Sorozatunk első fejezetében már tisztáztuk az alapfogalmakat, majd a második részben majdnem mindent “megmértünk”, amit geometriai távolságméréssel lehet. Ez utóbbi során a parallaxis jelenségét használtuk ki, aminek viszont műszereink szögfelbontó képessége igencsak komoly korlátokat állít. Ezek megugrására ebben a fejezetben a fotometriai, azaz fényességmérésen alapuló távolságmérési módszerekbe kóstolunk bele.
Az Orion öve és alatta az Orion-köd (jobbra) Budapest fényeivel a távolban (balra). (Fotó: Ordasi András)
A parallaxismérés még a legkifinomultabb űrtávcsövekkel is mindössze saját galaxisunk, a Tejútrendszer egy részét képes feltérképezni. Ahhoz, hogy csillagvárosunk teljes 150 000 fényéves átmérőjén megmérhessük az objektumok pontos távolságát, más módszerhez kell folyamodnunk – méghozzá olyanhoz, amelyet éppen az előző (jelen esetben a parallaxismérés) révén hitelesítettek közelebbi célpontokra. Ez a csillagászatban alkalmazott távolságlétra alapelve: egyik mérési metódus sem alkalmazható bármilyen messzeségre, ám mivel hatótávolságaik átfedik egymást, így fokozatosan lehet kalibrálni és hitelesíteni az egyre nagyobb távolságokon működő módszereket.
Egy új módszer megalkotásához először olyan közeli égitesteket kell megvizsgálni, amelyek elég közel vannak ahhoz, hogy egy már bizonyított, működő módszerrel is meg lehessen mérni a távolságukat (a távolságlétra következő fokának az előzőre kell támaszkodnia, hogy a létrát biztonságosan megmászhassuk). A megközelítés egy komoly szépséghibája, hogy az egyes távolságmérési eljárások hibái egymásra halmozódnak, így minél több módszert építünk egymásra, annál bizonytalanabb lesz a kapott távolságérték. Ugyanakkor ezzel együtt kell élnünk, mert jelenleg nincs ennél jobb megoldásunk.
A parallaxis módszer hatótávolsága a galaxisunk, a Tejútrendszer viszonylatában. A Nap körüli apró kör jelzi a korábbi eszközök hatótávját, a nagyobb pedig (amelyik a galaxis közepéig ér nagyjából (10 000 parszekig, azaz bő 30 000 fényév távolságig) jelzi a Gaia űrtávcső hatótávját, ameddig 10%-os pontossággal tudjuk megmérni a csillagok távolságát. Ezen túl más módszereket kell alkalmaznunk. (Forrás: nature.com)
Így váltja fel a parallaxismérést a fotometriai módszer(ek garmadája) a galaxis távoli részein, ahol a csillagok pontos égi pozíciója (és így távolsága geometriai módszerekkel) már nem mérhető, ellenben fényessége (bizonyos esetekben) még igen, ráadásul egészen nagy pontossággal. Ahogyan az első fejezetben már írtuk, a fényesség mérésén alapuló távolságmérési módszerek mind arra épülnek, hogy valamilyen független úton ismerjük a csillag(/égitest) tényleges kibocsátott fényességét (pontosabban abszolút fényességét, azaz azt a fényességet, amilyennek egy rögzített – egyezményesen 10 parszekes távolságból – látnánk), és mindemellett meg tudjuk mérni a tőlünk, a Földről látható fényességét.
