Három nevezetes változó | MCSE

Három nevezetes változó

A következőben mégis három
olyan változócsillagról teszünk említést, amelyek talán nem annyira látványosak,
de
az égboltnézegető műkedvelőknek legalább is "illendő" megismerkedni
ezekkel az objektumokkal is. Annál is inkább, mivel a csillagászat fejlődésében
fontos állomást jelentett a beható vizsgálatuk, és a velük rokon égitesteknek
névadó alap típusát képviselik.

Algol – "A démon csillaga"
November végén, december elején északkeleten már magasra emelkedik a Perseus
jellegzetes csillagképe. Kis kézi látcsővel érdemes megkeresni a legfényesebb
csillagát, az alfa Perseit, mivel a fényes csillagot körülvevő sziporkázó csillag
felhő szép látványt nyújt. Antik neve az arab Al Janb, vagyis Az ember könyöke
elnevezésből torzult kiejtése nyomán Algenib. Fényessége 1,8 magnitúdó.
Nevezetesebb azonban a Perseus bétája (ß Persei), amelyet manapság Algol néven
emlegetnek. Arabul helyesen Ra’s al Ghul, vagyis a Démon csillaga, vagy Ördög
csillaga. Az el Ghul azonban irodalmi nyelven Bajkeverő-t is jelent. Neve tehát
mindenképpen arra utal, hogy ennek a csillagnak valamilyen rossz, ördöngős tulajdonsága
van. Ebből az elnevezésből néhány tudománytörténész arra következtetett, hogy
már az ókoriak, vagy legalább is a középkori mohamedán csillagászok előtt ismert
volt a csillag fényességének változékonysága. Az időről időre elhalványodó csillagot
ördögi, démoni sajátságokkal ruházták fel, és ezért nevezték a démon csillagának.
(Ez a magyarázat számos cikkben, kézikönyvben olvasható.)
R. H. Allen azonban rámutatott arra, hogy az ókori adatok és az arab feljegyzések
közt sehol sem található utalás a Perseus csillagának fényváltozására. Pedig
Hipparkhosz, majd az ő nyomán Ptolemáiosz gondosan megfigyelte a csillagok fényességét
és színét; a mohamedán világban is – asztrológiai megfontolásból — figyelmet
fordítottak a csillagok fényére. A félelmes elnevezés onnan ered, hogy a csillagképben
az Algol jelképezi a rettenetes Medúsza-főt (vagy Gorgó-főt), amelyet Perseus
a bal kezében tart. A Medúsza arca olyan szörnyű volt, hogy aki rá tekintett,
az iszonyattól kővé dermedt. Perseusnak azonban sikerült levágnia Medúsza –
vagy Gorgó – fejét. Ezt a rettenetes fejet jelképezi a Perseus csillagkép második
legfényesebb csillaga. A megegyezés a csillag-név és a fényesség ingadozása
közt nem mutatható ki az antik feljegyzésekből.
Az Algol fényváltozását csak 1669-ben fedezte fel Geminiano Montanari (1633-1687)
bolognai matematika professzor, de csak azt állapította meg, hogy az Algol időnként
jelentősen elhalványul. Honfitársa, Jacopo Filippo Maraldi (1665-1729) – aki
a párizsi Királyi Obszervatórium észlelőjeként vált híressé -, majd a szászországi
földműves-amatőrcsillagász, Johann Georg Palitzsch (1723-1788) már észrevette,
hogy az Algol fénycsökkenése periodikusan ismétlődik. Az Algol fényváltozásának
rejtélyét végül is a hollandiai születésű angol John Goodricke (1764-1786) oldotta
meg 1783-ban.
Goodricke születésétől süketnéma volt, hatalmas akaraterővel tanult meg írni-olvasni,
majd elsajátította a matematika és a csillagászat ismereteit. Tizenhat esztendős
korában kezdett csillagászattal foglalkozni. Korának csillagászaitól eltérőn
– akik elsősorban az égitestek pontos helymeghatározására törekedtek, főleg
az égimechanikai számítások céljaira – gondosan észlelte a csillagok egyéb megfigyelhető
sajátosságait. 1684-ben felfedezte a béta (ß) Lyrae és a delta Cephei fényváltozását.
Az Algol fényesség ingadozásának okáról 1683-ban a híres londoni Királyi Társaság
(Royal Society, az Angol Tudományos Akadémia) számára küldött levelében azt
írta, hogy az ingadozást vagy a csillag felszínét borító sötét foltok okozzák,
vagy pedig két csillag kering egymás körül, amelyek szabályos időközökben elfedik
egymást a Földről nézve. Ő maga ezt az utóbbi lehetőséget tartotta valószínűnek.

Az Algol fényváltozása igen jellegzetes. Fényessége mintegy
58 órán át nagyjából állandó, vizuálisan 2,2 magnitúdó, azután hirtelen csökkenni
kezd, és 5 óra alatt több mint egy fényrendet zuhan (3,4 mg-ig). Az éles minimum
után azonban ugyan ilyen gyorsan újból fényesedik és a maximumot elérve kb.
két és fél napig nagyjából állandó. A fényváltozás periódusa legkönnyebben a
két éles minimum közti időtartammal határozható meg, az Algolnál a periódus
2 nap 20 óra 49 perc. A pontosabb fénymérésekből az is kitűnt, hogy a maximális
fényesség idején, a két minimum közti időszakban is bekövetkezik egy gyenge,
alig 0,1 mg-jú fénycsökkenés.
Goodricke elképzelése szerint, amikor mind a két csillag együttes fényét érzékelhetjük,
az Algol maximumban van. A keringés során azonban a halványabb csillag elfedi
a fényesebbet, és ekkor áll be a gyors, éles minimum. (Amikor viszont a fényes
csillag takarja a halványabbikat, a kis mértékű mellékminimum lép fel.) Feltevése
alapján Daniel Huber fiatal bázeli matematikus (1768-1828) a csillagpár keringési
adatait is kiszámolta. Csillagászati érdemeiért John Goodricket a Királyi Társaság
20 esztendős korában tagjai közé választotta. Goodricke feltevését az Algol
rendszeréről két évszázaddal utóbb igazolta közvetlenül is színkép-mérésekkel
a potsdami Hermann K. Vogel (1842-1907).
Amikor azután a 19. sz. közepén, a részletesebb égbolt átvizsgálások során egyre
több változó fényű csillagot fedeztek fel, kitűnt, hogy az Algol egy igen nagy
létszámú csillag típus egyik jellegzetes képviselője. A fedési kettősök családjának
egyik nagy csoportját alkotják az Algol-típusú változók. A csillagpár tagjai
– a Földről szemlélve – olyan közel vannak egymáshoz, hogy távcsővel már nem
választhatók külön, de még nincsenek annyira szoros közelségben, hogy a kölcsönös
tömegvonzás számottevően eltorzítsa alakjukat és anyagáramlás lépjen fel köztük.
(Ez az utóbbi sajátság az ugyan csak Goodricke által felfedezett ß Lyrae és
rokon típusra jellemző.) Az Algol-változók vizsgálata nagy segítséget jelent
a csillagok (egymáshoz viszonyított) tömegének és méreteinek meghatározásában.
Az Algol – ß Persei fontosabb adatai a következők (koordináták 2000,0-re):

