TÖRPENÓVÁK

A törpenóvák között

PDF-ben innen letölthető:

https://drive.google.com/file/d/1NjfPc0y-DqHaDTtjSRRLzuMrVvh1lMlo/view?usp=sharing

Ebben a cikkben a vendégcsillagok egy szűk csoportjával, a törpenóvákkal foglalkozom. Pontosítva: a galaktikus törpenóvákkal. A nóváknál kisebb mértékű kitöréseikből adódóan csak galaxisunkban ismerünk ilyen objektumokat. Ezek a nóvákhoz hasonlóan érdekes objektumok bár fényváltozásuk kevésbé drámai és sokuk jól ismert változó. A cikkben nem szeretnék túl sok történeti, történelmi kapcsolódással foglalkozni. Leginkább az szeretném kifejteni, milyenek ezek a csillagok, hogyan észlelhetők, s hogy a tudomány mit derített ki róluk. 

A törpenóvák és típusaik

A törpenóvák a fénygörbe szempontjából elsősorban amplitúdójukban és rövidebb átlagciklusukban különböznek az "igazi" nóváktól. E csillagok mindegyike igen rövid periódusú, szoros kettős, mely egy K-M típusú törpe vagy szubóriás csillagból és egy fehér törpéből áll. A hűvösebb komponens kitölti Roche térfogatát és az L1 Lagrange-ponton keresztül anyagot ad át a fehér törpének. Ez az anyag nem érkezik közvetlenül a fehér törpére. hanem egy ún. akkréciós korongot alkot a csillag körül. Egy ún. forró folt alakul ki azon a helyen, ahol az anyagáramlás az akkréciós korongot táplálja. A forró foltot lökésfrontként értelmezhetjük. A gázáram anyaga ugyanis rendkívül felgyorsul a fehér törpe gravitációs terében, s amikor a korongba ütközik, mozgási energiája hirtelen hővé és sugárzássá alakul át. Az elmélet szerint a törpenóvák kitöréseit az okozza, hogy az akkréciós korong külső részeiben ciklikus, hirtelen sűrűségváltozások lépnek fel. A törpenóvákban létrejövő tömegátadás üteme igen csekély, évente kisebb mint 10-10 naptömeg. A nóvák és a törpenóvák kitörései között az a leglényegesebb különbség, hogy az utóbbiaknál nem történnek fúziós reakciók és anyagledobások. 

A törpenóvákat négy nagy csoportba soroljuk: 

Az UGSS csillagok SS Cygni típusú változók, fényességük 2 -6m-t nő egy-két nap leforgása alatt, majd néhány naptól tízegynéhány napig tart, amíg visszatérnek eredeti állapotukba. A ciklushossz tíztől néhány ezer napig terjed (SS Cyg, U Gem).

1. ábra - UGSS típus (SS Cyg)

Az ultrarövid periódusú (2 óránál rövidebb) keringési idejű szoros törpenóvák az SU UMa (UGSU) típusú csillagok. Fénygörbéjükön minden 3-10. ciklusban a közönséges maximumoknál 2m-val fényesebb és több mint ötször hosszabb ideig tartó "szupermaximumokat" észlelhetünk. A szupermaximumok háromszor ritkábban következnek be a közönséges maximumoknál és viszonylag pontosan előre jelezhetők. Szupermaximumok idején egymásra rakódott, kis amplitúdójú periodikus oszcillációk, "szuperpúpok" észlelhetők 0,2-0,3 amplitúdóval (SU UMa, Ay Lyr).

2. ábra - UGSU típus (SU UMa)

A WZ Sagittae (UGWZ) változók nagyon hosszú ismétlődési idejű kitöréseket mutatnak. jellemzően10-20 éves "periódusokkal". Emellett a kitörések amplitúdója akár 8-9 magnitúdót is elér, míg a maximum utáni fénygörbén gyakran látunk néhány napig tartó utókitöréseket (WZ Sge, EG Cnc, DO Dra).