Az általunk megfigyelt látszó fényesség egyszerre függ a csillag luminozitásától és annak távolságától, míg az egyezményesen 10 parszekre számolt abszolút (valódi) fényesség már csak a csillagot jellemzi. (És mivel a magnitúdó skála fordított – a fényesebb dolgokat kisebb számértékek jelzik –, ezért 10 parszek felett az abszolút fényesség kisebb érték, mint a megfigyelt, azaz nagyobb fényességet takar). (Forrás: Cosmos)
Egy csillag abszolút fényességét kitalálni azonban nem könnyű feladat. Egy komoly előny, hogy a csillagok életük nagy részében nem változtatják jelentősen a fényességüket (amikor pedig igen, azt okkal teszik, ami még segítségünkre is válhat). A XIX. század végére lehetővé vált a csillagok színének pontos mérése, illetve a színképek (hullámhossz szerint fényességeloszlások; bővebb gyorstalpaló ezen a linken) elemzése is. Nagy számú minta spektroszkópiai felmérése révén alkották meg a csillagok ma is használt színképosztályozásának alapját, amely a csillagok életútját figyelembe véve meghatározza azok fizikai tulajdonságait, így például első közelítésben a csillag felszínének (az ún. fotoszférának) a hőmérsékletét is. A részletesebb spektroszkópiai kutatások révén – a hőmérséklet mellett – azok légkörének sűrűsége és felszíni nehézségi gyorsulása is kiszámítható, melyek ismeretében már jó közelítéssel lehet becsülni a csillag fényteljesítményét.
A csillagok színképosztályozásának 7 fő osztálya a forróktól a hűvösebbekig sorrendben O, B, A, F, G, K, M. Ahogyan a képen jelezték is, Napunk sárgás színe és 5500-6000 fokos felszíni hőmérséklete miatt a G színképosztályba tartozik.
(Forrás: euastronomy.com)
Ugyanakkor vannak olyan csillagok, amelyek relatíve rövid időtartam alatt (értsd: valamilyen emberi időskálán) változtatják a fényességüket, méghozzá egyenlő időközönként történő kitágulásuknak, összehúzódásuknak – az úgynevezett pulzációnak – köszönhetően periodikusan. A XX. század elején Henrietta Swan Leavitt majd’ 2000 változócsillag közül válogatta ki a pulzálva változó csillagok tipikus fajtájának, a cefeidáknak 47 példányát, és világított rá arra, hogy a periódusidő a luminozitással (azaz fényteljesítménnyel, amiből közvetlenül számolható az abszolút fényesség) egyenes arányosságban van, azaz minél hosszabb a periódusidő, annál nagyobb lesz a luminozitás. Ezt hívják periódus-fényesség relációnak. Ez azért olyan jó hír, mert a csillagászatban az egyetlen igazán pontosan mérhető mennyiség az idő. Tehát megmérve a fényváltozás periódusát, az összefüggés segítségével közvetlenül és relatíve nagy pontossággal meghatározható ezen változócsillagok távolsága.
Henrietta Swan Leavitt (balra) és az eredeti cikkben megjelent grafikon (jobbra), melyen a periódusok (logaritmusának) függvényében a maximális és a minimális fényesség van ábrázolva. (Forrás: wikipédia)
Ez a megoldás egészen addig a távolságig használható, ameddig egyedi pulzáló változócsillagokat látunk. Cefeidák esetében – lévén, hogy fényes óriáscsillagokról van szó – egészen néhány millió fényévig, azaz a közeli galaxisok pereméig használható ez a távolságmérési eljárás. Edwin Hubble 1925-ben éppen cefeidák megfigyelése révén mutatta ki, hogy az Androméda-köd 860.000 fényévre van tőlünk (valójában még távolabb, 2,5 millió fényévre), következésképp nem lehet a Tejútrendszer része – ez volt az első bizonyíték, hogy léteznek a sajátunkon kívül más galaxisok is! A későbbiek folyamán a pulzáló változók több fajtájánál is találtak hasonló periódus-fényesség relációkat, amelyekkel ugyanúgy lehet távolságot mérni, igaz jobbára csak a Tejútrendszeren belül.
Az Andromeda-galaxis csillagtengerében a kinagyított részleteken látszó cefeida-típusú változó látványosan felfényesedik. (Forrás: NASA, ESA, Hubble Heritage Team)
Persze a Tejút nem csupán egyedi csillagokkal van tele, hanem rengeteg kiterjedt objektum (például csillaghalmaz) népesíti be, amelyek távolsága egészen más megközelítésekkel határozható meg. Ezekről a további galaktikus távolságmérési módszerekről a következő rész fog beszámolni.
Ha tetszett a bejegyzés, látogass el a Csillagvizsgáló Facebook oldalára is, ahol napi rendszerességgel találhatsz csillagászati és űrkutatási híreket, látványos felvételeket és egyéb aktualitásokat – tudományról és science fiction-ről egyaránt.