Fizikai Szemle 2005/9. 309.o.
FIATAL CSILLAGOK ÉS KÖRNYEZETÜK KÖLCSÖNHATÁSAI
Kun Mária
MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete
A csillagok életútját és a fejlődésük különböző szakaszaiban
megfigyelhető tulajdonságaikat egyértelműen meghatározza
a tömegük. A legfiatalabb csillagok kivételek.
Fejlődésük kezdeti szakaszaiban a csillagok még nagyon
szoros kapcsolatban vannak azzal a csillagközi felhővel,
amelyben születtek. Megfigyelhető tulajdonságaik jelentős
része a környezet fizikai állapotát, valamint a csillag
és környezete kölcsönhatásait tükrözi, nem a születő
csillag tömegét és korát. Azt várhatjuk, hogy a különböző
csillagkeletkezési régiókban feltűnő különbségeket találunk
az azonos tömegű és korú csillagok megfigyelhető
tulajdonságaiban. Ebben a cikkben ezekre a különbségekre
mutatok be néhány példát.
A fiatal csillagok tágabb környezete:
a csillagkeletkezési régió
A csillagkeletkezési régió mint galaktikus objektum nagyjából
102-106 M (naptömeg) tömegű molekuláris gázból,
porból és a benne keletkezett fiatal csillagokból-csillagcsoportokból
áll. A fiatal csillagkeletkezési régió térfogatának
jelentős részét sűrű gáz tölti ki, és a hozzá tartozó
csillagok mélyen a felhőkbe ágyazott infravörös objektumok.
Fejlődése során a legsűrűbb tartományokban csillagok
keletkeznek, a ritkább gáz szétszóródik, és a fiatal
csillagok az optikai hullámhosszakon is megjelennek: a
csillagkeletkezési régió csillagtársulássá (asszociáció)
alakul át.
![](kun05091.jpg)
A fiatal csillagokat spektrális tulajdonságaik különböztetik
meg a felhőre vetülő mezőcsillagoktól és infravörös
galaxisoktól. A kis tömegű protocsillagok optikailag láthatatlan
infravörös források. Spektrális energiaeloszlásukat
jól leírja a központi égitest hőmérsékleti sugárzását
elnyelő és visszasugárzó, különböző sűrűségű és hőmérsékletű
rétegekből álló, porban dús burok modellje [1]. A
molekulafelhő anyagából kialakuló protocsillagokat
megfigyelési szempontból, infravörös spektrumuk energiaeloszlása
alapján két osztályba sorolják: a fő akkréciós
fejlődési fázis elején tartanak a 0. osztályú protocsillagok,
amelyek tömegének nagy része még a burokban található,
és a tömegbefogás végénél az I. osztályú protocsillagok,
amelyeknek cirkumsztelláris burka már a csillag tömegénél
sokkal kevesebb anyagot tartalmaz [2, 3].
A tömegbefogás végén a születő csillagot fősorozat
előtti csillagnak nevezik. A fősorozat előtti csillagok tömege
már alig nő, lassú, több millió évig tartó kontrakcióval
érik el a magfúzióhoz szükséges centrális hőmérsékletet,
azaz a Hertzsprung-Russell-diagram fősorozatát
A Nap típusú csillagok keletkezése dióhéjban
A Nap típusú csillagok keletkezése négy fő szakaszból áll
(ld. pl. [4]):
1) Gravitációsan instabil felhőmag kialakulása. A
csillagközi molekulafelhők legsűrűbb tartományainak, a
felhőmagoknak tipikus mérete 0,01-0,1 pc, kinetikus
hőmérséklete 10-20 K, tömege néhány naptömeg.
2) A felhőmag közepén dinamikus kollapszus kezdődik
és kifelé terjed: a felhőmagok gravitációs instabilitása
következtében a felhőkben protocsillagok keletkeznek.
Kezdetben a kollapszus izoterm, a felszabaduló gravitációs
energiát a por és a molekulák hatékonyan sugározzák
ki. A sűrűség növekedésével a kollapszus centrális tartománya
optikailag vastaggá válik, hőmérséklete addig
emelkedik, míg végül hidrosztatikus egyensúlyt ér el. A
hidrosztatikus mag tömege kialakulásakor mintegy 0,01
M . A csillagkeletkezésben részt vevő anyag tehát időben
monoton növekvő tömegű és sugarú hidrosztatikus
magból, bezuhanó burokból és az egészet beágyazó,
még nyugalomban levő felhőmagból áll.
