Mit és hogyan – a változócsillag-észlelésről, röviden | MCSE

Mit és hogyan – a változócsillag-észlelésről, röviden

Jelen leírás célja rövid áttekintést adni a változózás csodálatos világáról, amely tudás birtokában bárki önállóan elkezdheti az észlelést. Ennél mélyebb írás nem is szükséges, hiszen már számtalan jó leírás érhető el magyarul is (pl. Amatőrcsillagászok kézikönyve, AAVSO kézikönyv). Később, ha jobban el szeretnénk mélyülni a témában, javasoljuk a fent említett írások elolvasását.

Mik is azok a változócsillagok, és miért jó őket észlelni?

A változócsillagok olyan csillagok, melyek valamilyen fizikai hatás miatt emberi léptékkel érzékelhető időn belül változtatják a fényességüket. Ez az idő típustól függően lehet pár óra, hónap, év vagy akár több évtized is.

De miért is érdemes egy kis fénypontot változása miatt rendszeresen felkeresni? Ugyanazért, amiért például a mélyég-objektumokat vagy a Holdat: mert élményt jelent. Természetesen egy-egy csillag egyszeri megfigyelése nem ad nagy élményt – hiszen csak egy apró fénypontot látunk –,  rendszeres megfigyelése már hamar nagy sikerélményhez juttathat bennünket. Például ha egy maximumtól maximumig 300 nap periódusú szabályos változó amplitúdója 5 magnitúdó, akkor a minimum és maximum között 150 nap telik el, így egy hónap alatt is már 1 magnitúdót változik a csillag fényessége! Azaz már hétről hétre megfigyelhető a változás. Emellett, ha ismerjük a megfigyelt objektum típusát, lenyűgözhet minket a változás mögött rejlő fizika: például egy, a Napnál sokkal nagyobb csillag összehúzódását, illetve kitágulását láthatjuk, vagy például azt, ahogy egy csillag anyagot szív el a kísérőjétől, majd az elszívott anyag berobban.

De a puszta szórakozás mellett tudományos haszna is van a megfigyeléseknek. Bár egy egyedi vizuális becslés önmagában jelentős hibával terhelt, sok amatőr észlelését átlagolva sokkal pontosabb eredményt kaphatunk. A szakcsillagászoknak rendkívül ritkán van lehetősége egy-egy adott objektumot vagy objektumtípust hosszú távon – akár évtizedeken keresztül is – tanulmányozni, ezzel szemben az amatőrök, illetve az amatőr közösség ezt megteheti. Számtalan tudományos felfedezés kötődik a változók hosszú távú – akár több mint száz éves – fénygörbéinek elemzéseihez. Ezenkívül hiába egyre elterjedtebbek a teljes égboltot rendszeresen felmérő programok, azok sem egyszerre, hanem csak „szeletenként” haladva vizsgálják át a teljes égboltot, így mindig lesz lehetősége az amatőrcsillagásznak is felfedezni egy-egy új nóvát vagy szupernóvát.

Gyakorlatiasabb szempontból nézve azért is jó változócsillagot észlelni, mert olyan sok van belőlük, hogy bármilyen minőségű égre és bármilyen típusú, méretű műszerre lehet megfelelőket találni – akár egy 10×50-es binokulárral, nagyvárosi égen is éveket lehet eltölteni.

Főbb típusok

Nagyon sok típusa és altípusa van a változócsillagoknak. Ezek között vannak, amelyeket gyakrabban (például Mira), és vannak, amelyeket ritkábban (pl. kvazárok) észlelnek. Nem szükséges minden típus fizikai hátterét ismerni, a rendszeresen észleltek esetében, érdemes ismerni a változás hátterében álló fizikai folyamatokat.

A típusokról bővebben: link

Pulzáló változók

A pulzáló változócsillagok élete végén járó vörös óriás csillagok, amelyek hol kitágulnak, hol összehúzódnak. A csillag kitágulásakor elhalványul, mivel az egységnyi felületre jutó energiakibocsájtása lecsökken, míg összehúzódáskor kifényesedik. A szabályosság és az amplitúdó alapján több típust is megkülönböztetünk. Ezek közül a fontosabbak:

Mira

Teljesen szabályos, már-már szinuszhullám alakú fénygörbét mutató csillagok. A fényváltozás amplitúdója 2,5–11 magnitúdó is lehet, míg a periódusa 80 és 1000 nap közé esik. A leggyakrabban észlelt változócsillag-típus. Maximumban nagyon vöröses színű a csillag. Hetente, kéthetente észleljük.

