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.)