3) Centrifugális korong kialakulása a protocsillag körül,
és ezzel egy időben a deutérium fúziójaés konvekció
a protocsillagban. Magnetocentrifugális szél indul a protocsillag
forgástengelyének irányába. A felhő kezdeti
forgása felgyorsul a kollapszus közben, ezért a beeső
részecskék radiális mozgása a kollapszus centrumától
egy, a csillag tömegétől, valamint a bezuhanó gáz kezdeti
szögsebességétől és hőmérsékletétől függő távolságban
(a centrifugális sugárnál) tangenciálissá változik. A csillagkezdemény
körül így akkréciós korong alakul ki. A
kollapszus a korongot táplálja, a csillag tömege pedig a
korongról növekszik. Protocsillagnak az egész hidrosztatikus
csillagkezdemény - akkréciós korong - bezuhanó
burokrendszert tekintjük. A centrumban növekvő csillagkezdemény
hőmérséklete az eredetileg molekuláris
anyag disszociációja, majd ionizációja után emelkedni
kezd. 106 K centrális hőmérsékletnél elkezdődik a deutérium
fúziója héliummá. Ekkor, mivel a csillag még jóval
terjedelmesebb a hasonló tömegű fősorozati csillagoknál,
és a nagy felületen gyorsan hűl, konvektívvá válik. A
konvekció és a forgás mágneses dipólteret hoznak létre,
és ettől kezdve a csillag mágneses terének a befelé tartó
anyaggal való kölcsönhatását is figyelembe kell venni. Az
akkréciós korongról befelé áramló ionizált gáz impulzusnyomatékától
függően a csillag mágneses erővonalai
mentén vagy a csillag felszínére jut (magnetoszferikus
akkréció), vagy kirepül a rendszerből (magnetocentrifugális
szél ).
4) A tömegbefogás vége, a csillag megjelenése fényforrásként.
A szél térszöge kiszélesedik, a csillag leválik a
felhőről, és tömege már nem nő jelentősen. Lassú, néhány
millió évig tartó kvázisztatikus kontrakció során
emelkedik centrális hőmérséklete a hidrogénfúzióhoz
szükséges 15 millió kelvinre.
A fiatal csillagok megfigyelhető tulajdonságai
Az 1. ábra mutatja, hogyan néz ki az előző szakaszban
vázolt folyamatban létrejött fősorozat előtti csillag. Feltűnően
nem gömbszimmetrikus: nagyjából 100-200 csillagászati
egység sugarú, néhány század naptömegnyi gázból
és porból álló akkréciós korong övezi. A korong ionizált
felszíne mágneses kapcsolatban van a csillaggal. A
korong anyaga a mágneses erővonalak mentén áramlik a
csillag felszínére. A korongról a csillagra hulló gáz a csillag
optikai színképében erős emissziós vonalak formájában
jelenik meg. A vonalak szélessége által tükrözött
sebességek összemérhetők a csillagfelszíni szabadesés
sebességével (kb. 300 km/s). A korong belső szélénél
induló magnetocentrifugális szélben a korong anyagának
legnagyobb perdületű részecskéi távoznak a rendszerből
a nyitott erővonalak mentén. Ez a nagy sebességű,
ritka gáz tiltott emissziós vonalak formájában figyelhető
meg a fiatal csillagok optikai színképében. Az akkréció
talppontjaiban a csillag felszíne felforrósodik. A
forró foltok jelenléte miatt a csillag kékebbnek látszik,
mint a hasonló tömegű, öregebb csillagok. A forró foltok
is erős csillagszél forrásai. Ennek a szélnek a részecskéit
tükrözi az optikai színképben látható héliumemisszió.
![](kun05092.jpg)
A Nap típusú, fősorozat előtti csillagok egyik csoportját
a G, K és M típusú, színképükben emissziós vonalakat
mutató klasszikus T Tauri csillagok alkotják. A klasszikus
T Tauri csillagok egyik legfeltűnőbb spektrális tulajdonsága
a színképükben észlelhető erős H
-emisszió, a
másik pedig az infravörös többletsugárzás. Feltűnőek
még a tiltott emissziós vonalak, amelyek az akkréciós
korong és a csillag kölcsönhatása következtében fellépő
csillagszélből erednek.