R Leo

R Leo

SRA, SRB

Félszabályos változók. A Mira-típusú változóknál kisebb amplitúdójak, de akár a 2 magnitúdót is elérheti. Az SRA altípusnak nagyobb az amplitúdója, és a fénygörbéje jobban közelít a szabályoshoz is. Hetente, kéthetente észleljük.

V CVn

V CVn

RVA, RVB

RV Tauri változók. Radiálisan pulzáló szuperóriások. Nem szabályos szinuszgörbét követ a fényváltozás, hanem ún. fő- és mellékminimumok követik egymást. Az RVA altípusnál az átlagfényesség nem változik, míg az RVB altípusnál 600–1500 napos periódussal és maximum 3 magnitúdó amplitúdóval változik. Hetente, vagy gyakrabban észleljük.

AC Her

AC Her

RCB

Az R Corona Borealis-típusú változók az eruptív változócsillagok családjához tartoznak. Hidrogénben szegény, szénben és héliumban gazdag, nagy luminozitású csillagok. A csillag felszínére valamilyen elem – általában szén – rakódik ki. Akár évekig is nyugalmi állapotban, maximumban lehet a csillag, majd hirtelen, minden előjel nélkül elhalványodik. Ezt követően igen lassan fényesedik vissza. A visszafényesedés kezdetének időpontja és üteme is teljesen megjósolhatatlan. Ezen változékonysága miatt igen közkedvelt célpontok. Érdemes minden éjszaka észlelni.

R CrbBR CrB

Kataklizmikus (explozív) változók

Explozív változónak nevezünk egy csillagot, ha olyan kitörést mutat, melyet a felszín közelében (nóvák) vagy a csillag mélyében (szupernóvák) lejátszódó termonukleáris folyamatok okoznak. Az explozív változók nagy része szoros kettőscsillag, komponenseik erősen befolyásolják egymás fejlődését. Gyakori, hogy akkréciós korong veszi körül a forró törpe komponenst, mely a hidegebb, kiterjedtebb csillagból átáramló anyagból áll össze.

N

Nóvák. Szoros kettősök, 0,05–230 nap keringési periódussal. Az egyik komponens forró törpecsillag, mely néhány nap leforgása alatt 7–19 magnitúdót fényesedik, majd fokozatosan, néhány hónap, év, évtized alatt visszatér eredeti állapotába. A felfedezés után a lehető leggyakrabban észleljük.

Nova Del 2013

Nova Del 2013

SN

Szupernóvák. Olyan csillagok, melyek kitörésüknek köszönhetően 20 magnitúdóval, vagy ennél is nagyobb mértékben kifényesednek, majd lassan elhalványodnak. Két fontosabb altípust különböztetünk meg: SN Ia, illetve SN II. Az SN II a klasszikus szupernóva, amikor egy, az élete végén járó szuperóriás csillag robban fel. Az SN Ia – gyakoribb – típusnál egy normál, fősorozatbeli csillag és egy fehér törpe alkot kettős rendszert, mely során a fehér törpe anyagot szív el a társától. Ha a fehér törpe tömege átlépi a Chandrasekhar-határt, a csillag szupernóvaként robban fel. Ahogy a nóvát, a szupernóvát is felfedezés után a lehető leggyakrabban észleljük.

SN 2011fe

SN 2011fe

UG

U Geminorum-típusú változók, gyakran törpenóváknak is nevezik őket. Szoros kettős rendszerek, melyek egy törpe vagy szubóriás csillagból és egy akkréciós koronggal körülvett fehér törpéből áll. A keringési periódusok 0,05–0,5 nap közöttiek. Általában csekély, néhány esetben gyors fényingadozás észlelhető, de időről időre a rendszer fényessége igen gyorsan megnő néhány magnitúdóval, majd néhány naptól egy hónapig terjedő intervallum után visszatér eredeti állapotába. A két egymást követő kitörés közti csendes időszakok hossza széles skálán változhat, de mindegyik csillag jellemezhető egy bizonyos átlagciklussal, mely kapcsolatban van az átlagos amplitúdóval. Minden alkalommal észleljük, különösen fel- és a leszálló ágban.