RA= 03:08:10,93,
D = +40:57:20,3, RV = +6 km/sec. ľ< 0,01ˇ/év. Táv. = 93 fényév.
Rövidítések: RA =rektaszcenzió, D =deklináció, RV =látóirányú sebesség, ľ =sajátmozgás)

Az Algol fényessége maximumban 2,2, minimumban
3,4 magnitúdó, a rendszer keringési periódusa 2,86739 nap = 2 nap 20 óra
48 perc 56 másodperc.
Az éles, mély minimumok látszólag óramű pontossággal követik egymást. A változócsillagászat "atyja",
Friedrich Wilhelm Argelander, bonni csillagász (1799-1875) azonban már 1840
körül kimutatta, hogy az Algol-rendszer keringési ideje folyamatosan
kis mértékben csökken. Ekkor a folyamat megfordult, és egy évszázadig folyamatosan
nőtt a periódus hossza. A periódusváltozást Seth C. Chandler (1846-1913) azzal
magyarázta, hogy az Algol valójában hármas rendszer, és a harmadik tag befolyásolja
a fedési kettős keringését. Az Algol-C távolsága kilencszerese az A és B csillagok
egymástól mért távolságának, keringési ideje 1,861 év. 1951-ben sikerült a
harmadik
csillagot is spektroszkópikusan megvizsgálni. A főrendszer kisebb periódus
ingadozásaiból néhány kutató még egy negyedik kísérő létezését is gyanította,
188 éves keringési
idővel. Az Algol-D azonban nem volt fellelhető. Az Algol-rendszer adatai:

Algol-A Színképtípus = B8 V   L
= 75xO  R = 3,0xO  M = 3,7xO
Algol-B                       G8
IV         2,5          3,4
           0,8
Algol-C                        A
m          4             ?
              1,8
(L = fényerő, luminozitás: nap=1. R = a rádiusz nap-rádiuszban. M = a tömeg,
nap=1, nap jele=O)

Az Algol-A/B rendszer majdnem körpályán kering a közös tömegközéppont
körül, a komponensek távolsága kb. 11 millió km. Az Algol-A a Herzsprung-Russel
diagram fősorozatához tartozó forró kék csillag, a B óriás alatti sárga, a Napnál
alacsonyabb hőfokú. A pálya 8°-os szöget zár be a látóiránnyal, ezért fedéskor
(minimumban) a B csillag csak a főkomponens 78 %-át fedi el.
Az 1970-es években C. M. Wade és R. M. Hjellming a Green Bank (USA, Virginia)
rádió-obszervatóriumban gyors lefolyású, kitörésszerű rádiósugárzást észlelt
az Algol felől. Feltevésük szerint valóban "robbanáshoz hasonló csillagrengés",
szerkezeti átrendeződés okozza a rádiókitöréseket.

Mérföldkövek a kozmoszban: a delta Cephei
John Goodricke akit a sors talán éles szemmel és korát megelőző szemlélettel
kárpótolt, 1684-ben két új változócsillagot is felfedezett: a Lant bétáját –
amely utóbb a fedési változók másik alaptípusának névadója lett -, és egy ugyan
csak típust képviselő csillagot, a Cepheus deltáját. A delta Cephei egyébként
eléggé jelentéktelen csillag, fénye 5,366 napos időszakban, folyamatosan változik
3,6 és 4,3 fényrend között. (Maga a Cepheus sem tartozik a feltűnő csillagképek
közé, a legtöbb műkedvelő csak hozzávetőleg ismeri torz ötszög alakját.) Itt
is feltűnik azonban, hogy a fényváltozás szinte óramű pontossággal ismétlődik.
A fényváltozást szemléltető görbe eléggé jellegzetes. A minimális fényességet
követően a csillag fényessége aránylag gyorsan és egyenletesen nő, és kb. 1,5
nap alatt eléri a maximumot. A csökkenés már lassúbb, és kb. 20 órával a maximum
után kissé lelassul, a fénygörbében egy kis hullám mutatkozik.


A delta Cephei fénygörbéje

Az égbolt átvizsgálásának során azután
kitűnt, hogy számos csillag fényváltozásának menete hasonlít a delta Cepheihez.
A változás periódusa kb. 2-50 nap közt változik csillagonként, az ingadozás
mértéke (amplitúdója) 0,5 és 1 fényrend közt mozog. Mivel utóbb számos csillagot
találtak, amelyek fényváltozásának jellege lényegében a delta Cepheivel egyező,
maga a névadó csillag az un. klasszikus Cepheidák főképviselője lett. Néhány
fontosabb adata (koordináták 2000,0-re)

RA= 22:29:10,27.
D= +58:24:54,7. RV= +17 km/sec, ľ< 0.01"/év.
Távolsága = 982 fé ø= 0,00036".
ø = a csillag látszó szögátmérője ívmásodpercekben, közvetlen mérésből.

