B[e] csillagok

A fényes kék szuperóriások egy érdekes alcsoportját képezik a B[e] szuperóriások. A Magellán Felhőkben lévő B[e] csillagok majd mindegyike erős infravörös excesszust mutat, ami cirkumsztelláris por jelenlétére enged következtetni. A B[e] csillagok a HRD-n az S Doradus változók közelében helyezkednek el. A legújabb kutatások szerint arra utaló jelek is vannak, hogy az LBV-k és a B[e] csillagok között sokkal szorosabb fejlődési kapcsolat lehet, mint ahogyan korábban gondolták (lásd az R4-ről szóló részt a végén).

Jelenleg 11 B[e] szuperóriás ismert a Nagy Magellán Felhőben, 4 a Kis Magellán Felhőben és néhány a Tejútrendszerben. Ez nem azt jelenti, hogy a Magellán Felhőkben több B[e] szuperóriás van, mint a Tejútrendszerben, hanem csak azt, a Magellán Felhőkben található B[e] csillagok több okból jobban tanulmányozhatók, mint a tejútrendszerbeli vagy távolabbi galaxisokban levő társaik. Egyrészt a Magellán Felhők, s ezáltal objektumainak a távolsága is pontosan ismert, ami nem mondható el pl. a Tejútrendszerben található B[e] csillagokról. Másrészről a Magellán Felhők irányában az intersztelláris extinkció mértéke szintén jól ismert, míg a Tejútrendszerben ez az érték is igen bizonytalan. A Magellán Felhőkben lévő B[e] csillagok viszonylag kis távolsága és a nagy luminozitásuk lehetővé teszi a részletes vizsgálatukat.

B[e] szuperóriás csillagok paraméterei.
A Nagy és a Kis Magellán Felhőben ismert B[e] csillagok paraméterei. Az SMC-ben található R4 jelű csillag valójában egy kettős, melynek egyik komponense az LBV-kre jellemző paramétereket mutat.

A B[e] csillagok - F.-J. Zickgraf nyomán - a következő tulajdonságokkal jellemezhetők:

• A B[e] csillagok nagy része ún. hibrid spektrumot mutat. Ez azt jelenti, hogy a színképben egyszerre vannak jelen keskeny, alacsony gerjesztési potenciálú emissziós vonalak és széles, magas gerjesztési potenciálú abszorpciós vonalak.
• Az optikai spektrumot majdnem teljes egészében emissziós vonalak dominálják. A Balmer-vonalak igen erősek, s általában P Cygni profilt mutatnak. A Hα ekvivalens szélessége 100-tól 1,000 Å-ig terjed. A többi elem vonalai keskenyek, a HeI, FeII, SiII, MgII, TiII, CrII, [FeII], [SII] és [OI] megengedett és tiltott vonalai figyelhetők meg kb. 20 km/s-os sebességgel, ugyanakkor néhány erős FeII vonal szintén P Cygni profilt mutat.
• Az előbbiekkel ellentétben az UV tartományban a CIV, SiIV, NV kékeltolódott széles rezonáns abszorpciós vonalai jelentkeznek. Az eltolódás mértéke 1,000 km/s. Emellett az optikai tartományban is megfigyelhetők néha a HI és HeII vonalak 500-700 km/s-os sebességre utaló P Cygni profillal.
• A "normális" szuperóriásokkal szemben jelentős infravörös excesszus figyelhető meg a 2-3 μm-es tartományban, ami kb. 1,000 K színhőmérsékletnek felel meg. Ez az IR excesszus igen jó lehetőséget biztosít a B[e] csillagok azonosítására. A (J-H)-(H-K) diagramon jól elkülönülnek a normál OB szuperóriásoktól és az LBV-ktől, amelyeknél szintén megfigyelhető IR excesszus a kiáramló csillagszélben bekövetkező szabad-szabad és szabad-kötött átmenetek miatt.
• A B[e] csillagok nagy részének fénye polarizált, ami a szóró részecskék elnyúlt alakjára utal.
• Az LBV-kkel ellentétben fotometriai és spektroszkópiai változás rendszerint nem figyelhető meg vagy csak nagyon kicsi változások észlelhetők.

A B[e] szuperóriás csillagok kétszín-diagramja C.A. Gummersbach nyomán.
A (J-H)-(H-K) diagramon a B[e] csillagok jól elkülönülnek a normál OB szuperóriásoktól és az LBV-ktől.

Az idézett megfigyelési tények arra engednek következtetni, hogy a B[e] csillagok körül igen eltérő fizikai paraméterekkel rendelkező vonalkeletkezési területek vannak. Az elképzelést F.-J. Zickgraf fejtette ki részletesen az ún. kétkomponensű csillagszél modellben.

A modell alapján a B[e] csillagot olyan struktúra veszi körül, amit két, egymástól elkülönülő komponens - egy egyenlítői és egy poláris csillagszél - határoz meg.

