Csillagászati alapismeretek 3. rész

Csillagászati alapismeretek 3. rész

Ideje visszatérni a könyvek magányába… (ez a cikk közvetlen folytatása a Csillagászati alapismeretek 2. részének)

A csillagok színe

Nem minden csillag színe fehér, ahogyan azt első pillantásra gondolnánk. Gondosabb vizsgálódással kideríthető, hogy a csillagok nagyon is különböző színűek lehetnek, a mély narancsvöröstől a sárgán át egészen a kékesfehérig: egy csillag színe felszíni hőmérsékletétől függ.

A leghűvösebbek a vörösek, a legforróbbak pedig a leginkább kékek. Azt is mondhatjuk tehát, hogy a csillagok színe árulkodik fizikai állapotukról. A csillagok közül a vörös óriások színe a legjellegzetesebb. Ilyen például a Betelgeuse az Orionban, az Aldebaran a Taurusban és az Antares a Scorpiusban. Ha látcsövet, vagy távcsövet használunk megfigyeléseinkhez, sokkal határozottabban azonosíthatjuk a csillagok színét, mintha puszta szemmel vizsgálódunk. Különösen látványosak az olyan kettőscsillagok, amelyeknek a tagjai eltérő színűek.

Mira-típusú változócsillag.

Változócsillagok

Vannak csillagok, amelyeknek fénye nem állandó, hanem órák, hetek vagy éppen évek alatt rendszeresen változik. Az éppen aktuális fényességüket a környezetükben található állandó fényű csillagokéhoz viszonyítva becsülhetjük meg. A fényváltozás oka a legközönségesebben az, hogy a csillag nem stabil, hanem periodikusan változtatja alakját, méretét: vagyis pulzál. Az ilyen – pulzációs – változók egyik legismertebb fajtája a cefeidáké, amelyek mintapéldányukról, a δ (delta) Cepheiről kapták nevűket. Ezek olyan sárga szuperóriás csillagok, amelyek egy-két napos, vagy néhány hetes periódussal szabályosan ismétlődő változásokat mutatnak. A csillagászok azért tartják különösen nagy becsben őket, mert szigorú kapcsolat van a cefeidák luminozitása és pulzációs periódusának hossza között: vagyis annál fényesebb egy ilyen csillag, minél hosszabb a periódusa. Erre alapozva a kutatók a fényváltozást nyomon követve megállapíthatják az objektum pontos luminozitását, ez utóbbit pedig összevetve az égitest megfigyelt látszólagos fényességével, kiszámíthatják annak tőlünk mért távolságát. A cefeidák éppen ezért igen fontos mérőeszköznek bizonyultak a Világmindenség föltérképezése során.

ABSZOLÚT FÉNYESSÉG: az égi objektumok elektromágneses sugárzási teljesítményének jellemzésére bevezetett fogalom. Általában csupán az elektromágneses színkép egy-egy szűkebb tartományában az illető objektum által időegységenként kisugárzott energiamennyiségre utal: e szerint megkülönböztetünk például abszolút vizuális, abszolút fotografikus (kék), abszolút ultraibolya (U vagy UV) stb. fényességet. A csillagászok meghatározása szerint számértéke megegyezik az illető objektum 10 parszek (32,6 fényév) távolságból mérhető látszólagos fényességével. Egysége az abszolút magnitúdó (M). A Nap abszolút fényessége kb. 5m. Megfigyeltek már 20 magnitúdójú halvány törpét és – 10M abszolút fényességű vakító óriáscsillagot. Az abszolút magnitúdó az objektum látszólagos fényessége és távolsága ismeretében számítható ki, de számos csillag esetében, például spektrális vagy látszólagos fényváltozási jellemzőik alapján is következtethetnek rá a kutatók.

 

LÁTSZÓLAGOS FÉNYESSÉG: a csillag, vagy más csillagászati objektum Földről megfigyelhető fényességének mértéke. Függ az objektum valódi energiakibocsátásától, távolságától és az objektumról érkező sugárzás útja mentén elhelyezkedő abszorbeáló anyag mennyiségétől. Minél halványabb egy csillag, vagy más kozmikus objektum, annál nagyobb pozitív szám jellemzi látszólagos fényességének nagyságrendjét. Mind az abszolút, mind a látszólagos fényességet megadó fényrendskála logaritmikus, vagyis bizonyos fényrendkülönbséghez a vizsgált fényforrások fényességarányai tartoznak. Ha például két csillag látszólagos fényességének különbsége 5 fényrend (5 magnitúdó, 5m), akkor a kisebb fényrendosztályba tartozó csillag százszor fényesebb a társánál. A derült időben szabad szemmel is megfigyelhető leghalványabb csillagok látszólagos vizuális fényessége például 6m, az égboltunkon látható legfényesebb csillagoké 0m, -1m körüli, a teliholdé zenitben -12m, a Napé – 27m. A mai modern csillagászati műszerekkel még tanulmányozható csillagoké kb. 24-26m.