 

A deklináció értékéből látható, hogy a
delta Cephei cirkumpoláris csillag, egész évben a látóhatár fölött tartózkodik
Ezért már a 19. sz. közepe óta hosszú folyamatos megfigyelési sorozat áll rendelkezésre
a fényváltozásáról. Argelander kimutatta, hogy a delta Cep periódusa kis mértékben
folyamatosan változik.
Az Algol-rendszerek magyarázatának szép eredménye olyan mértékben befolyásolta
a csillagászok szemléletét, hogy egy évszázadon át a delta Cep tipusú csillagokat
is fedési kettősöknek vélték, amelyeknél a fényváltozás menetét a csillagpárok
alakja és pályája befolyásolja. A pályaszámítási kísérletek azonban néha abszurd
eredményre vezettek. Egyik-másik kutató ezért arra gondolt, hogy a delta Cephei
mégsem kettős rendszer, fényváltozását a csillag fizikai sajátosságai okozzák.
Ennek eldöntésére a színképelemzés kínált lehetőséget. Arisztarh Apollónovics
Belopolszkij (1854-1934) pulkovói csillagász 1894-ben valóban azt tapasztalta,
hogy a delta Cephei látóirányú sebessége a fényváltozásnak megfelelő periódussal
hullámzik: egy ideig mint ha közeledne felénk, majd pedig nagy sebességgel távolodik.
Ez a jelenség megmagyarázható, ha feltételezzük, hogy a csillag gáztömege lüktet:
kitágul majd összehúzódik. Amikor felfúvódik, a felszín látszólag közeledik
az észlelő felé, amikor összehúzódik, akkor távolodást észlelünk. Ám Belopolszkij
nézetét sokan nem fogadták el, mert a csillag fényességének és sebesség változásainak
menete nem volt párhuzamos. A lüktetés modellje mellett szólt azonban a fiatal
német Karl Schwarzschild (1873-1916) megfigyelése, amely szerint a fényváltozás
során a csillag felszíni hőmérséklete is változik.
Húsz évvel később azonban Friedrich Wilhelm Ludenddorff (1873-1941) a potsdami
obszervatóriumban igazolta, és elméletileg is alátámasztotta a lüktető (pulzáló)
csillag modelljét. A pulzáló változócsillagok általános elméletét 1918-ban Arthur
Stenley Eddington (1882-1944) dolgozta ki. A mai feltevések szerint a pulzáció
során a csillagnak csupán a légköre – gáztömegének mintegy 5 %-a – tágul szét
és húzódik össze. Felszíni hőmérséklete 1500 fokos hullámzást mutat. A delta
Cephei fontosabb fizikai jellemzői:

Max.=3,5 mg, min.=4,4 mg.
Sp.= F5 Ib—G1 Ib. L= 3300x ¤ R= 45x ¤ M= 7x ¤
Max., min.: legnagyobb és legkisebb látszó fényesség
Sp.: színképtípus (max. és min. idején). ¤ = A Napot egységnek véve.

 

Antonie Labeyrie és munkatársai a francia
Tengeri Alpokban speciális távcső rendszerrel – un. nagy alapvonalú optikai
interferométerrel – 1994-ben közvetlenül megmérte a delta Cep látszó szögátmérőjét.
Közepes átmérőjére 0,0016 ívmásodpercet kaptak. Ez az érték 51-szeres Nap-átmérőt
jelent, jó egyezésben a sugárzásból számított mérettel. A csillag átmérője a
mérések szerint a pulzáció során 11-13 % változást mutat.


A delta Cephei fényváltozásának egyes szakaszaihoz
tartozó pulzációs fázis.

A cepheida változócsillagok jelentősége
akkor értékelődött fel, amikor Henrietta S. Leavitt (1868-1921) az USA Harvard
Egyetemének munkatársa kimutatta az un. periódus-fényesség kapcsolatot. Miss
Leavitt a déli égen ragyogó Kis Magellán-felhőről készült felvételeken több
mint 2400 Cepheida változót talált. Ezeknek fényességét és periódusát összevetve
kimutatta, hogy mennél hosszabb a változó periódusa, annál nagyobb a csillag
(abszolút) fényessége (1908-1912). A periódus-fényesség relációt 1917-ben Harlow
Shapley (1885-1972) a Mt. Wilson Obszervatórium kutatója dolgozta fel és alkalmazta
a távolságmérésre.
A periódus-fényesség összefüggés szerint mennél hosszabb a periódus, annál nagyobb
az abszolút fényessége. A periódus hosszából tehát következtethetünk a csillag
abszolút fényességére, ill. fényerősségére. Ezúton már meghatározható a Cepheidák
egymáshoz viszonyított relativ távolsága. Ha sikerül kalibrálni néhány Cepheidát,
vagyis más módon mért távolsága alapján meghatározhatjuk, hogy egy adott periódushoz
milyen számszerű abszolút fényesség érték tartozik, akkor a csillagok segítségével
tényleges távolság értékeket is számolhatunk. A klasszikus Cepheidák (delta
Cep és társai) esetében pl. a 6 napos periódus -3,0 magnitúdó abszolút fényességnek
felel meg, 18 napos -4,0, az 50 napos -5,0 absz. Mg-t jelent. Megmérve a Cepheida
látszólagos fényességét, az abszolút és látszó fényesség arányából kiszámítható
a távolság. Ilyen módon a delta Cep csillagok valósággal kozmikus mérföldkövekként
tekinthetők. (Mivel a fényesség változik, a maximum és minimum közti középértéket
szokás a számításoknál alkalmazni.)
A Cepheidákkal végzett távolság mérésbe azonban időnként ellentmondásos értékek
is kerültek. Csak 1951-ben oldotta meg a rejtélyt Walter Baade (1893-1960) amikor
megállapította, hogy a Cepheidáknak két nagy családja van, ezek egyike a Tejútrendszer
csillagainak un. I. populációjában,a Galaxis síkjában foglal helyet. A másik
csoportot a II. populáció Cepheidái alkotják, ezek abszolút fényessége azonban
1,5 magnitúdóval kisebb az előzőnél (W Virginis csillagok). A II. populáció
csillagaival mért távolságokat ezért módosítani kellett, és ekkor az ellentmondások
eltűntek.
A delta Cephei egyébként szép fizikai csillag-pár. Kísérője 6,3 fényrendű,
a két csillag látszó távolsága 41", kis távcsővel is jól észlelhető. Tényleges
távolságuk kb. 13 000 csillagászati egység – tizenháromezerszeres Nap-Föld
távolság!
– így a kísérő keringése nem figyelhető meg.

