Sódorné Bognár Zsófia. Pulzáló fehér törpecsillagok asztroszeizmológiai vizsgálata

Átírás

1 Sódorné Bognár Zsófia Pulzáló fehér törpecsillagok asztroszeizmológiai vizsgálata doktori értekezés tézisei Témavezető: Dr. Paparó Margit az MTA doktora, tudományos tanácsadó MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete Eötvös Loránd Tudományegyetem Természettudományi Kar Fizika Doktori Iskola Iskolavezető: Dr. Horváth Zalán Részecskefizika és csillagászat doktori program Programvezető: Dr. Csikor Ferenc Budapest, 2011

2

3 1. Bevezetés A csillagok kb. 98%-a fehér törpeként fejezi be fejlődését. Belső felépítésük tanulmányozásával megtalálhatjuk a kulcsot a korábbi fejlődési állapotaik megismeréséhez, meghatározhatjuk az őket tartalmazó csillagpopuláció korát és használhatók kozmikus laboratóriumokként is. Néhányan közülük perces időskálán mérhető fényességváltozást mutatnak. Ezek a változók a Hertzsprung Russell-diagramm jól meghatározott részein találhatók és három nagyobb csoportot alkotnak: DAV (ZZ Ceti), DBV (V777 Her) és GW Vir csillagok. A legnépesebb csoport a ZZ Cetiké, az ismert pulzáló fehér törpék kb. 80%-a ide tartozik. A DBV és GW Vir csillagokkal ellentétben ezek egy vékony hidrogénréttegel is rendelkeznek a héliumréteg fölött. Ez azt mutatja, hogy maradt még számottevő hidrogénjük az aszimptotikus óriáságon történt nagymértékű tömegvesztés ellenére is. A fehér törpe változók nemradiális g-módusú pulzációt mutatnak. A DBV és DAV csillagok esetében a gerjesztési mechanizmus az ún. konvektív gerjesztés, ill. a pulzáció gerjesztése kapcsolódik a hélium vagy a hidrogén részleges ionizációs zónájához is. A pulzáló fehér törpék belső felépítése jól jellemzi a fényességváltozást nem mutató társaikét is. Asztroszeizmológiai vizsgálatukkal meghatározhatók a főbb fizikai paramétereik, továbbá megismerhetjük a szerkezetüket és a bennük lejátszódó fizikai folyamatokat. 2. Célkitűzések Célom a kiválasztott fehér törpe változók legalább egy észlelési szezonon keresztül történő megfigyelése, a pulzációs frekvenciáik pontos meghatározása, majd a célpontok pulzációs módusainak ismeretében azok asztroszeizmológiai vizsgálata. A modellek segítségével megszorításokat tudok tenni a hélium- és hidrogénrétegek tömegére, megvizsgálhatom a módusbefogás lehetőségét és asztroszeizmológiai távolságértékeket is megadhatok a kiválasztott csillagokra. Az amplitúdó- és esetleg frekvenciaértékekben rövid időskálán bekövetkező változások vizsgálata szintén a célkitűzéseim közé tartozik. A hetes-hónapos időskálán végbemenő amplitúdóváltozások gyakori jelenségek a PNNV (planetáris 1

4 köd változó) és az instabilitási sávban alacsonyabb hőmérséklettel rendelkező DBV és DAV csillagok között. A jelenség lehetséges magyararázatai többek közt kölcsönhatás a pulzáció és konvekció között, nemlineáris móduscsatolás és a módusok közötti látszólagos kölcsönhatás lehetnek ideértve a közeli, pl. rotációs felhasadás miatt jelentkező, az adatsor alapján fel nem bontott frekvenciák hatását. Ez utóbbi effektus jelenlétére könnyen végezhetők tesztek az adatsoraink alapján. 3. Alkalmazott módszerek A tézisek három, hasonló pulzációs tulajdonságokkal rendelkező ZZ Ceti csillagról kapott eredményeimet foglalják össze. Két objektumról a szükséges észleléseket az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének Piszkés-tetőn található 1 m-es RCC távcsövével és CCD-vel készítettük. A harmadik csillag esetében az irodalomban található pulzációs periódusértékekkel dolgoztam. A nyers CCD képek redukciója az IRAF 1 ( Image Reduction and Analysis Facility ) rutinjainak felhasználásával, a csillagok apertúra fotometriája pedig az IRAF/DAOPHOT programcsomaggal történt. A pulzációs frekvenciák értékeinek megadásához elvégeztem az adott csillaghoz tartozó adatsor Fourier-analízisét éjszakánkénti ill. részintervallumok szerinti bontásban, majd a teljes adatsor analízisét is. A frekvenciameghatározások pontosságát szintetikus adatsorokkal végzett Monte Carlo szimulációkkal adtam meg. Szintén szintetikus adatokkal, de azok különböző mértékű zajosítása mellett teszteket végeztem a pulzációs frekvenciák az adatsorból való meghatározhatóságának megerősítésére és realisztikusabb hibaértékek megadására. Megírtam az ezek végrehajtásához szükséges szkripteket. Teszteket végeztem a megfigyelt amplitúdóváltozások okainak feltárására. Szintetikus adatsorokkal egymáshoz közeli, rotációs felhasadás nyomán keletkező frekvenciák hatását vizsgáltam. A White Dwarf Evolution Code (WDEC; Bischoff-Kim, Montgomery és 1 2