A centrális objektum egy korai B típusú szuperóriás, aminek tipikus paraméterei a következők: az effektív hőmérséklete T_eff ~ 20,000 K, felszíni nehézségi gyorsulása log g ~ 2-3, tömege kb. 30 M_o, sugara pedig 50 R_o körüli.

Ilyen nagy kiterjedésű csillag esetében a felszíni gravitációs gyorsulás igen kicsi, alig nagyobb, mint a sugárnyomásból eredő kifele irányuló gyorsulás. Mivel a két erő nagyjából egyenlő, a csillag az ún. Eddington-határ közelében van. Az R126 esetében a | g_rad / g_grav | érték kb. 0.7. Mivel azonban a csillag gyorsan forog, a centrifugális erő miatt az egyenlítő környékén az effektív gravitációs gyorsulás tovább csökken, s ez, ha eléri a megfelelő értéket, egyenlítő körüli anyagkiáramláshoz vezethet. Emellett a kiterjedt konvektív atmoszférában még a turbulens nyomás is szerepet játszhat.

Az anyag az egyenlítő síkjában lassú (~ 100 km/s), hideg (~ 5,000 K), sűrű (~ 10¹⁰ cm^-3) csillagszél formájában áramlik ki kb. 10^-4 M_o/év rátával, és egy sugárirányban kifelé vastagodó, valószínűleg differenciálisan rotáló korongot képez, hasonlóan az akkréciós korongokhoz. A kifelé tartó anyagáramlás miatt a korongot exkréciós korongnak is nevezik az irodalomban. A viszonylag nagy sűrűség miatt a gáz gyorsan hűl, a hőmérséklet kifelé csökken.

Itt keletkeznek az alacsony gerjesztési energiájú keskeny emissziós vonalak, mint az FeII és a SiII. A csökkenő hőmérséklet miatt minél kisebb a vonal gerjesztési energiája, annál távolabb keletkezik a vonal a csillagtól. Itt ráadásul a rotációs sebesség is kisebb, mint a csillag közelében. A modellt vázoló ábrán a vonalak az egyenlítői síkban a csökkenő vonalszélesség sorrendjében vannak feltüntetve.

B[e] szuperóriás csillagok kétkomponensű csillagszél modellje F.-J. Zickgraf nyomán.
A csillagszél két összetevőből áll, egy lassú, hideg és sűrű egyenlítői kiáramlásból, valamint egy gyors, forró és híg poláris, ún. CAK-szélből (Castor-Abbot-Klein).

A kifele csökkenő sűrűség és hőmérséklet miatt a klasszikus Be csillagokkal ellentétben az [FeII] és [SII] tiltott emissziós vonalak is láthatóvá válnak. A csekély sűrűség miatt az ütközések, s így az ütközések indukálta emissziók is ritkák, ezért egy metastabil nívóra gerjesztett ion a megfelelő idő eltelte után spontán módon kisugároz egy fotont. A klasszikus Be csillagok esetében a kisebb tömeg és a csillag kisebb sugara miatt összességében kevesebb anyag áramlik ki, így ezen vonalak keletkezéséhez szükséges sűrűség és hőmérséklet nem alakul ki, azaz a vonalak nem jelennek meg a spektrumban.

Az R4 B[e] csillag spektrumának kék része.
A spektrumot az erős Balmer-vonalak dominálják, de számos FeII és [FeII] vonal is megfigyelhető. A spektrum érdekessége a HeI, NII, OII, SiIII, SiIV és a TiII, CrII abszorpciós vonalak együttes jelenléte. Az első csoport a korai B, míg a második a korai A típusú csillagokra jellemző.

A 6,000-14,000 Å-ös tartományban a kontinuumban enyhe excesszus figyelhető meg a protonok és elektronok rekombinációjának (szabad-kötött átmenetek) és a fékezési sugárzásnak (szabad-szabad átmenetek) köszönhetően.

A hőmérséklet további csökkenésével, a központi csillag direkt sugárzásától védve, létrejöhet a CO molekula, aminek a megfelelő átmenete 2.3 μm-en emisszióban meg is figyelhető. Ezenkívül TiO molekulára utaló jeleket is találtak.

Végül a csillagtól néhány száz R_csillag távolságra és kb. 1,000 K hőmérsékletnél egy porburok következik, ami valószínűleg kb. 0.1 μm méretű szilikát- vagy vasrészecskékből áll. Ennek emissziója erős infravörös excesszust okoz.

VLA- és az infravörös tartományban speckle-interferometriai megfigyelésekből a cirkumsztelláris diszkre utaló direkt bizonyítékok is rendelkezésre állnak.