Mira – A Cet csodája
Késő ősszel az esti órákban már megpillanthatjuk a délkeleti égen a Cet (Cetus)
csillagképet, benne az elsőként feledzett periodikus változót, az omikron (o)
Cetit. Az o Ceti, vagy Mira Ceti a változók egy jelentős csoportjának névadója,
és máig is – hasonló sajátságú társaival együtt – az amatőrök kedvelt megfigyelési
tárgya.
Felfedezője is műkedvelő volt: David Fabricius (1564-1615) friz-földi prédikátor
1596. augusztus 3-án a Merkúr megfigyelése során vette észre, hogy a Cet csillagkép
nyakában egy addig nem látott, 2-3 fényrend közti csillag ragyog. Augusztus
21-ig a csillag fénye 2 magnitúdóra nőtt, októberre viszont eltűnt. Fabritius
ekkor még novának vélte a csillagot. Annál meglepőbb volt, hogy egy másik amatőr,
az augsburgi Johannes Bayer (1572–1625) jogász 1603-ban kiadott csillagtérképén
4 mg-jú csillagként omikronnal (o) jelölte.

{mosimage}
A Mira Ceti fénygörbéje 1990-túl 1995-ig. Feltűnő a
maximumok változó magassága.

Maga Fabritius csak 1609-ben látta újból
a csillagot, bár 1605-ben egy kis füzetet adott ki a felfedezéséről. A Cet
változócsillagára voltaképpen egy franekeri filozófia tanár, Johan Foccens
Holwarda (1618-16519)
hívta fel a csillagászok és csillagászat kedvelők figyelmét. A 17. sz. közepétől
egyre több megfigyelő – főleg műkedvelőket – foglalkoztatott az o Ceti fényessége.
Johannes Hevelius (Hewelcke, 1611-1687) danzigi sörgyártó már 14 évre terjedő
adat sorozatot állított össze. Tőle ered az o Ceti neve is: "Mira" vagyis
a Csodálatos. Ezt a jelentős adat sort egészítette ki a francia Ismael Bouilleau
(1605-1694) aki 1667-ben megjelent értekezésében már megállapította,
hogy a Mira Ceti fénye kb. 333 napos periódussal változik, továbbá azt is észrevette,
hogy a maximális fényesség mértéke ingadozik. A hosszabb megfigyelési sorozatok
alapján kitűnt, hogy a Mira Ceti legnagyobb fényessége néha eléri a 2 mg-t
(egy
alkalommal még ennél is ragyogóbb volt), máskor alig emelkedik 5 fényrend fölé.
A legkisebb fényesség idején 8-9 fényrend körüli értékre csökken.
Ugyan csak változékony a periódus hossza (maximumtól maximumig). Átlagosan 330
napra tehető, de előfordult már 310 és 350 napos időkéz két max. között. A fénygörbe
felszálló szakasza meredekebb, kb. 120 nap, a leszálló szakasz nem egyenletes,
néha kisebb hullámzást mutat, időtartama átlagosan 220 nap.

A Mira fontosabb
adatai (koordináták 2000.0-re):
RA = 02:19:20,79. D = -02:58:39,5, RV =+61 km/sec, ľ = 0,23".
Távolsága = 419 fé. ø=0,056"

 

A Mira Ceti fényváltozásának okát már kezdetben
a csillag fizikai tulajdonságaiban keresték. Többnyire az aránylag lassan forgó
csillag gömb felületét borító sötétebb és világosabb területek, a "csillag
foltok" változásában keresték a fényingadozás okát. A későbbi vizsgatok
azonban egyre inkább azt mutatták, hogy a Mira (o) Ceti pulzáló vörös óriása
csillag. Maga a csillag a legnagyobb átmérőjű vörös óriások közé tartozik.
Átmérője
a Napének 350-750-szorosa közt ingadozik, hőmérséklete 1900 és 2500 fok közt
változik. Fizikai sajátságai:

Sp. = Max. M6e,
min M9. L = 500x ¤, R = 750x ¤, M = kb. 2x ¤

A Mira Ceti színképéből Arthur H. Joy 1918-ban
arra a következtetésre jutott, hogy a vörös óriás körül egy forró fehér kísérő
kering. A kb. 10–12 fényrendű kék színű kísérőt Robert G. Aitken találta meg
1923-ban a 102 cm-es Lick-refraktorral. Látszó szögtávolságuk 0,9"-ról
lassan 0,7"-re csökkent, tényleges távolságuk kb. 140 Csill. Egység, azaz
21 milliárd km. A keringés ideje kb., 260 év.
A Mira kettős rendszer, össztömege kb. négyszerese a Napénak, a kísérő a főcsillagnál
kétszer nagyobb tömegű. A B típusú, a Napnál több mint háromezerszer forróbb
kísérő fényessége 10 ás 12 mg. közt szabálytalanul ingadozik. A B típusú forró
csillag csekély fényességét azzal magyarázták, hogy a felszíne kis méretű.
Az
o Ceti B valószínűleg kék szubtörpe (fősorozatbeli törpe alatti, mintegy átmenetet
alkotnak a Herzsprung-Russel diagram fősorozata és a fehér törpék között. Színképére
jellemző az igen erősen kiszélesedő fényes hidrogén vonalak, amelyeknek közepén
sötét. A színkép jellege az un. P Cygni típushoz hasonlít. Ezeket a csillagokat
kitáguló gázhéj burkolja. A Mira-B azonban nem szétszóródó, hanem "gyűjtő" csillag.
Valószínűnek látszott, hogy az árapály hatás következtében a vörös óriásból
anyagáramlás indul ki, amely – legalább részben – a kék szubtörpe körül
alkot felhőt, ill. annak a légkörébe zúdul. Innen eredhet a kék törpe fényváltozása
is.
A feltevéseket a Hubble Űrteleszkóp (HST) nagy felbontású képei megerősítették.
Kitűnt, hogy a Mira Ceti-A – a vörös óriás – eltorzult alakú, a B-csillag felé
egy nyúlvány hatol, amely a gázáramlás nyoma lehet. Az űrből készített képekről
az is leolvasható, hogy a Mira-A felszínén világosabb és sötétebb területek
mutatkoznak. Ezért nem zárhatjuk ki, hogy a Mira vörös óriás csillagának jól
követhető fényváltozását a lüktetés mellett a csillag-foltok is befolyásolják.
Az együttes hatások következtében válik a fényváltozás menete maga is változékonnyá.
A legújabb észlelő eszközök mindenesetre tovább bonyolítják a Mira Ceti történetét.

(A közölt adatok a Der Sternbote,
1998/8. és 2001/10. sz-ban közöltek cikkeken alapulnak.)