A Nap típusú fősorozat előtti csillagok másik csoportja
a gyenge vonalú T Tauri csillagok. Ezeknél az ugyancsak
G, K és M színkép típusú csillagoknál nem figyelhetők
meg az akkréciós korong és a csillag kölcsönhatását tükröző
jelenségek. Csillagkeletkezési régiókhoz való közelségük
és erős röntgensugárzásuk hívta fel rájuk a figyelmet.
A röntgensugárzás erős kromoszferikus aktivitást
tükröz, ami fiatal korra utal. A Napnál nem nagyobb tömegű
csillagok fiatal korának legfontosabb indikátora a
lítium rezonanciavonalának jelenléte a spektrumban
6707,6 Å-nél. A lítium a fősorozat előtti fejlődés során a
kis tömegű, konvektív csillagokban elfogy, mivel már 3
millió kelvinen fuzionál. A gyenge vonalú T Tauri csillagok
fiatal korát a lítium jelenléte bizonyítja legmeggyőzőbben.
Nem tudjuk egyértelműen megmondani, miért létezik
a fiatal csillagoknak ez a két különböző csoportja. Kézenfekvő
arra gondolni, hogy a gyenge vonalú T Tauri csillagok
öregebbek, mivel az akkréció üteme csökken, ahogy
a csillag a fősorozat felé közeledik. A lítiumgyakoriságra
alapozott korvizsgálatok azonban azt mutatják, hogy
mindkét csoport nagyjából azonos korú csillagokból áll.
A protosztelláris fejlődés során kialakuló korong tulajdonságai
függnek a csillagelőtti felhőmag sűrűségétől,
perdületétől, mágneses terétől. A gyenge vonalú T Tauri
csillagok általában a molekulafelhőkön kívül találhatók.
Valószínű, hogy kisebb, ritkább felhők voltak a csillagkeletkezés
alapanyagai, amelyek a csillagkeletkezés után
gyorsan szétszóródtak. Mind a csillagképződésben, mind
a felhők szétszórásában fontos szerepet játszanak a külső
hatások: közeli szupernóva-robbanás vagy közeli nagy
tömegű csillagok erős szele.
A fősorozat előtti csillagok nagyobb, körülbelül 2,5
tömegű képviselői a Herbig-féle Ae/Be
csillagok. Ezek B, A és F színkép típusú, csillagkörüli
portól származó infravörös többletsugárzást mutató,
emissziós színképű csillagok, és legtöbbjük reflexiós
ködöt is megvilágít.
![](kun05093.jpg)
A 2. ábrán egy fősorozat előtti csillag, a PV Cephei
optikai színképe látható a 6300-8800 Å hullámhossztartományon,
valamint spektrális energiaeloszlása az optikai
és az infravörös hullámhosszakon. A színképeket a
csillagkorong kölcsönhatást tükröző emissziós vonalak
uralják. A legfeltűnőbb vonalak, a H
és a CaII infravörös
triplett intenzitása a csillagra áramló anyag mennyiségével
arányos. Az oxigén, nitrogén és kén tiltott vonalai a
ritka csillagszélből erednek. A spektrális energiaeloszlás
sem hasonlít a csillagok néhány ezer kelvines feketetestsugárzásához:
a csillagot körülvevő korong és burok infravörös
sugárzása adja a megfigyelt sugárzás zömét.
A 3. ábrán egy sokkal kevésbé aktív - azaz lassabb
ütemben építkező - G2 színkép típusú klasszikus T Tauri
és egy K3 színkép típusú gyenge vonalú T Tauri csillag
optikai színképe látható. Mindkét csillag a Cepheus csillagkép
közeli molekulafelhőiben található [5, 6].
![](kun05094.jpg)
Legtöbb csillagnál megfigyelhető a vonalintenzitások
időbeli változása, ami arra utal, hogy az akkréció és a
hozzá társuló szél nem állandó. A korong belső viszkozitása
következtében részecskéi a csillag felé spiráloznak.