Az egyenlítői kiáramlással ellentétben a pólusoknál gyors (~ 1,000 km/s), forró (~ 20,000 K) és híg (~ 10⁷ cm^-3) csillagszél áramlik ki, amiben a tömegvesztési ráta kb. 10^-6-10^-5 M_o/év, s itt keletkeznek az UV tartomány magasan gerjesztett kékeltolódott rezonáns CIV, SiIV, NV vonalai.

A poláris szél hajtómechanizmusa a sugárnyomás, az abszorbeáló ionok az elnyelt foton impulzusát veszik át, s ennek következtében kifele mozognak. Az ionok csak a megfelelő frekvencia szűk környezetében tudnak fotont elnyelni, s a kifele tartó mozgás miatti Doppler-eltolódás következtében már egyetlen elem ionja is képes a sugárzási mező impulzusának jelentős részét felvenni.

Az abszorpciós vonalak mért kékeltolódásai ráadásul annál nagyobbak, minél nagyobb az adott ion gerjesztési energiája. Ez úgy magyarázható, hogy az ionizációs fok kifele nő, a részecskesűrűség gyorsabban csökken, mint a fotonmező sűrűsége, így a fotoionizáció nagyobb, mint a rekombináció.

A kétdimenziós struktúra létezésére a galaktikus és a Magellán Felhőkben lévő B[e] szuperóriások polarizációs mérései is utalnak. A vizsgált csillagok nagy részének fénye polarizált a szabad elektronok okozta Thompson-szórás és a porrészecskéken történő szóródás miatt.

Az egyedi B[e] csillagok spektrumában és a vonalprofilokban megfigyelhető különbségek a csillag és a megfigyelő relatív helyzetének különbözőségében keresendők: ha az egyenlítői diszket éléről (edge-on) látjuk, akkor a gyors poláris szél nem látható és az erős emissziós vonalak (pl. a Balmer-vonalak) centrális abszorpciót mutatnak, ahogyan ez várható is. Ha a látóirány és a diszk síkjának hajlásszöge jelentősen eltér a 0°-tól, akkor a Balmer-vonalak P Cygni profilt mutatnak, amelyekben a rotáció és az expanzió hatása is látszik. Végül, ha a rendszer pólusa irányából (pole-on) látszik, az UV vonalak kékeltolódása maximális és a Balmer-vonalak tiszta emisszióban láthatók (P Cygni profil nélkül). A fotoszférikus abszorpciós vonalak a diszk emissziós vonalai miatt vagy igen torzultan jelentkeznek, vagy egyáltalán nem látszanak.

A B[e] csillagok közül igen érdekes tulajdonságokat mutat a Kis Magellán Felhőben található R4 jelű objektum (α₂₀₀₀ = 00^h46^m56^s, δ₂₀₀₀ = -73°08'25").

Az R4-et, több más SMC-beli emissziós objektummal egyetemben először a hatvanas évek elején vizsgálták, s a csillagot Be típusúként klasszifikálták, megjegyezve, hogy a HI emisszió mellett gyenge FeII és [FeII] emisszió is megfigyelhető a spektrumban, s a csillag radiális sebessége 182 km/s. Később 1983-ban és 1984-ben végzett spektroszkópiai és fotometriai megfigyelések alapján F.-J. Zickgraf B[e] csillagként osztályozta az objektumot.

Az R4 emissziós spektruma a B[e] szuperóriásokra jellemző, és a korábban már vázolt tulajdonságokat mutatja. A csoport többi tagjától eltérően azonban az R4 spektrumában fotoszférikus, nevezetesen HeI, SiIII és SiIV abszorpciós vonalak, valamint éles CrII és TiII "shell" abszorpciós vonalak is megfigyelhetők. Ezen vonalak radiális sebességének vizsgálata azt mutatta, hogy 1984-ben szignifikáns különbség volt az abszorpciós és az emissziós vonalak radiális sebességei között. Ennek magyarázatára már akkor felmerült az a lehetőség, hogy az R4 egy kettős rendszer. A R4-ről rendelkezésre álló fotometriai és spektroszkópiai adatok részletes analízisével sikerült is ezt a feltételezést bizonyítani. Az R4 mind az LBV-k (fotometriai változás), mind a B[e] csillagok tulajdonságait mutatja, s eddig az egyetlen ilyen objektum, ezért fontos szerepe lehet annak eldöntésében, hogy az LBV-k és a B[e] csillagok között létezik-e genetikai kapcsolat.

Az R4 jelű B[e] csillag energiaeloszlása az ultraibolya tartománytól az infravörösig.
A modell-paraméterek hangolásával egy korai B és egy korai A típusú csillag modell-atmoszféráinak szuperpozíciójával el lehet érni, hogy az eredő energiaeloszlás az ultaribolya tartománytól az infravörös tartományig jól illeszkedjen a megfigyelési - spektroszkópiai és fotometriai - adatokra. Az ábrán a kettős komponenseinek paraméterei is fel vannak tüntetve.