Három nevezetes változó

A következőben mégis három
olyan változócsillagról teszünk említést, amelyek talán nem annyira látványosak,
de
az égboltnézegető műkedvelőknek legalább is "illendő" megismerkedni
ezekkel az objektumokkal is. Annál is inkább, mivel a csillagászat fejlődésében
fontos állomást jelentett a beható vizsgálatuk, és a velük rokon égitesteknek
névadó alap típusát képviselik.

Algol – "A démon csillaga"
November végén, december elején északkeleten már magasra emelkedik a Perseus
jellegzetes csillagképe. Kis kézi látcsővel érdemes megkeresni a legfényesebb
csillagát, az alfa Perseit, mivel a fényes csillagot körülvevő sziporkázó csillag
felhő szép látványt nyújt. Antik neve az arab Al Janb, vagyis Az ember könyöke
elnevezésből torzult kiejtése nyomán Algenib. Fényessége 1,8 magnitúdó.
Nevezetesebb azonban a Perseus bétája (ß Persei), amelyet manapság Algol néven
emlegetnek. Arabul helyesen Ra’s al Ghul, vagyis a Démon csillaga, vagy Ördög
csillaga. Az el Ghul azonban irodalmi nyelven Bajkeverő-t is jelent. Neve tehát
mindenképpen arra utal, hogy ennek a csillagnak valamilyen rossz, ördöngős tulajdonsága
van. Ebből az elnevezésből néhány tudománytörténész arra következtetett, hogy
már az ókoriak, vagy legalább is a középkori mohamedán csillagászok előtt ismert
volt a csillag fényességének változékonysága. Az időről időre elhalványodó csillagot
ördögi, démoni sajátságokkal ruházták fel, és ezért nevezték a démon csillagának.
(Ez a magyarázat számos cikkben, kézikönyvben olvasható.)
R. H. Allen azonban rámutatott arra, hogy az ókori adatok és az arab feljegyzések
közt sehol sem található utalás a Perseus csillagának fényváltozására. Pedig
Hipparkhosz, majd az ő nyomán Ptolemáiosz gondosan megfigyelte a csillagok fényességét
és színét; a mohamedán világban is – asztrológiai megfontolásból — figyelmet
fordítottak a csillagok fényére. A félelmes elnevezés onnan ered, hogy a csillagképben
az Algol jelképezi a rettenetes Medúsza-főt (vagy Gorgó-főt), amelyet Perseus
a bal kezében tart. A Medúsza arca olyan szörnyű volt, hogy aki rá tekintett,
az iszonyattól kővé dermedt. Perseusnak azonban sikerült levágnia Medúsza –
vagy Gorgó – fejét. Ezt a rettenetes fejet jelképezi a Perseus csillagkép második
legfényesebb csillaga. A megegyezés a csillag-név és a fényesség ingadozása
közt nem mutatható ki az antik feljegyzésekből.
Az Algol fényváltozását csak 1669-ben fedezte fel Geminiano Montanari (1633-1687)
bolognai matematika professzor, de csak azt állapította meg, hogy az Algol időnként
jelentősen elhalványul. Honfitársa, Jacopo Filippo Maraldi (1665-1729) – aki
a párizsi Királyi Obszervatórium észlelőjeként vált híressé -, majd a szászországi
földműves-amatőrcsillagász, Johann Georg Palitzsch (1723-1788) már észrevette,
hogy az Algol fénycsökkenése periodikusan ismétlődik. Az Algol fényváltozásának
rejtélyét végül is a hollandiai születésű angol John Goodricke (1764-1786) oldotta
meg 1783-ban.
Goodricke születésétől süketnéma volt, hatalmas akaraterővel tanult meg írni-olvasni,
majd elsajátította a matematika és a csillagászat ismereteit. Tizenhat esztendős
korában kezdett csillagászattal foglalkozni. Korának csillagászaitól eltérőn
– akik elsősorban az égitestek pontos helymeghatározására törekedtek, főleg
az égimechanikai számítások céljaira – gondosan észlelte a csillagok egyéb megfigyelhető
sajátosságait. 1684-ben felfedezte a béta (ß) Lyrae és a delta Cephei fényváltozását.
Az Algol fényesség ingadozásának okáról 1683-ban a híres londoni Királyi Társaság
(Royal Society, az Angol Tudományos Akadémia) számára küldött levelében azt
írta, hogy az ingadozást vagy a csillag felszínét borító sötét foltok okozzák,
vagy pedig két csillag kering egymás körül, amelyek szabályos időközökben elfedik
egymást a Földről nézve. Ő maga ezt az utóbbi lehetőséget tartotta valószínűnek.

Az Algol fényváltozása igen jellegzetes. Fényessége mintegy
58 órán át nagyjából állandó, vizuálisan 2,2 magnitúdó, azután hirtelen csökkenni
kezd, és 5 óra alatt több mint egy fényrendet zuhan (3,4 mg-ig). Az éles minimum
után azonban ugyan ilyen gyorsan újból fényesedik és a maximumot elérve kb.
két és fél napig nagyjából állandó. A fényváltozás periódusa legkönnyebben a
két éles minimum közti időtartammal határozható meg, az Algolnál a periódus
2 nap 20 óra 49 perc. A pontosabb fénymérésekből az is kitűnt, hogy a maximális
fényesség idején, a két minimum közti időszakban is bekövetkezik egy gyenge,
alig 0,1 mg-jú fénycsökkenés.
Goodricke elképzelése szerint, amikor mind a két csillag együttes fényét érzékelhetjük,
az Algol maximumban van. A keringés során azonban a halványabb csillag elfedi
a fényesebbet, és ekkor áll be a gyors, éles minimum. (Amikor viszont a fényes
csillag takarja a halványabbikat, a kis mértékű mellékminimum lép fel.) Feltevése
alapján Daniel Huber fiatal bázeli matematikus (1768-1828) a csillagpár keringési
adatait is kiszámolta. Csillagászati érdemeiért John Goodricket a Királyi Társaság
20 esztendős korában tagjai közé választotta. Goodricke feltevését az Algol
rendszeréről két évszázaddal utóbb igazolta közvetlenül is színkép-mérésekkel
a potsdami Hermann K. Vogel (1842-1907).
Amikor azután a 19. sz. közepén, a részletesebb égbolt átvizsgálások során egyre
több változó fényű csillagot fedeztek fel, kitűnt, hogy az Algol egy igen nagy
létszámú csillag típus egyik jellegzetes képviselője. A fedési kettősök családjának
egyik nagy csoportját alkotják az Algol-típusú változók. A csillagpár tagjai
– a Földről szemlélve – olyan közel vannak egymáshoz, hogy távcsővel már nem
választhatók külön, de még nincsenek annyira szoros közelségben, hogy a kölcsönös
tömegvonzás számottevően eltorzítsa alakjukat és anyagáramlás lépjen fel köztük.
(Ez az utóbbi sajátság az ugyan csak Goodricke által felfedezett ß Lyrae és
rokon típusra jellemző.) Az Algol-változók vizsgálata nagy segítséget jelent
a csillagok (egymáshoz viszonyított) tömegének és méreteinek meghatározásában.
Az Algol – ß Persei fontosabb adatai a következők (koordináták 2000,0-re):