SS Cyg

SS Cyg

Nevezéktan

A változócsillagok nevezéktana egyszerre egyszerű és bonyolult. A már régóta ismert változókat egy történelmileg kialakult rendszer szerint nevezték el, míg az új felfedezések típustól függően különböző elnevezéseket is kaphatnak. Új változó esetén több elnevezést is szoktak használni.

A változókat alapvetően a felfedezésük sorrendjében nevezik el a csillagkép megjelölésével. Az elsőként felfedezett változó az R nevet kapta (pl. R Leo), a következő ABC sorrendben az S Leo, T Leo, stb. A Z után megduplázták a betűket RR-el kezdődően. (RR Leo, RS, RT, …, SS, ST, …, VX And). A ZZ elérése után a rendszer az AA, AB, …, AQ, majd BB, BC, stb. sorozattal folytatódik, méghozzá a J betű elhagyásával. A rendszerben ezután egyszerűen egy sorszámmal jelöljük a változókat, mely V betűvel kezdődik, és 335-től történik a számozás (pl. V336 Del).

A szupernóvákat a felfedezésük évével és betűkből álló sorszámmal jelölik. Például 2015 első felfedezett szupernóvája: SN 2015A, míg az egy nagybetűből álló ABC felhasználása után két betűs jelölést kapnak, pl. a 35. az SN 2015ai.

A nóvákat a csillagképpel és a felfedezés évével jelölik. Ha egy adott évben egy csillagképben több nóvát is felfedeztek, egy sorszám is része lesz a névnek. Például Nova Del 2013 vagy Nova Sgr 2015 No. 2. A nóvák később állandó jelölést is kapnak (pl. a Nova Del 2013 végső jelölése V339 Del).

Frissen felfedezett változó esetén, amikor még a változó típusát sem állapították meg, valamelyik égboltfelmérő program elnevezését használják. Például a Nova Sgr 2015 No. 2 első elnevezése PNV J18365700-2855420 volt, ahol a PNV a program neve, a számok pedig a csillag égi koordinátáját jelölik.
Pl.: J18365700-2855420 = RA: 18h 36’ 57,00” DEC: -28° 55’ 42,0”

Így egy-egy új változónak akár több elnevezése is forgalomban lehet egyszerre, amikor az első megjelölést, majd a végleges jelölést is sokan használják.

Pl.: PNV J20233073+2046041, Nova Del 2013, V0339 Del

Hogyan csináljam?

Szorgalmasan!

A változók észlelésének nem az a lényege, hogy adott pillanatban megállapítsuk a csillag fényességét, hanem hogy a saját észleléseinkből vagy több észlelő sok-sok észleléséből végül fel tudjuk rajzolni a fénygörbét, amelyen a jellemző változás lehetőleg minél többször megfigyelhető. A bevezetőben példaként felhozott 300 nap periódusú változónál maradva, ha csak hetente egyszer észleljük a csillagot, akkor tíz hónap alatt a saját észleléseinkből is fel tudnánk rajzolni a teljes fénygörbét, de ennél sokkal gyorsabb változások is előfordulnak. Ráadásul minél gyakrabban észlelünk egy változót, annál könnyebb lesz a megtalálása az égen, és a fényesség becslése. Még ha eleinte 20-30 percre is van szükségünk egy-egy csillag megtalálásához és a fénybecslés elvégzéséhez, később, amikor már megtanultuk a helyét, már csak pár perc kell egy-egy észleléshez.

Ezért célszerű egy észlelési program összeállítása, és a kiválasztott csillagok rendszeres követése. A program elkészítéséhez nyújt segítséget a kezdők számára összeállított listánk.

Ha már kiválasztottuk az észlelendő változókat, nem marad más hátra, mint várni a kedvező alkalmat. De még az ég alatti valódi észlelés előtt itt is – hasonlóan a többi észlelési területhez –, érdemes előre felkészülni.

Hogyan találom meg?

