A sorozatunk első fejezetében tisztázott alapfogalmak segítségével a második részben majdnem mindent “megmértünk”, amit geometriai távolságméréssel lehet; a harmadik felvonásban pedig a távolabb elhelyezkedő egyedi csillagokat is sikerült a fényük segítségével elhelyeznünk a térben. A most következő írásban a Tejútrendszer kiterjedt – azaz nem pontszerűnek látszó – égitestjeinek távolságát igyekszünk megbecsülni. Ilyen objektumok a csillaghalmazok (egymásra kisebb-nagyobb gravitációs hatással lévő csillagok csoportosulása) és a csillagködök (gázból és porból álló anyagfelhők).
A képen a Földhöz legközelebb eső csillaghalmaz, a Fiastyúk – vagy idegen nevén Plejádok – látható a maga mintegy 440 fényéves távolságában. Derült téli estéken akár szabad szemmel is könnyedén megpillantható a csillagegyüttes hét legfényesebb csillaga.
(Fotó: Marco Lorenzi; Forrás: Astronomy Picture of the Day)
A csillaghalmazok két jól elkülöníthető csoportba sorolhatóak, legfőképp koruk, illetve megjelenésük alapján: ezek a nyílt- és gömbhalmazok. Előbbiek olyan gravitációsan lazán kötött csoportosulások, amelyeket főként együtt – egy csillagködből – keletkezett fiatal csillagok alkotnak. Jellemzően néhány tucat és néhány ezer közötti halmaztagról beszélhetünk ezeknél az objektumoknál, amelyek mérete legfeljebb néhány tíz fényévre terjed ki. A gömbhalmazok ezzel szemben Galaxisunk legöregebb ismert képződményei, koruk akár a 10 milliárd évet is meghaladhatja. A legalább több ezer, de esetenként akár több százezer csillagot számláló csoportosulások mérete a néhány tíz, néhány száz fényéves nagyságrendben mozog, ami egyben azt is sugallja, hogy sokkal sűrűbb régióról beszélünk itt, mint egy nyílthalmaznál. Nem csoda, hiszen sokkal több ideje volt a gravitációnak összerendezni a csillagokat, ami miatt egyrészt gravitációsan sokkal jobban kötött halmazról beszélhetünk, másrészt a gravitáció gömbszimmetrikus mivolta eredményezi ezen csillagok gömbszerű elrendeződését, ahogy azt nevük is jelzi.
A bal oldalon a Perzeusz csillagkép híres Kettős nyílt halmazának laza csoportosulását láthatjuk nagyjából 7000 fényéves távolságból, míg a jobb oldalon a nyári égbolt nevezetessége a Herkules csillagkép nagy gömbhalmaza 25000 fényév távolságban. Utóbbi rendezett alakja kifejezetten szembetűnő, innen is ered az objektumtípus neve. (Fotók: Greg Polanski, Eric Coles & Mel Helm; Forrás: Astronomy Picture of the Day)
Mindkét típus esetében használható az úgynevezett izokrón illesztés módszere, amihez nem árt megismernünk a csillagászat egyik leghasznosabb grafikonját, a Hertzsprung–Russell–diagramot (röviden HRD-t). A HRD-n a csillagok fényességét (vagy fényteljesítményét – idegen szóval luminozitását) ábrázoljuk a hőmérsékletük (vagy az ezzel egyenértékű színük) függvényében. Az alábbi HRD-n minden pont egy csillagot jelképez (annak fent említett két fizikai tulajdonságát), amiből rögtön szemet szúrhat, hogy a csillagok nem rendelkezhetnek akármilyen hőmérséklet–fényesség paraméterpárral. Ezen a grafikonon főleg a csillagok fejlődését, életútját követhetjük nyomon. Egy csillag élete során a HRD-n bejárt útját elsősorban a tömege (bizonyos esetekben pedig a környezete) határozza meg. Ebből kifolyólag az azonos korú csillagok a grafikon különböző helyein jelennek meg, kezdeti tömegüktől függően. Az ezekből kirajzolódó folytonos vonalakat hívjuk izokrónoknak (izo – azonos, krón – kor), amelyek egy adott korú csillagpopulációra jellemzőek, és amelyeket modellszámításokból ismerhetünk.
