk.

Az FU Orionis (``fuor'') csillagok T Tauri csillagokból fejlődnek ki. Néhány hónap alatt akár 6 magnitúdót fényesednek, a színképük vörös törpe helyett A-G típusú lesz. Hosszú ideig, akár évtizedekig tarthat a kifényesedés, a színképet főleg abszorpciós vonalak jellemzik. Az EX Lupi (``exor'') csillagoknál kisebb mértékű (2-3 mag) a fényességnövekedés és hónapokig, legfeljebb néhány évig tart, a visszahalványodás hónapok vagy évek alatt megy végbe. A színképet emisszió jellemzi.

Az R Coronae Borealis csillagoknál egészen másfajta eruptivitás figyelhető meg. Hidrogénben szegény, de héliumban és szénben gazdag légkörű csillagok. Szuperóriások, felszíni hőmérsékletük sokféle lehet, B és R színképtípus között szinte minden előfordul. A fényesség sokáig, néha évtizedekig közel állandó, majd váratlanul gyors csökkenés következik, amelynek mértéke 1-9 magnitúdó (Kiss, Mizser, Csizmadia 2006). A minimum hossza változó, néhány héttől több ezer napig terjedhet (3.66. ábra). A leszálló ág meredekebb a felszálló ágnál, ami viszont többlépcsős lehet. Az R CrB jelenség magyarázata az lehet, hogy a csillagtól távolodó, szénben gazdag gázfelhők lehűlése során szénszemcsék, porszemek kondenzálódnak ki. Az így kialakuló héj nagyon hatásos fényelnyelő közeg, létrejötte idején csökken le a csillag látszó fényessége. További tágulásával a héj átlátszósága nő, így lassan visszatér a csillag eredeti fényessége. A R CrB csillagok egy része pulzációt is végez (pl. RY Sgr, P=40 nap, A=0,6 mag). A pulzáció és a nagy elhalványodások között nincs kapcsolat.

3.65. Ábra: A Wolf 424 jelű csillag négy, egymást követő flerje. A kitörések a magas hőmérséklet miatt az U szűrőn át a legfényesebbek (Kelemen 1987).

3.66. Ábra: Az R CrB 35 év hosszú fénygörbéje (Kiss 2004).