3. ábra - UGWZ típus (WZ Sge)

A Z Camelopardalis (UGZ) változók ciklushossza rövid, 10-40 nap, amplitúdójuk 2m-5m körüli. Kitörés után gyakran megesik, hogy nem térnek vissza minimumba, hanem a két szélsőérték között fényállandósulásba kerülnek. E jelenség eredete a tömegátadás egy kritikus értékhez közeli intenzitásában rejlik. A fényállandósulás többnyire a leszálló ágon kezdődik, és majdnem mindig a leszálló ág „folytatásába" torkollik (Z Cam, RX And). Az RX Andromedae (UGZ) fénygörbéje 

4. ábra - UGZ típus (Z Cam)

Térbeli helyzet, megfigyelhetőség

A törpenóvák sokkal gyakoribbak mint a nóvák, így elterjedésük sem korlátozódik annyira erősen a Tejútrendszer síkjának környezetére. Összességében elmondható, hogy a törpenóvák túlnyomó többsége is a galaktikus síkban helyezkedik el, viszont kisebb volumenű kitöréseik miatt nehezebb is megfigyelni őket a sűrű csillagmezőben. Ebből adódik, hogy a térbeli koncentráltság nem olyan markáns, mint a nóvák esetében. Sőt! Igen érdekes, hogy a Tejút magjában kissé megcsappan a törpenóvák koncentráltsága. Ez bizony a nagy csillagsűrűség miatt korlátozott felfedezhetőséget támasztja alá!

5. ábra - A legfényesebb ismert törpenóvák a galaktikus egyenlítő mentén.

A nóváktól nem csak a tulajdonságaik miatt különböznek. A törpenóváknak vannak olyan képviselőik melyek jól ismertek, kitöréseik folyamatosak, így szemmel lehet tartani őket. Meglepetéseket az UGWZ típusok jelenthetnek, ugyanis ezek tűnhetnek fel ismeretlen tranziens objektumokként a galaktikus térben. Miután egy ismeretlen UGWZ típusú nóva feltűnik utána már ismert lesz, nem tűnik el a szemünk elől úgy, mint egy nóva. Ez egy lényeges különbség: az ismert törpenóvák száma folyamatosan növekszik, viszont egyes nóvák szülőcsillagát nem tudjuk azonosítani. Így a nóvák egy része a felvillanás után eltűnik az ismeretlenség homályában, mivel annyira elhalványulnak, hogy nem detektálhatóak. Egy törpenóva kitörése esetében maximum 8-10 magnitúdót halványodik vissza a csillag a nyugalmi állapotáig. Napjainkban több ezer törpenóva ismert, tulajdonságaikról folyamatosan lebben fel a fátyol a kutatók előtt. 

A törpenóvák megfigyelhetősége nagyban függ távolságuktól és típusuktól. Mivel a fényerő növekedése a rendszerben 3-8 magnitúdó (50-1500 szoros fényességnövekedés) ezért a megfigyelhet törpenóvák sokszor kisebb távolságban helyezkednek el, mint a nóvák. Az ismert törpenóvák többsége a saját spirálkarunkban helyezkedik el. Ebből adódik a tény, hogy az intersztelláris anyag kevésbé van hatással fényükre, mint a nóvák esetében. Kevesebb a fénykioltás, és a vörösödés. Részben ez az oka, hogy törpenóvák színindexe inkább a kékes felé tolódik. A kékes színért nagyobb részben az eltérő fizikai folyamatok is felelősek természetesen. Így könnyen meg lehet a nóvákat és a törpenóvákat különböztetni egymástól.

Az ismeretlen törpenóvákat legtöbbször az égboltfelmérő, nóvakereső programok találják meg. Időnként amatőrcsillagászok is felefedezők, de alapvetően inkább csak „melléktermékek” a más célú keresőprogramok palettáján. A már ismert fényes törpenóvák közkedvelt amatőr célpontok pl.: CN Ori, SS Cyg, SS Aur, Z Cam, HL CMa stb…

A törpenóvák megfigyelése

A törpenóvák megfigyelése két részre ágazik és a két terület kissé más. Az ismeretlen törpenóvák keresése gyakorlatilag hasonlóan működik, mint amikor nóvákat szeretnénk találni. Erre a nóváknál található leírás adott szakaszait ajánlom elolvasásra:

A nóvák és viselt dolgaik: https://viktorcsehdraws.blogspot.com/p/novak.html

A már ismert nóvák megfigyelése a másik terület. Itt nincs probléma azzal, hogy rá legyünk utalva az ismeretlenre, nem kell állandóan levelezőlistákat, felmérőprogramokat bújnunk. Nagyon sokféle módon alakíthatjuk az észlelőprogramunkat. Néhány példa:

- Kiválaszthatunk pár törpenóvát melyet egész évben figyelünk és csak az ő „életükkel” foglalkozunk. Ez lehet 15-20 db égitest szétszórva az égbolton, melyeket a lehető legtöbbször észlelünk.