A változók nem ütnek el úgy a csillagos háttértől, mint például a mély-ég objektumok, mivel maguk is csillagok. Emiatt változócsillag-megfigyeléseink kezdeti szakaszában a legnagyobb gondot nem is maga az észlelés, a fényességbecslés, hanem a célpont megtalálása jelenti. A kezdeti nehézségek azonban semmiképpen se vegyék el a kedvünket: kis  gyakorlattal hamar rendkívül lerövidül a keresésre fordított idő. Ha egy-egy változót már rendszeresen észlelünk, akkor gyakorlatilag el is felejthetjük a keresést, mert mindig azonnal megtaláljuk majd a célpontot.

Két térképre lesz szükségünk: egy az észleléshez, és egy a változó megkereséséhez.

Az észleléshez használt térképből (más néven észlelőtérkép) több léptékre is szükségünk lehet. Más léptéket kell használni akkor, mikor a változó a maximum, és mást, ha a minimum környékén van. A térképeket a program összeállításakor töltsük le, és mindegyik léptéket vigyük ki az ég alá, hiszen nem tudhatjuk, hogy melyikre lesz szükségünk (a térképek letöltéséről lásd: link).

Az észlelőtérkép a változó közvetlen környezetét mutatja csak, így szükség van egy segédtérképre (más néven keresőtérképre), mellyel megtaláljuk a változó környezetét. Ez lehet bármilyen térkép vagy planetárium program. A lényeg, hogy még világosban, a felkészülés során keressük meg rajta a változó környezetét, és mindkét térképen azonosítsuk be a fényesebb csillagokat. Ez nagyon sokat segít, és lerövidíti az ég alatt a változó megtalálását.

vcssz_mit_hogyan_1

Alul egy részlet az S UMa észlelőtérképéből, míg felül a keresőtérkép. A vonalak mutatják, hogy a keresőtérképen látható fényesebb csillagok hol találhatóak az észlelőtérképen (kattintásra nagyobb méretben nyílik meg)

Az ég alatt már a hagyományos csillagról-csillagra ugrálás módszerét alkalmazzuk. A keresőtérképünkön azonosítsuk be a változóhoz legközelebb eső, szabad szemmel vagy a keresőben még látható csillagot, állítsuk be a távcsőben, majd a legkisebb nagyítással és a keresőtérképet használva csillagról-csillagra ugrálva keressük meg azokat a csillagokat, amelyeket az észlelőtérképen is megtaláltunk. Az ugrálásban segít, ha különböző mértani alakzatokat (tipikusan háromszögeket) azonosítunk be a térképen és a látómezőben. Ha már megtaláltuk a két térképet összekötő csillagokat, onnantól kezdve már az észlelőtérképpel folytassuk az ugrálást, míg meg nem találjuk magát a változót vagy a helyét. Ha a változó a minimumhoz közel van, könnyen előfordulhat, hogy a legkisebb nagyításon nem is látjuk, csak ha növeljük a nagyítást.

Ha megtaláltuk a változót, többször ellenőrizzük a környezetet a térképen és a látómezőben, hogy meggyőződjünk róla, biztosan a helyes csillagot nézzük-e. Különösen ügyeljünk a térképek és a távcsőben látott kép tájolására.

Na de hogyan is kell észlelni?

A változók észlelése – a fényesség megbecslése – összehasonlítás alapján történik: az ismeretlen fényességű változó fényességét összehasonlítjuk két ismert – egy fényesebb és egy halványabb – állandó fényességű csillag fényességével. Ezeket a csillagokat nevezzük összehasonlítóknak (rövidítve öh).

Az észlelőtérképen szerepelnek a használható összehasonlítók fényességei.

vcssz_mit_hogyan_2

Részlet az S UMa észlelőtérképéből

A térképen a fényességadatok a tizedesjegy elhagyásával szerepelnek, mindig egy tized magnitúdós pontossággal (pl. 114 = 11,4 magnitúdó, 93 = 9,3 magnitúdó). Nagyobb pontosságra nincs szükség, mert vizuálisan ennél pontosabban nem lehet észlelni. Egy átlagos észlelő pontossága egy-két tized magnitúdó.

Az észlelés során a térképen jelölt összehasonlítók közül ki kell választani egy, a változónál valamivel fényesebbet, és egy valamivel halványabbat. A két összehasonlító közötti fényességkülönbség minél kisebb legyen, hogy minél kisebb hiba kerüljön a fényességbecslésbe. Ha lehet, a különbség ne haladja meg az 1 magnitúdót. Ha nagy a különbség, inkább keressünk távolabbi összehasonlítókat.