5 Winget 2008, ApJ, 675, 1512) evolúciós/pulzációs kód futtatásával egyensúlyi fehér törpe modelleket hoztam létre és modell-rácsokat (gridek) építettem fel öt vagy négy főbb fizikai paraméter változtatása mellett. Ismerve a pulzációs módusok periódusértékeit, ezeket összevetettem a számított értékekkel. Figyelembe véve az eltérésüket, a csillagok spektroszkópiai úton meghatározott légköri paramétereit és a módusokhoz feltételezett l értékeket, kiválasztottam azokat a modelleket, melyek a legjobb megoldások lehetnek egy-egy objektum esetében. Ezekkel a modellekkel megszorításokat tudtam adni a hélium- és hidrogénréteg tömegére. Periódustávolság-diagrammok felhasználásával a módusbefogás lehetőségét is vizsgáltam. A fehértörpe-kutatások szempontjából rendkívül előnyös tulajdonság, hogy a módusok periódusai szabályos eloszlást mutatnak. Ettől az egyenközűségtől való eltérés módusbefogásra utalhat; a periódustávolság-diagrammokon látható minimumok a csillag hidrogén vagy héliumrétegébe befogott módusoknak felelnek meg. 4. Tézisek 1. A KUV és a GD 154 esetében öt illetve kettő új pulzációs módust sikerült meghatároznom az észleléseink alapján. Ezt az észlelések közepes hosszúságú időalapja tette lehetővé. Az ismert módusok megnövekedett száma utat nyitott a csillagok modell-gridekkel történő asztroszeizmológiai vizsgálata felé. [2] 2. Elvégeztem a fénygörbe nemlineáris vonásainak részletes vizsgálatát a KUV esetében. Ez a csillag tipikus képviselője a ZZ Ceti instabilitási sáv alacsonyabb hőmérsékleti tartományában található változóknak erősen nem-szinuszos jellegű fénygörbével. Egyes fénygörbe-részletek Fourier-analízise felharmonikus és szubharmonikus-közeli frekvenciák jelenlétét tárta fel azok spektrumában. A fénygörbe az ismert pulzációs módusokkal való illesztésének jóságát is vizsgáltam, az eredmények szintén azt mutatják, hogy a csillag pulzációjának dinamikáját nemlineáris effektusok uralják. [1, 3] 3. A KUV és a GD 154 esetében az egyes éjszakák és a be- 3

6 lőlük képzett részintervallumok Fourier-analízise hetes időskálán bekövetkező amplitúdóváltozások jelenlétét mutatták. A KUV periódusértékeinek felhasználásával létrehozott szintetikus adatsorokon végzett tesztek azt mutatták, hogy a megfigyelt nagyarányú változások szimulálhatóak a módusokhoz közeli nagy amplitúdójú és megfelelő fázisviszonyú frekvenciákkal, de valószínűbb, hogy valódi, a módusok energiatartamát jellemző változásokat látunk. [2] 4. Megszorításokat adtam a három csillag hidrogén- és héliumrétegének tömegére. A kiválasztott modellek a következő értékeket adták: M H,KUV02464 = M, M H,GD vagy 10 6 M és M H,GD vagy M. A KUV és a GD 154 esetében azt találtam, hogy az M He = 10 2 M -ű megoldások részesíthetők előnyben. A legjobbnak talált modellek effektív hőmérséklete és log g (tömeg) értékei közel vannak a spektroszkópiai értékekhez, csak a GD 154 tömege tér el valamivel nagyobb mértékben ettől. [2, 4] 5. A kiválasztott modellek további vizsgálatával meghatároztam két csillag asztroszeizmológiai távolságát. A KUV és a GD 154 esetében kapott értékek 70 és 44 parszek. Periódustávolság-diagrammjaik vizsgálata alapján azt találtam, hogy bár módusbefogás magyarázhatja egyes módusok nagyobb amplitúdóját, azonban nem jelenthetjük ki, hogy feltétlenül szükséges is hozzá. [2] 5. Következtetések Doktori munkám keretében a kitűzött tudományos célok elérését sikerrel teljesítettem. A közepes hosszúságú adatsorok vizsgálata új lehetőségeket tárt fel a fehértörpe-kutatások terén. A célpontok legalább egy észlelési szezonon keresztül történő nyomonkövetése lehetővé teszi új pulzációs frekvenciák meghatározását, a ritkán észlelt és/vagy kevés ismert módussal rendelkező objektumok esetében ez szükséges feltétele a csillagok asztroszeizmológiájának. 4