- Azt is tehetjük, hogy az éppen aktuálisan látható égbolton fotózzuk, észleljük a lehető legtöbb törpenóvát, hátha elcsípünk egyet éppen kitörésben. Ilyenkor a kitörések detektálása a fő észlelési cél.

- Észlelhetjük csak az aktív csillagokat vagy ezek közül is csak egyet kettőt. Ebben segítséget jelent a CVnet (Cataclysmic Variables network) jelű honlap. Itt folyamatosan kapunk riasztást az éppen aktív csillagokról. 

Ezen a linken érhető el a CVnet: https://sites.google.com/site/aavsocvsection/

Összeállíthatunk még egyéb programokat is, melyek észlelőhelyünknek, képességeinknek, felszerelésünknek megfelelőek és amelyet szívesen végzünk. Igazából itt is csak a képzeletünk szab határt és persze érdemes szem előtt tartani azt, hogy az megfigyeléseinknek legyen haszna. 

Az észleléshez szükség lesz jó térképekre melyekkel azonosíthatóak a törpenóvák akár nyugalomban, akár kitörésben vannak. Jelen esetben is javaslom, hogy legyen egy nagy léptékű áttekintő térképünk, ami segítségével gyorsan beállíthatjuk távcsövünket a megfelelő égterületre. Ehhez egy átlagos 8-9 magnitúdó határfényességű atlasz bőven elég. A nóvák azonosításához a legjobb módszer ha az AAVSO Variable Star Plotter felületét használjuk. A térképeket elmenthetjük így offline is használhatóak. Én itt is a nóváknál alkalmazott beállításokat használom: 1 fokos térkép 14,5 magnitúdós határfényességgel. 

AAVSO Variable Star Plotter: https://apps.aavso.org/vsp/

 

6. ábra - A VSP-vel generált keresőtérkép egy törpenóvához, valamint egy nagyobb léptékű térképen a törpenóva helye. Pirossal bekereteztem a VSP térképén látható területet.

Két lehetőségünk van: 1. ha van már a csillagnak azonosítója akkor az alapján keresünk rá és készítünk térképet, 2. ha nem találja a honlap a csillagot akkor koordináták alapján készítünk térképet. A térkép közepén lévő kis kereszt mindig a célpont helyét jelöli majd. A Tejút magja közelében kicsit ritkítani kellhet a csillagkörnyezeten az átláthatóság kedvéért, de ehhez csak a határmagnitúdót kell állítani. Törpenóvák azonosításához nekem az egy fokos látómezejű térképek jöttek be a legjobban kb. 14,5 magnitúdós határfényességgel. De természetesen minden távcsőhöz, felszereléshez érdemes kialakítani a számunkra legjobb térképsémát.

Vizuális észlelés alkalmával a fényességbecslést a változócsillagok megfigyeléséhez hasonlóan kell végezni. Igazából nincs különbség. A törpenóvák esetében minden nap észlelhetünk, ugyanis viselkedésük kiszámíthatatlan: még a periodikus UGSS, UGSU típusú égitestek is művelhetnek váratlan dolgokat. Mivel a törpenóvák nagy része viszonylag halvány, legalább 15-20 cm-es távcsövet érdemes használni. Persze kisebb távcsövekkel is észlelhetünk, ám sokszor csak abban az esetben látjuk őket, ha kitörésben vannak. Nyugalomban a helyükön nem látunk semmit.

Fotografikus észlelésnél már többféle lehetőségünk van. Pontosan kimérhetjük a törpenóva pozícióját (új felfedezés esetén), fényességét, használhatunk mindenféle szűrőket. 150-200 mm-es teleobjektívvel és 20-30 másodperces záridővel 15-16 magnitúdós halvány csillagokat is rögzíthetünk. Ha koherens, jól összehasonlítható észleléseket szeretnénk kapni, akkor érdemes mindig ugyan azt a felszerelést használni. Teleobjektívek közül a fix objektívek jobbak, mivel mindig ugyan akkora látómezőt kapunk velük. A fotósok között a 180-200 mm-es fényerős teleobjektívek a legnépszerűbbek. Jómagam egy 180mm-es f/2.8-as Zeiss Sonnart használok már évek óta. Ez jó felbontást ad, nagy fényerejű és szép a képe. Nincsenek benne felesleges plusz funkciók, alkatrészek. Az elérhető látómező 4,5°×6,5°. Így sok egyéb változócsillagot is ki tudok utólag a képeken mérni. Érdemes legalább 4-5 fotót készíteni és azokat összegezni, így javul a minőség, a határfényesség és pontosabbak mérések is.