Különleges fontosságuk dacára a cefeidák aránylag ritkák. A leggyakoribb típus a ma ismert változócsillagok között a vörös óriásoké és szuperóriásoké: úgy tűnik, hogy ezek a csillagok szinte kivétel nélkül változó méretűek, pulzálnak, így fényességük is ingadozik, bár korántsem olyan szabályosan, mint a cefeidáké.

A Hertzsprung–Russell diagram (H-R diagram, vagy a HRD) az asztrofizika területén az Einar Hertzsprung dán–holland és Henry Norris Russell amerikai csillagász által 1905 és 1913 között felállított csillagfejlődési diagram, amely a csillagok és a csillagcsoportok legszembetűnőbb tulajdonságait (például szín, luminozitás, abszolút magnitúdó, felszíni hőmérséklet, színképosztály) mutatja egy grafikonon.

A változó fényességű vörös óriások közül az egyik leghíresebb az ο (omikron) Ceti, vagy népszerűbb nevén a Mira. Vannak olyan vörös óriások is, például a Betelgeuse, amelyek fényváltozásában semmilyen periodicitást sem sikerült kimutatni. Az eddig említett változócsillagoktól teljesen különböznek a fedési vagy fogyatkozási kettősök. Ezeknek tagjai úgy keringenek közös tömegközéppontjuk körül, hogy a Földről nézve rendszeresen elvonulnak társuk előtt. A kettős összeolvadó fénye minden alkalommal lecsökkenni, gyengülni látszik, amikor a fedés, vagy takarás bekövetkezik. A fogyatkozási kettősök közül az Algol, vagy másik nevén β Persei a leghíresebb.

A változócsillagok közül a leglátványosabbak az eruptiv változók, amelyeknek fényessége hirtelen és nemritkán elképesztő mértékben megnövekszik. Ilyenek mindenekelőtt a nóvacsillagok és a szupernóvák.

Az előbbiekről azt tartjuk, hogy komponensei roppant közel keringenek egymáshoz, közülük pedig az egyik fehér törpe. A nagyobbik csillag légköréből származó gáz átáramlik a fehér törpére, ahol robbanásszerűen belobban: ezzel a gázfáklyával a kettős fényessége átmenetileg a nála megszokott nyugalmi érték több ezerszeresére növekedhet. A csillagok azonban nem pusztulnak el a nóvarobbanásokban: ezt onnan tudjuk, hogy néhány nóvát már több ízben is észleltek fellobbanás közben és azt sem zárhatjuk ki, hogy mindegyikük megismétli robbanásait, csak idő kell hozzá.

Fantáziarajz egy csillag halál előtti pillanatról.

Az átlagnóváknál még sokkal káprázatosabbak a szupernóvák, amelyek nem egyebek nagy tömegű csillagok halálát jelző kozmikus katasztrófáknál. A szupernóva-robbanás során a csillag – miközben normális fényességének milliárdszorosát is elérheti – anyagának egy részét az űrbe szórja. A fellobbanás helyén a csillag külső rétegeinek roncsai szerterepülnek a világűrbe olyanformán, mint a Taurus csillagképbeli Rák-köd, vagy a Cygnusban lévő Fátyol-köd esetében. Ahhoz, hogy egy csillagból szupernóva formálódhasson, a Nap tömegének többszörösével kell rendelkeznie. Tejútrendszerünkben 1604-ben figyelték meg az utolsó szupernóva-robbanást és már nagyon esedékes egy újabb.

Úgy látom, egyetlen könyvbe nem lapoztam még bele: magam elé veszem az elméletekkel teli kötetet, miközben álmosan nyúlok el a karosszékben. Egy pillanatra lehunyom a szemem és…

3299.01.07.

Információ a szerzőről

Dzsek

"Aki szörnyekkel küzd, vigyázzon, nehogy belőle is szörny váljék. S ha hosszasan tekintesz egy örvénybe, az örvény visszanéz rád." - Friedrich Nietzsche....

Nem vagy bejelentkezve :-(

Csak bejelentkezve tudsz hozzászólni a témához.

Jelentkezzen be, kapitány!