Előfordulhat, hogy a korong belső szélénél - amelynek
helye a csillag tömegétől és mágneses térerősségétől is
függ - nagy mennyiségű anyag gyűlik össze, majd hirtelen
a csillagra zúdul. Ekkor a csillag rövidebb-hosszabb
időre kifényesedik, és spektrumában megnő az emissziós
vonalak intenzitása. A 2. ábrán látható PV Cephei valószínűleg
éppen ilyen fázisban van. A meglódult akkréció
egyes esetekben néhány hónap alatt véget ér, amikor
elfogy a korong belső szélénél az anyag, és nincs utánpótlása.
Vannak azonban olyan esetek, ahol a gyors
anyagbeáramlás évtizedekig is eltart. Ezek a csillagok az
FU Orionis típusú változócsillagok. Ezen csillagok valószínűleg
a legfiatalabb fősorozat előtti objektumok közé
tartoznak: akkréciós korongjaik az átlagosnál nagyobb
tömegűek, és a csillagra hulló anyag folyamatosan pótlódik
a csillagelőtti burokból.
A színképvonalak alakja néhány esetben egyértelműen
megmutatja, hogy a vonal a csillagra áramló vagy
éppen a szélben távozó anyagból ered. A kiáramló anyag
esetében a széles emissziós vonalnak a rövid hullámhosszú
oldalán abszorpciós összetevője van (P Cygni
profil), míg a beáramló anyag nyomjelzője a vörös oldalon
abszorpcióval társuló inverz P Cygni profil. Mivel korong
a csillagkörüli anyag egyes tartományait eltakarja, a
megfigyelhető színkép megjelenése attól is függ, milyen
szögben látunk rá a korongra.
Maga az akkréciós korong jellegzetes infravörös spektrumáról
ismerhető fel. A csillag-korong rendszer spektrális
energiaeloszlásában összegződik a néhány ezer kelvines
felszíni hőmérsékletű csillag és a kifelé radiálisan
csökkenő hőmérséklet-eloszlású korong spektruma. A
burok maradványai a hosszabb infravörös hullámhosszakon
járulnak hozzá a fiatal csillag energiakibocsátásához.
A fiatal csillagok és tágabb környezetük
viszonya
A fiatal csillag szűkebb környezete, a cirkumsztelláris
korong és burok jelenléte határozza meg a csillagok
spektrális megjelenését. A születő csillagok tömegeloszlása,
csoportosulási tulajdonságaik és a csillagkörüli anyag
szerkezete és fejlődése viszont a csillagkeletkezési régió
nagy léptékű tulajdonságaitól függ. A legismertebb közeli
csillagkeletkezési régiók az Orion és a Taurus csillagkép
molekulafelhői. Míg az előbbiben forró óriáscsillagokat is
tartalmazó sűrű halmazok keletkeznek, az utóbbiban
csak kis tömegű csillagok ritkás csoportokban.
Az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében
számos, kevéssé ismert, közeli molekulafelhő
csillagképző tulajdonságait vizsgáltuk. Összehasonlításuk
egymással és ismert csillagkeletkezési régiókkal hasznos
információkat adhat a csillagkeletkezés kezdőfeltételeiről
és környezettől való függéséről.
A Boszorkányfej-köd (IC 2118, 4. ábra) a jól ismert
Orion csillagkeletkezési terület nyugati szélén, a Rigeltől
2° távolságban északnyugatra található. Noha az Orion az
egyik legalaposabban tanulmányozott csillagkeletkezési
régió, az IC2118 az Orionra irányuló legtöbb vizsgálat hatókörén
kívül esett. A reflexiós köd és a hozzájuk tartozó
molekulafelhők feltűnően aszimmetrikusak. Alakjuk azt
sugallja, hogy dinamikai kölcsönhatásban vannak a közeli
Orion OB1 asszociáció nagy tömegű, forró csillagaival.
![](kun05095.jpg)
A Rigel által megvilágított kis felhőkben öt fősorozat
előtti csillagot és egy I. osztályú protocsillagot találtunk
[7]. A csillagképző felhők az Orion OB1 asszociáció forró
csillagai által létrehozott, nagy nyomású gázzal kitöltött
csillagközi térrész, az Orion-Eridanus-buborék hozzánk
legközelebbi szélén vannak. A csillagkeletkezést a csillagközi
buborék belsejében uralkodó nagy nyomás indította
el. Az IC2118 csillagkeletkezési régió különlegessége,
hogy az egy protocsillagra jutó felhőtömeg sokkal
kisebb benne, mint a többi ismert csillagkeletkezési régióban
(az átlagos 11
/protocsillag helyett mindössze
6
/protocsillag). A környezet nagy nyomása segítette a
kisebb tömegű felhők kollapszusát.