RA= 03:08:10,93,
D = +40:57:20,3, RV = +6 km/sec. ľ< 0,01ˇ/év. Táv. = 93 fényév.
Rövidítések: RA =rektaszcenzió, D =deklináció, RV =látóirányú sebesség, ľ =sajátmozgás)

Az Algol fényessége maximumban 2,2, minimumban
3,4 magnitúdó, a rendszer keringési periódusa 2,86739 nap = 2 nap 20 óra
48 perc 56 másodperc.
Az éles, mély minimumok látszólag óramű pontossággal követik egymást. A változócsillagászat "atyja",
Friedrich Wilhelm Argelander, bonni csillagász (1799-1875) azonban már 1840
körül kimutatta, hogy az Algol-rendszer keringési ideje folyamatosan
kis mértékben csökken. Ekkor a folyamat megfordult, és egy évszázadig folyamatosan
nőtt a periódus hossza. A periódusváltozást Seth C. Chandler (1846-1913) azzal
magyarázta, hogy az Algol valójában hármas rendszer, és a harmadik tag befolyásolja
a fedési kettős keringését. Az Algol-C távolsága kilencszerese az A és B csillagok
egymástól mért távolságának, keringési ideje 1,861 év. 1951-ben sikerült a
harmadik
csillagot is spektroszkópikusan megvizsgálni. A főrendszer kisebb periódus
ingadozásaiból néhány kutató még egy negyedik kísérő létezését is gyanította,
188 éves keringési
idővel. Az Algol-D azonban nem volt fellelhető. Az Algol-rendszer adatai:

Algol-A Színképtípus = B8 V   L
= 75xO  R = 3,0xO  M = 3,7xO
Algol-B                       G8
IV         2,5          3,4
           0,8
Algol-C                        A
m          4             ?
              1,8
(L = fényerő, luminozitás: nap=1. R = a rádiusz nap-rádiuszban. M = a tömeg,
nap=1, nap jele=O)

Az Algol-A/B rendszer majdnem körpályán kering a közös tömegközéppont
körül, a komponensek távolsága kb. 11 millió km. Az Algol-A a Herzsprung-Russel
diagram fősorozatához tartozó forró kék csillag, a B óriás alatti sárga, a Napnál
alacsonyabb hőfokú. A pálya 8°-os szöget zár be a látóiránnyal, ezért fedéskor
(minimumban) a B csillag csak a főkomponens 78 %-át fedi el.
Az 1970-es években C. M. Wade és R. M. Hjellming a Green Bank (USA, Virginia)
rádió-obszervatóriumban gyors lefolyású, kitörésszerű rádiósugárzást észlelt
az Algol felől. Feltevésük szerint valóban "robbanáshoz hasonló csillagrengés",
szerkezeti átrendeződés okozza a rádiókitöréseket.

Mérföldkövek a kozmoszban: a delta Cephei
John Goodricke akit a sors talán éles szemmel és korát megelőző szemlélettel
kárpótolt, 1684-ben két új változócsillagot is felfedezett: a Lant bétáját –
amely utóbb a fedési változók másik alaptípusának névadója lett -, és egy ugyan
csak típust képviselő csillagot, a Cepheus deltáját. A delta Cephei egyébként
eléggé jelentéktelen csillag, fénye 5,366 napos időszakban, folyamatosan változik
3,6 és 4,3 fényrend között. (Maga a Cepheus sem tartozik a feltűnő csillagképek
közé, a legtöbb műkedvelő csak hozzávetőleg ismeri torz ötszög alakját.) Itt
is feltűnik azonban, hogy a fényváltozás szinte óramű pontossággal ismétlődik.
A fényváltozást szemléltető görbe eléggé jellegzetes. A minimális fényességet
követően a csillag fényessége aránylag gyorsan és egyenletesen nő, és kb. 1,5
nap alatt eléri a maximumot. A csökkenés már lassúbb, és kb. 20 órával a maximum
után kissé lelassul, a fénygörbében egy kis hullám mutatkozik.


A delta Cephei fénygörbéje

Az égbolt átvizsgálásának során azután
kitűnt, hogy számos csillag fényváltozásának menete hasonlít a delta Cepheihez.
A változás periódusa kb. 2-50 nap közt változik csillagonként, az ingadozás
mértéke (amplitúdója) 0,5 és 1 fényrend közt mozog. Mivel utóbb számos csillagot
találtak, amelyek fényváltozásának jellege lényegében a delta Cepheivel egyező,
maga a névadó csillag az un. klasszikus Cepheidák főképviselője lett. Néhány
fontosabb adata (koordináták 2000,0-re)

RA= 22:29:10,27.
D= +58:24:54,7. RV= +17 km/sec, ľ< 0.01"/év.
Távolsága = 982 fé ø= 0,00036".
ø = a csillag látszó szögátmérője ívmásodpercekben, közvetlen mérésből.