7 Megmutattam, hogy a fejlődési időskálánál gyorsabban lejátszódó változások kimutatására és tanulmányozására az általunk kapott adatsorok alkalmasak. Eredményeim szerint a kiválasztott modellek nagy pontossággal vissza tudják adni az észlelt periódusokat, miközben tömegüket és effektív hőmérsékletüket tekintve közel vannak a spektroszkópiai értékekhez. Vizsgálataim alátámasztják azt a más szerzők által is megfigyelt jelenséget, hogy a ZZ Ceti csillagok hidrogénrétegének tömege kisebb lehet mint a fejlődési számítások alapján feltételezett 10 4 M. Eredményeim megerősítik továbbá a héliumrétegre általánosan elfogadott 10 2 M -es értéket, illetve hogy rövidebb periódusú (kisebb k értékű) módusokkal jobb megszorítások tehetők a hidrogénréteg tömegére. A legjobbnak talált modellek ismert luminozitásait felhasználva asztroszeizmológiai parallaxis értékeket is meg tudtam adni egyes célpontokra. Ezzel demonstráltam azt az egyedülálló lehetőséget, melyet az asztroszeizmológia biztosít a csillagok távolságának meghatározására. A tézisek alapjául szolgáló közlemények 1. More frequencies of KUV Zs. Bognár, M. Paparó, A. Már, Gy. Kerekes, P. Pápics, L. Molnár, E. Plachy, N. Sztankó, E. Bokor 2007, Astronomische Nachrichten, 328, Characterizing the pulsations of the ZZ Ceti star KUV Zs. Bognár, M. Paparó, P. A. Bradley, A. Bischoff-Kim 2009, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 399, Light Curve Patterns and Seismology of a White Dwarf with Complex Pulsation Zs. Bognár, M. Paparó, P. A. Bradley, A. Bischoff-Kim 2009, American Institute of Physics Conference Proceedings, 1170, 625 5

8 4. GD 244: asteroseismology of a pulsator in the middle of the ZZ Ceti instability strip Zs. Bognár, M. Paparó 2010, American Institute of Physics Conference Proceedings, 1273, 504 A dolgozat témájában megjelent további publikációk 5. Monitoring of the cool ZZ Ceti star PG E. Pakštiene, J.-E. Solheim, G. Handler, B. Steininger, F. Rodler, M. Paparo, Z. Bognar, R. Patterson, M. Reed 2007, Proceedings of IAU Symposium #239, GD 99 an unusual, rarely observed DAV white dwarf Zs. Bognár, M. Paparó, B. Steininger, G. Virághalmy 2007, Communications in Asteroseismology, 150, Preliminary Results in White Dwarf Research by a New Group M. Paparó, E. Plachy, L. Molnár, P. I. Pápics, Zs. Bognár, N. Sztankó, Gy. Kerekes, A. Már, E. Bokor 2008, Communications in Asteroseismology, 154, Whole Earth Telescope Observations of GD358: A New Look at the Prototype DBV J. L. Provencal, M. H. Montgomery, A. Kanaan,..., Zs. Bognar és mktsai. 2009, The Astrophysical Journal, 693, Preliminary XCOV26 results for EC J. L. Provencal, S. Thompson, M. Montgomery,..., Z. Bognar és mktsai. 2009, Journal of Physics: Conference Series, 172, Pulsational Mapping of Calcium Across the Surface of a White Dwarf S. E. Thompson, M. H. Montgomery, T. von Hippel,..., Zs. Bognár és mktsai. 2010, The Astrophysical Journal, 714, 296 6

9 11. The period and amplitude changes in the coolest GW Virginis variable star (PG 1159-type) PG G. Vauclair, J.-N. Fu, J.-E. Solheim, S.-L. Kim, N. Dolez, M. Chevreton, L. Chen, M. A. Wood, I. M. Silver, Zs. Bognár, M. Paparó, A. H. Córsico 2011, Astronomy & Astrophysics, 528, A5 12. The cool ZZ Ceti star PG : Observations and analysis of variability in 2004 E. Pakštiene, J.-E. Solheim, G. Handler, M. Reed, Zs. Bognár, F. Rodler, M. Paparó, J. Zdanavičius, B. Steininger, G. Wolf 2011, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, közlésre elfogadva 7