A fotóinkat utólag érdemes kimérni (pl. IRIS szoftverrel), amit az AAVSO VSP-ben lévő fotometriai adatok alapján tehetünk meg. Így lehetőségünk nyílik akár ezredmagnitúdó pontosságú mérésekre is, valamint az elmetett felvételeken sok egyéb változó objektumot is kimérhetünk. Ha hasonló beállításokat használunk minden alkalommal, akkor a törpenóva fénymenete igazán látványos lesz az időszak alatt készült fotókon. Ha az adatokat egy excelben rögzítjük, akkor egyszerűen illeszthetünk rá egy grafikont, mely látványos diagramon ábrázolja a fényesség változását.

 

7. ábra - Egy törpenóva saját észlelése, egyben példa feldolgozott fotókra (CN Ori).

A kiértékelést tekintve sokféle mérésre van lehetőségünk. Ha DSLR fényképezőgéppel fotózunk akkor a legjobb amit tehetünk ha az összegzett fotó zöld csatornáján mérjük meg a csillag fényességét. A DSLR gépek három alapszínből (zöld, kék és vörös) állítják össze a színes képet. Ebből a zöld csatorna áll a legközelebb a V fotometriai szűrőkhöz, sőt nagyon jó egyezőséget mutat vele. A zöld csatornán mért fényesség lesz a TG (tricolor green) fényesség. A kék és vörös csatornán is megtehetjük ugyan ezt, és feltölthetjük adatainkat a hivatalos szervek részére. Viszont a három adat közül a TG fényesség lesz az egyik leghasznosabb! A három színcsatornán mért magnitúdók közül általában a kék csatorna adja a legfényesebb magnitúdót, aztán jön a zöld és végül a vörös. Ez a törpenóvák kék felé tolódó színindexéből adódik. Ha vörös tranzienst találunk nagy valószínűséggel nóváról van szó (ami ritkább). Ebből lehet megkülönböztetni a két típust már a felfedezés idején.

 

8. ábra - A kinyert színcsatornák közötti különbség a CN Ori törpenóva fotóján. Jól látható, hogy a TB-ben látszik a legfényesebbnek a célpont a többi csillaghoz képest. Az RGB felvételen is látszik a törpenóva kékes színe.

CCD kamerákhoz már pontos fotometriai szűrősorozatot is beszerezhetünk, bár ezek nem olcsók. Így viszont nagyon pontos és fontos adatokat kaphatunk. Az expozíciós időket úgy kell megválasztanunk, hogy a kimérendő képen ne égjen be a csillag képe, mert a méréseink csak így lesznek pontosak. Természetesen, ha szeretnénk megörökíteni a törpenóvát, környezetét, azt megtehetjük külön is. Így lesz egy esztétikus felvételünk, valamint egy képsorozat melyet a mérések elvégzésére használhatunk fel.

Az észlelések beküldése

Az észlelések elvégzése után az egyik legfontosabb tennivaló, hogy beküldjük azokat azokhoz a hazai és nemzetközi szervezetekhez, amelyek megfelelő minőségben tudják feldolgozni és kiértékelni azokat. Magyarországon az MCSE Változócsillag szakcsoportja végzi az adatgyűjtést, nemzetközi szinten pedig az amerikai AAVSO szervezete fogja össze a legjobban a földgolyó amatőrcsillagászait e tekintetben. Minkét szervezet honlapján lehetőség van az észlelések átadására vagy feltöltéssel, vagy az adatok beírásával a megfelelő adatlapokon. A holnapok az alábbi linkeken érhetőek el:

AAVSO: https://www.aavso.org/webobs

MCSE VCSSZCS: https://vcssz.mcse.hu/index3.php

Regisztráció után az adatok feltölthetőek, kapunk egy névkódot, amely azután a sajátunk marad.

Linkek, érdekes honlapok:

CVnet: https://sites.google.com/site/aavsocvsection/

Vendégcsillag kereső: https://vendegcsillagkereso.blogspot.com/

AAVSO Cataclysmic Variables Section: https://www.aavso.org/cataclysmic-variables

Felhasznált irodalom, források:

MCSE - Amatőrcsillagászok kézikönyve

Kulin György, Róka Gedeon – A távcső világa

Fidrich Róbert – Vendégcsillag kereső blog

MCSE – VCSSZCS honlap forrásai

Cseh Viktor

2024.12.09.