 

A deklináció értékéből látható, hogy a
delta Cephei cirkumpoláris csillag, egész évben a látóhatár fölött tartózkodik
Ezért már a 19. sz. közepe óta hosszú folyamatos megfigyelési sorozat áll rendelkezésre
a fényváltozásáról. Argelander kimutatta, hogy a delta Cep periódusa kis mértékben
folyamatosan változik.
Az Algol-rendszerek magyarázatának szép eredménye olyan mértékben befolyásolta
a csillagászok szemléletét, hogy egy évszázadon át a delta Cep tipusú csillagokat
is fedési kettősöknek vélték, amelyeknél a fényváltozás menetét a csillagpárok
alakja és pályája befolyásolja. A pályaszámítási kísérletek azonban néha abszurd
eredményre vezettek. Egyik-másik kutató ezért arra gondolt, hogy a delta Cephei
mégsem kettős rendszer, fényváltozását a csillag fizikai sajátosságai okozzák.
Ennek eldöntésére a színképelemzés kínált lehetőséget. Arisztarh Apollónovics
Belopolszkij (1854-1934) pulkovói csillagász 1894-ben valóban azt tapasztalta,
hogy a delta Cephei látóirányú sebessége a fényváltozásnak megfelelő periódussal
hullámzik: egy ideig mint ha közeledne felénk, majd pedig nagy sebességgel távolodik.
Ez a jelenség megmagyarázható, ha feltételezzük, hogy a csillag gáztömege lüktet:
kitágul majd összehúzódik. Amikor felfúvódik, a felszín látszólag közeledik
az észlelő felé, amikor összehúzódik, akkor távolodást észlelünk. Ám Belopolszkij
nézetét sokan nem fogadták el, mert a csillag fényességének és sebesség változásainak
menete nem volt párhuzamos. A lüktetés modellje mellett szólt azonban a fiatal
német Karl Schwarzschild (1873-1916) megfigyelése, amely szerint a fényváltozás
során a csillag felszíni hőmérséklete is változik.
Húsz évvel később azonban Friedrich Wilhelm Ludenddorff (1873-1941) a potsdami
obszervatóriumban igazolta, és elméletileg is alátámasztotta a lüktető (pulzáló)
csillag modelljét. A pulzáló változócsillagok általános elméletét 1918-ban Arthur
Stenley Eddington (1882-1944) dolgozta ki. A mai feltevések szerint a pulzáció
során a csillagnak csupán a légköre – gáztömegének mintegy 5 %-a – tágul szét
és húzódik össze. Felszíni hőmérséklete 1500 fokos hullámzást mutat. A delta
Cephei fontosabb fizikai jellemzői:

Max.=3,5 mg, min.=4,4 mg.
Sp.= F5 Ib—G1 Ib. L= 3300x ¤ R= 45x ¤ M= 7x ¤
Max., min.: legnagyobb és legkisebb látszó fényesség
Sp.: színképtípus (max. és min. idején). ¤ = A Napot egységnek véve.

 

Antonie Labeyrie és munkatársai a francia
Tengeri Alpokban speciális távcső rendszerrel – un. nagy alapvonalú optikai
interferométerrel – 1994-ben közvetlenül megmérte a delta Cep látszó szögátmérőjét.
Közepes átmérőjére 0,0016 ívmásodpercet kaptak. Ez az érték 51-szeres Nap-átmérőt
jelent, jó egyezésben a sugárzásból számított mérettel. A csillag átmérője a
mérések szerint a pulzáció során 11-13 % változást mutat.


A delta Cephei fényváltozásának egyes szakaszaihoz
tartozó pulzációs fázis.

A cepheida változócsillagok jelentősége
akkor értékelődött fel, amikor Henrietta S. Leavitt (1868-1921) az USA Harvard
Egyetemének munkatársa kimutatta az un. periódus-fényesség kapcsolatot. Miss
Leavitt a déli égen ragyogó Kis Magellán-felhőről készült felvételeken több
mint 2400 Cepheida változót talált. Ezeknek fényességét és periódusát összevetve
kimutatta, hogy mennél hosszabb a változó periódusa, annál nagyobb a csillag
(abszolút) fényessége (1908-1912). A periódus-fényesség relációt 1917-ben Harlow
Shapley (1885-1972) a Mt. Wilson Obszervatórium kutatója dolgozta fel és alkalmazta
a távolságmérésre.
A periódus-fényesség összefüggés szerint mennél hosszabb a periódus, annál nagyobb
az abszolút fényessége. A periódus hosszából tehát következtethetünk a csillag
abszolút fényességére, ill. fényerősségére. Ezúton már meghatározható a Cepheidák
egymáshoz viszonyított relativ távolsága. Ha sikerül kalibrálni néhány Cepheidát,
vagyis más módon mért távolsága alapján meghatározhatjuk, hogy egy adott periódushoz
milyen számszerű abszolút fényesség érték tartozik, akkor a csillagok segítségével
tényleges távolság értékeket is számolhatunk. A klasszikus Cepheidák (delta
Cep és társai) esetében pl. a 6 napos periódus -3,0 magnitúdó abszolút fényességnek
felel meg, 18 napos -4,0, az 50 napos -5,0 absz. Mg-t jelent. Megmérve a Cepheida
látszólagos fényességét, az abszolút és látszó fényesség arányából kiszámítható
a távolság. Ilyen módon a delta Cep csillagok valósággal kozmikus mérföldkövekként
tekinthetők. (Mivel a fényesség változik, a maximum és minimum közti középértéket
szokás a számításoknál alkalmazni.)
A Cepheidákkal végzett távolság mérésbe azonban időnként ellentmondásos értékek
is kerültek. Csak 1951-ben oldotta meg a rejtélyt Walter Baade (1893-1960) amikor
megállapította, hogy a Cepheidáknak két nagy családja van, ezek egyike a Tejútrendszer
csillagainak un. I. populációjában,a Galaxis síkjában foglal helyet. A másik
csoportot a II. populáció Cepheidái alkotják, ezek abszolút fényessége azonban
1,5 magnitúdóval kisebb az előzőnél (W Virginis csillagok). A II. populáció
csillagaival mért távolságokat ezért módosítani kellett, és ekkor az ellentmondások
eltűntek.
A delta Cephei egyébként szép fizikai csillag-pár. Kísérője 6,3 fényrendű,
a két csillag látszó távolsága 41", kis távcsővel is jól észlelhető. Tényleges
távolságuk kb. 13 000 csillagászati egység – tizenháromezerszeres Nap-Föld
távolság!
– így a kísérő keringése nem figyelhető meg.

Mira – A Cet csodája
Késő ősszel az esti órákban már megpillanthatjuk a délkeleti égen a Cet (Cetus)
csillagképet, benne az elsőként feledzett periodikus változót, az omikron (o)
Cetit. Az o Ceti, vagy Mira Ceti a változók egy jelentős csoportjának névadója,
és máig is – hasonló sajátságú társaival együtt – az amatőrök kedvelt megfigyelési
tárgya.
Felfedezője is műkedvelő volt: David Fabricius (1564-1615) friz-földi prédikátor
1596. augusztus 3-án a Merkúr megfigyelése során vette észre, hogy a Cet csillagkép
nyakában egy addig nem látott, 2-3 fényrend közti csillag ragyog. Augusztus
21-ig a csillag fénye 2 magnitúdóra nőtt, októberre viszont eltűnt. Fabritius
ekkor még novának vélte a csillagot. Annál meglepőbb volt, hogy egy másik amatőr,
az augsburgi Johannes Bayer (1572–1625) jogász 1603-ban kiadott csillagtérképén
4 mg-jú csillagként omikronnal (o) jelölte.