Több módszer is létezik arra, hogy a következő lépésben hogyan lehet megbecsülni a változó fényességét. Itt az amerikai módszert ismertetjük, de bármilyen más módszer is célravezető lehet:

Első lépésként számítsuk ki a két összehasonlító közötti fényességkülönbséget. Legyen az egyik összehasonlító 114, a másik 121. Közöttük a különbség tized magnitúdókban 6, így a következő lehetséges értékek közül választhatunk a változó fényességét tekintve: 115, 116, 117, 118, 119 és 120. Most állapítsuk meg, hogy a változó a két összehasonlítóhoz képest hol helyezkedik el: ha például a 114-hez van közelebb, akkor a fényessége lehet 115, 116 vagy 117. Ekkor kell eldönteni, hogy a változó inkább a 114-hez van-e közelebb, vagy a skála feléhez. Ha inkább a feléhez, akkor a fényessége 116 vagy 117. Ha azért inkább a 114-hez van közelebb, akkor a fényessége 116 azaz 11,6 magnitúdó. Ezzel készen is vagyunk a becsléssel. Könnyebb a helyzetünk, ha a változó fényessége pontosan megegyezik egy összehasonlító fényességével.

Ha a távcsőben nem látszik a változó, akkor a leghalványabb, még látható összehasonlítót jegyezzük fel mint „halványabb, mint” észlelést, de csak akkor, ha az 11 magnitúdónál halványabb (például <12,4). Ha látjuk a változót, de nem találunk nála halványabb összehasonlítót, akkor is a legközelebbi összehasonlítót adjuk meg „halványabb, mint” észlelésként.

A fényességbecslést igyekezzünk elvégezni pár másodperc alatt. Ha sokáig nézzük a változót, az hol fényesebbnek, hol halványabbnak fog látszani, ami növeli a becslés bizonytalanságát.

Milyen gyakran észleljek?

A különböző típusú változókat eltérő gyakorisággal érdemes észlelni. Míg egy törpenóvát a kitörés felszálló ágán egy éjszaka akár többször is, addig egy nagyon lassú változású mirát elegendő kéthetente felkeresni. Kezdetben a gyakorlást is elősegítendő a lassú, szabályos változókat is hetente észleljük. A sokadik észlelés után, amikor már látjuk, hogy mennyire változik az adott csillag, növelhetjük vagy csökkenthetjük az észlelések között eltelt időt.

A lényeg a rendszeresség. Nem kell feltétlenül egész éjszaka csak változózni. Ha valaki elkezdi rendszeresen észlelni ugyanazokat a változókat, akkor nagyon hamar meg lehet találni és leészlelni a kiszemelt csillagokat. Aztán lehet más területtel is foglalkozni, vagy újabb változók megfigyelésébe belekezdeni.

Észlelések rögzítése

Minden észlelés után a következő adatokat rögzítsük:
Dátum és idő (UT-ben), a változó neve, a becsült fényesség, a használt összehasonlítók és a használt távcső. Ezeken kívül még felírhatjuk a keresőtérkép kódját is, és megjegyzéseket is tehetünk.

Észlelések beküldése

Az észleléseket ne tartsuk meg saját magunknak, hanem küldjük be a változócsillag-észlelő szakcsoporthoz is. Sokkal szebb egy csillag fénygörbéje több észlelő észleléseiből összeállítva.

Az észleléseket többféleképpen is beküldhetjük. Erről ezen az oldalon írunk bővebben: link.

Térképek

Észlelőtérképeket több forrásból is beszerezhetünk. Alapvetően az AAVSO észlelőtérképeit használjuk. Ennek oka, hogy mindenki ezeket használja, így ilyen módon lehet minél jobban megőrizni az észlelések homogenitását. Például, ha két külön forrásból származó észlelőtérképen ugyanaz az összehasonlító értéke akár 1-2 tized magnitúdóval eltér egymástól – ami nagyon könnyen előfordulhat –, akkor az ezeken alapuló becslés is el fog térni. Ugyanezen okokból kerüljük a még itt-ott fellelhető VA térképsorozatot. Az azokon jelölt összehasonlítók fényességei már elavultak. Ha mégis a VA-sorozatot szeretnénk használni, akkor kézzel javítsuk át az eltérő fényességeket.