A Lynds 1333 kicsi (0,007 négyzetfok) átmérőjű sötét
felhő a Kassziopeia csillagképben, mindössze 180 parszekre
a Naptól. A felhő rádiócsillagászati megfigyelései
azt mutatták, hogy ezen a területen valószínűleg két
felhő összeütközése indította el a csillagkeletkezést [8].
A csillagképző felhőmagok a galaktikus síkkal nagyjából
párhuzamos, keskeny, filamentáris felhő mentén
helyezkednek el. A L1333 fiatal csillagainak optikai
spektrumait 2001 januárjában észleltem a Nordic Optical
Telescope ALFOSC spektrográfjával. Különösen
érdekes az IRAS 02086+7600, amelynek infravörös
színindexei az optikailag általában láthatatlan I. osztályú
protocsillagokéra hasonlítanak. Ezzel az infravörös
forrással azonban egybeesik egy halvány, nagyon
vörös csillag, amelynek optikai színképe és spektrális
energiaeloszlása az 5. ábrán látható. Ebben a spektrumban
a protocsillag és a beágyazó burok kölcsönhatásait
látjuk. Az erős [OI] és [SII] tiltott emissziós vonalak
ott keletkeznek, ahol a csillagszéllel való ütközés
gerjeszti a burok atomjait. Az erős H
-vonal valószínűleg
a burkon belüli akkréciós korongról a csillagra
áramló gázban keletkezik. Az IRAS 02086+7600 a piszkéstetői
1 m-es RCC teleszkóppal R és I szűrőkön át
készült optikai képeken nem pontszerű. Az objektum
képének és a kép ponteloszlási függvényének félértékszélességéből
a látható burok becsült lineáris mérete
körülbelül 360 AU. Ezzel szemben a H
-szűrőn át készült
felvételen az IRAS 02086+7600 képének profilja
nem különbözik a csillagokétól, bizonyítva, hogy a
H
-emisszió kisebb térfogatból érkezik, mint a folytonos
szórt fény. Nagyobb szögfelbontású műszerekkel
vizsgálva az IRAS 02068+7600 protocsillagot a korai
csillagfejlődés sok érdekes részletét fedezhetjük fel.
A közeli csillagkeletkezési régiók vizsgálatával megismerhetjük
a legszűkebb galaktikus környezetünkben, a
szemünk előtt zajló csillagképződés törvényeit. A környezettől
való függés vizsgálata segíthet megérteni, hogyan
változhattak a csillagkeletkezési folyamatok a világegyetem
fejlődése során, míg évmilliárdok alatt kialakították a
kozmosz mostani képét.
Irodalom
1. F.C. ADAMS, C.J. LADA, F.H. SHU - Astrophys. J. 312 (1987) 788
2. C.J. LADA: The Physics of Star Formation and Early Stellar Evolution
- szerk. C.J. Lada és N.D. Kylafis, Kluwer, 1991, 329. o.
3. P. ANDRÉ, D. WARD-THOMPSON, M. BARSONY - Astrophys. J. 406
(1993) 122
4. F.H. SHU, A. ALLEN, E .OSTRIKER, Z-Y. LI: The Origin of Stars and
Planetary Systems - szerk. C.J. Lada és N.D. Kylafis, Kluwer, 1999,
193. o.
5. M. KUN - Astrophys. J. Suppl. 115 (1998) 59
6. K. TACHIHARA, R. NEUHÄUSER, M. KUN, Y. FUKUI - Astron. & Astrophys.
(2005) nyomdában
7. M. KUN, T. PRUSTI, S. NIKOLIC´ , L.E.B. JOHANSSON, N.A. WALTON - Astron.
& Astrophys. 418 (2004) 89
8. A. OBAYASHI, M. KUN, Y. YONEKURA, F. SATO, Y. FUKUI - Astron. J.
115 (1998) 274
___________________________________________
A cikkben ismertetett kutatásokat az OTKA T34584 és T49082 sz. pályázatai
támogatják.