{mosimage}
A Mira Ceti fénygörbéje 1990-túl 1995-ig. Feltűnő a
maximumok változó magassága.

Maga Fabritius csak 1609-ben látta újból
a csillagot, bár 1605-ben egy kis füzetet adott ki a felfedezéséről. A Cet
változócsillagára voltaképpen egy franekeri filozófia tanár, Johan Foccens
Holwarda (1618-16519)
hívta fel a csillagászok és csillagászat kedvelők figyelmét. A 17. sz. közepétől
egyre több megfigyelő – főleg műkedvelőket – foglalkoztatott az o Ceti fényessége.
Johannes Hevelius (Hewelcke, 1611-1687) danzigi sörgyártó már 14 évre terjedő
adat sorozatot állított össze. Tőle ered az o Ceti neve is: "Mira" vagyis
a Csodálatos. Ezt a jelentős adat sort egészítette ki a francia Ismael Bouilleau
(1605-1694) aki 1667-ben megjelent értekezésében már megállapította,
hogy a Mira Ceti fénye kb. 333 napos periódussal változik, továbbá azt is észrevette,
hogy a maximális fényesség mértéke ingadozik. A hosszabb megfigyelési sorozatok
alapján kitűnt, hogy a Mira Ceti legnagyobb fényessége néha eléri a 2 mg-t
(egy
alkalommal még ennél is ragyogóbb volt), máskor alig emelkedik 5 fényrend fölé.
A legkisebb fényesség idején 8-9 fényrend körüli értékre csökken.
Ugyan csak változékony a periódus hossza (maximumtól maximumig). Átlagosan 330
napra tehető, de előfordult már 310 és 350 napos időkéz két max. között. A fénygörbe
felszálló szakasza meredekebb, kb. 120 nap, a leszálló szakasz nem egyenletes,
néha kisebb hullámzást mutat, időtartama átlagosan 220 nap.

A Mira fontosabb
adatai (koordináták 2000.0-re):
RA = 02:19:20,79. D = -02:58:39,5, RV =+61 km/sec, ľ = 0,23".
Távolsága = 419 fé. ø=0,056"

 

A Mira Ceti fényváltozásának okát már kezdetben
a csillag fizikai tulajdonságaiban keresték. Többnyire az aránylag lassan forgó
csillag gömb felületét borító sötétebb és világosabb területek, a "csillag
foltok" változásában keresték a fényingadozás okát. A későbbi vizsgatok
azonban egyre inkább azt mutatták, hogy a Mira (o) Ceti pulzáló vörös óriása
csillag. Maga a csillag a legnagyobb átmérőjű vörös óriások közé tartozik.
Átmérője
a Napének 350-750-szorosa közt ingadozik, hőmérséklete 1900 és 2500 fok közt
változik. Fizikai sajátságai:

Sp. = Max. M6e,
min M9. L = 500x ¤, R = 750x ¤, M = kb. 2x ¤

A Mira Ceti színképéből Arthur H. Joy 1918-ban
arra a következtetésre jutott, hogy a vörös óriás körül egy forró fehér kísérő
kering. A kb. 10–12 fényrendű kék színű kísérőt Robert G. Aitken találta meg
1923-ban a 102 cm-es Lick-refraktorral. Látszó szögtávolságuk 0,9"-ról
lassan 0,7"-re csökkent, tényleges távolságuk kb. 140 Csill. Egység, azaz
21 milliárd km. A keringés ideje kb., 260 év.
A Mira kettős rendszer, össztömege kb. négyszerese a Napénak, a kísérő a főcsillagnál
kétszer nagyobb tömegű. A B típusú, a Napnál több mint háromezerszer forróbb
kísérő fényessége 10 ás 12 mg. közt szabálytalanul ingadozik. A B típusú forró
csillag csekély fényességét azzal magyarázták, hogy a felszíne kis méretű.
Az
o Ceti B valószínűleg kék szubtörpe (fősorozatbeli törpe alatti, mintegy átmenetet
alkotnak a Herzsprung-Russel diagram fősorozata és a fehér törpék között. Színképére
jellemző az igen erősen kiszélesedő fényes hidrogén vonalak, amelyeknek közepén
sötét. A színkép jellege az un. P Cygni típushoz hasonlít. Ezeket a csillagokat
kitáguló gázhéj burkolja. A Mira-B azonban nem szétszóródó, hanem "gyűjtő" csillag.
Valószínűnek látszott, hogy az árapály hatás következtében a vörös óriásból
anyagáramlás indul ki, amely – legalább részben – a kék szubtörpe körül
alkot felhőt, ill. annak a légkörébe zúdul. Innen eredhet a kék törpe fényváltozása
is.
A feltevéseket a Hubble Űrteleszkóp (HST) nagy felbontású képei megerősítették.
Kitűnt, hogy a Mira Ceti-A – a vörös óriás – eltorzult alakú, a B-csillag felé
egy nyúlvány hatol, amely a gázáramlás nyoma lehet. Az űrből készített képekről
az is leolvasható, hogy a Mira-A felszínén világosabb és sötétebb területek
mutatkoznak. Ezért nem zárhatjuk ki, hogy a Mira vörös óriás csillagának jól
követhető fényváltozását a lüktetés mellett a csillag-foltok is befolyásolják.
Az együttes hatások következtében válik a fényváltozás menete maga is változékonnyá.
A legújabb észlelő eszközök mindenesetre tovább bonyolítják a Mira Ceti történetét.

(A közölt adatok a Der Sternbote,
1998/8. és 2001/10. sz-ban közöltek cikkeken alapulnak.)



A www.mcse.hu oldal felületén sütiket (cookie) használunk. Ezeket a fájlokat az ön gépén tárolja a rendszer. Az oldal használatával ön beleegyezik a cookie-k használatába. További információért kérjük olvassa el adatvédelmi tájékoztatónkat. További információ

The cookie settings on this website are set to "allow cookies" to give you the best browsing experience possible. If you continue to use this website without changing your cookie settings or you click "Accept" below then you are consenting to this.

Close