Az aszimptotikus óriáságon a héliumot égető héj energiaprodukciójának egyenetlen
sége — a sokkal több energiát szolgáltató stabil héj-hidrogénégés, valamint a csillag légkörének még viszonylag nagy tömege miatt - nem okoz igazán jelentős változásokat
a csillag felszíni paramétereiben. Ez azonban a légkör elvesztésével és a hidrogénégető héj kimerülésével megváltozik.
S.2. ábra. Egy 0.6 naptömegű csillag fejlődése a H R D -n az aszimptotikus óriáság után. A z A G B -t elhagyva a csillag felszíni hőmérséklete változatlan luminozitás
mellett növekszik, miközben energiáját héj-hidrogénégés szolgáltatja. A t időponttól sugárzása az A G B tetején levált anyagot gerjeszteni tudja, s ettől
kezdve azt már mint planetáris ködöt figyelhetjük meg. A hidrogénhéj kimerülésével a csillag luminozitása csökken. Eközben a héj-héliumégés esetleges
fellobbanása rendkívül gyors és nagymértékű változásokat idézhet elő' a csillag felszíni paramétereiben is. Néhány száz év alatt a már majdnem fehér törpe csillag ismét az aszimptotikus óriáság közelébe kerülhet, ahonnét eredeti fejlődési
útjához hasonlóan fejlődik tovább. A fejlődési utak menti számok az eltelt időt mutatják években, ezek a számértékek azonban a folyamatosan bekövetkező
tömegvesztéstől függően jelentősen módosulhatnak.
Egy planetáris köd központi csillagában bekövetkező héj-héliumfellobbanás a csillag felszíni hőmérsékletének és méretének időszakos, de rendkívül jelentős megváltozását
okozhatja. A modellszámítások szerint a csillag ekkor rendkívül rövid idő alatt (a szén
mag tömegétől függően 1 0-1 0 0 0 év alatt) visszakerülhet az aszimptotikus óriáság kö
zelébe (úgynevezett újraszületett AGB-csillag), majd közel az eredeti, a planetáris köd kibocsátását követő fejlődési út mentén jut vissza a fellobbanást megelőző állapotába ( 3.2. ábra).
Mindezen elméleti számítások helyességére fényes bizonyítékul szolgált az FG Sagit- tae. Sajnos, a csillag kifényesedését mutató, korai fotografikus megfigyelések nem alkal
masak a kezdeti egyidejű luminozitás- és hőmérsékletváltozás vizsgálatára. A z 1960-as évektől folyamatosan végzett fotometriai és spektroszkópiai megfigyelések ( 1. táblázat) azonban már nemcsak a héj-héliumfellobbanás bekövetkeztét igazolják, hanem lehető
séget nyújtanak a jelenség még ismeretlen, elméletileg kidolgozatlan részleteinek tanul
mányozására is.
3.3. ábra. A z F G Sagittae fénygörbéje 1968 és 1992 szeptembere között
1960 után a V tartományban mért fényesség átlagértéke a csillag közel azonos lumi- nozitása mellett változott. Közben ugyanis a légkör kitágult és lehűlt, és emiatt megvál
tozott a bolometrikus korrekció (a csillag spektrális energiaeloszlása). 1969-1971 között a csillag színképében a lassú neutronbefogással ( s-folyamat) keletkező elemek (Sr, Y , Zr, Ba, La, Ce, Pr, Nd, Sm) vonalai jelentek meg, a felszíni rétegekben való szokatlanul nagy feldúsulásukat mutatva. Relatív gyakoriságuk a korábbinak mintegy 25-szörösére nőtt, míg a szén és a vascsúcs elemeinek vonalai csupán a felszín hőmérséklet-csökkenésének megfelelően változtak. Keletkezésük még nem tisztázott. Történhetett a planetáris köd ledobását megelőző hosszabb periódus alatt, illetve közvetlenül felszínre keveredésüket
megelőzően a héj-héliumfellobbanás során is. Felszíni megjelenésüket a csillag kitágulá
sa, hűlése során kialakuló konvektiv tartományokban lezajló keveredés okozta.
1. táblázat. A z F G Sagittae paramétereinek változása 1955 és 1992 között évek végétől a csillag spektrumában tömegesen megjelenő fémvonalak torzító hatása miatt, a spektráltípus és az effektív hőmérséklet meghatározása nagyon bizonytalan, erősen függ attól, hogy milyen módszerrel, milyen hullámhossztartományban végzett megfigyeléseken alapul. A sugármeghatározás fotometriai úton történt, a távolságra S500 pc-et elfogadva.
Amennyiben a távolság 4000 pc, a sugár értékek 1.6-szorosukra nőnek.
Az 1950-es évek végétől az FG Sagit-
zikai paramétereinek változását követve a kezdeti 1 0 -2 0 napos értékről 1989-90-ig 160 napra nőtt. A fényváltozás periódusá
nak változásában egy 4 -6 éves moduláció is megfigyelhető (3.1). ábra). Ennek ismeret
len az oka, de hasonló jelenséget más szu
peróriás csillagok pulzációja is mutat.
1989- 90-ben, a modulációs ciklus maxi
muma idején a pulzáció periódusa rendkí
vül megnövekedett, míg a csillag egyéb pa
raméterei nem mutattak jelentős változást.
1991-ben a korábbi évek nagy amplitúdó
jú, szokatlanul hosszú periódusú pulzáci- óját kis amplitúdójú 6 0 -7 0 napos fényes a csillagászokat, amikor augusztusban az FG Sagittae rohamosan halványodni kez
dett, és október elejére V fényessége már több, mint 4m-t csökkent (3.6. ábra).
Az tűnt a legkézenfekvőbb magyarázat
nak, hogy a csillag hirtelen visszatért a fe
hér törpe állapotba, s ezt színének erőteljes kckülése is igazolni látszott (az U B szín- index l "'5 -t csökkent). Problémát jelentett v'szont, hogy semmilyen elméleti modell Zei'int sem tudja a csillagban ez a folyamat
% e n rövid idő (5 0 -6 0 nap!) alatt végbe- nienní. A számítások alapján a csillagnak c'zt a fejlődést több ezer év alatt kellett
^olna végigjárnia, közel hasonló állapoto-
” n áthaladva, mint amilyeneket az elmúlt
100 év alatt mutatott. A roppant méretű
Megmagyarázhatatlannak tűnt az a mé
rési eredmény is, hogy az IU E (Internatio
nal Ultraviolet Explorer) mesterséges hold
dal 1992 szeptemberétől végzett mérések szerint a csillag az ultraibolya tartomá
nyokban szintén halványodik, ami a teljes
münk előtt. Csillagok hirtelen elhalványo- dását leggyakrabban fedési jelenség okozza, de az FG Sagittae eddigi ismereteink alap
ján nem (fizikai) kettőscsillag. Egy szuper
óriás csillag ilyen jelentős fényességcsökke
néssel járó elfedéséhez egy szintén nagymé
retű objektumra lenne szükség, aminek léte eddig sem kerülhette volna el a csillagászok figyelmét. Az 1992 szeptemberében készí
tett infravörös fotometriai mérések a két évvel korábban végzett hasonló mérésekkel ellentétben 1 00 0 -1 50 0 K hőmérsékleti su
gárzással magyarázható infravörös sugár
zástöbbletet találtak, ami arra utal, hogy a csillag körül jelentős mennyiségű por jelent meg. Az FG Sagittae-ről 1992 nyarán ké
szített színképeken a korábbiakhoz képest az egyetlen, de rendkívül fontos változás a szemcsékké kondenzálódik, és ez jelentős fényelnyelést okoz.)
C