A térképeket a szakcsoport vagy az AAVSO honlapjáról is le lehet tölteni, majd kinyomtatni. Ezekről itt írunk részletesebben: link.

A különböző planetárium programokból kiolvasott fényességadatokat NE használjuk, mivel az ott megadott fényességértékek sok esetben nem vizuális fényességet jelentenek, így nem lesznek egységesek a becslések. Ezen kívül sok, állandó fényességűnek jelölt csillagról a katalógusok elkészítése óta kiderült, hogy valójában maguk is változócsillagok.

Tippek és trükkök

Ha enyhén defókuszálunk, akkor az elmosódott korongokat könnyebb összehasonlítani. Ha nem tudjuk eldönteni, hogy egy változó fényesebb vagy halványabb-e egy összehasonlítónál, akkor addig defókuszáljunk, amíg az egyik el nem tűnik. Amelyik továbbra is látszik, az a fényesebb. Ez különösen rossz égen és nagyon vörös csillagoknál lehet hasznos.

Az észlelt változó a távcsövünk határmagnitúdójánál legalább egy magnitúdóval fényesebb legyen. Ez alatt már nagy gyakorlat kell a pontos becsléshez. Továbbá a határmagnitúdónál 6 magnitúdóval fényesebb se legyen. Túl fényes csillagokat szintén nagy hibával lehet csak megbecsülni. Tehát 4,5-5 magnitúdós, igen vörös változókat ne egy 25 cm-es Dobson-nal, 50x-es nagyításon észleljük. Ilyenkor használjunk inkább kisebb távcsövet vagy binokulárt.

Ha a változó az egyik összehasonlítónál hol fényesebbnek, hol halványabbak tűnik, körülbelül egyenlő mértékben, akkor a változó fényessége megegyezik az összehasonlító fényességével.

Az úgynevezett Purkinje-effektus miatt egy vörös színű csillag – és sajnos az általunk észlelt pulzáló változók nagy része maximumban ilyen –, ha sokáig nézzük, látszólag fényesebbé válik. Ezért ebben az esetben még fontosabb, hogy a lehető legrövidebb ideig nézzünk a változóra.

Ha rövid időn belül nem sikerül megbecsülni a fényességet, akkor pihentessük a szemünket úgy, hogy becsukjuk, majd 5-10 másodperc múlva kinyitjuk, és azonnal elvégezzük a becslést.

Együtt észlelni jobb. Ha mással észlelünk, hasonlítsuk össze az észleléseinket. Mivel csak becslésről van szó, az elején a különbség akár 0,5 magnitúdó is lehet, különösen vörös csillagok esetén. Ez ne vegye el a kedvünket! Ez teljesen természetes, és idővel javulni fog pontosságunk.

Mivel szinte naponta küldenek be észleléseket a szakcsoporthoz, illetve az AAVSO-hoz, ezért a fénygörbék vége jó közelítéssel a változó aktuális fényességét mutatja. Ezt azonban csak ellenőrzésre használjuk, illetve annak eldöntésére, hogy egy kiszemelt változó elég fényes-e műszerünkhöz. Így elkerülhető az a csalódás, hogy tíz kiszemelt változóból hét túl halvány volt, hogy észrevegyük. Ha jó határmagnitúdójú távcsővel és éggel rendelkezünk, ezt ne használjuk. A “halványabb, mint” észlelések is ugyanolyan értékesek lehetnek, mint a pozitív észlelések. A fénygörbét napokkal az észlelés előtt ellenőrizzük, és próbáljuk megjegyezni a nagyságrendet.

Az www.aavso.org/vsx/ katalógus oldalon kereshetünk rá a változócsillagok adataira.

Bármiféle kérdés esetén a vcssz@mcse.hu e-mail címen örömmel állunk rendelkezésre!

A közösség

Mint minden észlelési területet, a változózást is lehet magányosan vagy közösségben végezni. Magyarországon nagyon elterjedt a változózás, így mindig lehet találni a közelben legalább egy aktív változóst, aki adott esetben segítségünkre lehet a kezdeti lépések megtételében. Rendszeresek a találkozók, a közös észlelések vagy csak a spontán összejövetelek.

Érdemes feliratkozni a Mira listára, és figyelemmel kísérni a Csillagváros változós témáit.

És ne feledjük: közösségben minden jobb!