A grafikonon balról jobbra a hőmérsékletet láthatjuk csökkenő trendben (itt érdemes észrevenni, hogy a forró csillagok kéken izzanak, a hűvösebbek pedig vörösen), függőlegesen lentről felfelé pedig az egyre nagyobb fényességű (vagy fényteljesítményű) csillagok helyezkednek el. A csillagok életük legnagyobb részét az úgynevezett fősorozaton töltik (Main Sequence Stars), ami persze a különböző tömegű csillagok esetében különböző abszolút értéket jelent. Napunk is a fősorozat derekán helyezkedik el (Sun). A csillagok fejlődésének (anyaguk fúziós energiatermelés során történő átalakulásának) köszönhetően térnek le életük utolsó szakaszában a fősorozaton kívül vidékekre, mint az (szuper)óriáscsillagok ( (Super)giants), később pedig a fehér törpék (White dwarfs) – vagy akár neutroncsillagok/fekete lyukak (az ábrán ezek nincsenek jelezve, mert lelógnak róla) – alsó területeire. (Forrás: universe-review.ca)
Adódik a kérdés… Egy csillag életkora gyakorta sok milliárd év. Honnan ismerhetjük a csillagok életútját, ha az egész emberiség története ennek csak egy töredéke óta tart?
A kérdés teljesen jogos. Hogy megértsük, képzeljünk el egy faiskolát! Egy bizonyos fatípus egész életútját láthatjuk az egymás mellett álló különböző korú fák sorozatán, anélkül, hogy a fával együtt le kellene élnünk az életünk. Ugyanígy a csillagok fejlődését is milliárd csillag megfigyeléséből lehet kikövetkeztetni a fizika törvényeinek alkalmazásával.
Habár a grafikonon ugyanazon mennyiségek vannak egymás függvényében ábrázolva, amíg az előző ábrán mindenféle korú és tömegű csillagot ábrázoltunk, ezen a különböző színű vonalak csak az azonos korú (de különböző tömegű) csillagok által kirajzolt görbéket láthatjuk. A kék, sárga, zöld, vörös és lila vonalak mentén rendre az 5, 20, 100 millió, 1 és 10 milliárd éves csillagok állapotának pillanatképe látható. (Forrás: Wikipédia)
Szerencsénkre a csillaghalmazok tagjai jó közelítéssel egyszerre keletkeztek, tehát a korukra jellemző alakzatban fognak elrendeződni a HRD-n. Erre a modellgörbék közül a legjobbat illesztve, az illesztés során alkalmazott függőleges eltolás segítségével lehet meghatározni, hogy a modell abszolút fényességeihez képest mennyivel volt halványabb a halmaz tagjainak mért fényessége; míg a vízszintes eltolásból azt lehet megbecsülni, hogy a csillag fénye mennyit vörösödött a csillagközi anyag fényelnyelése miatt. Ezekből pedig az előző fejezet módszerét alkalmazva kiszámolható a halmazok távolsága. A nyílthalmazok esetében néhány ezer fényéves viszonylatban tudunk jó becsléseket tenni a távolságokra. A gömbhalmazok esetében akár a szomszédos galaxisokban is találhatunk olyanokat, amelyek egyedi csillagait még fel tudjuk bontani a legjobb műszerekkel, így utóbbiak helyét néhány százezer vagy akár egy-két millió fényéves távolságban is be tudjuk határolni. Emellett a gömbhalmazokban különböző típusú változócsillagok is szép számmal akadnak, amelyeket az előző fejezetben ismertetett módon használhatunk fel távolságmérésre, ami egyben a halmaz távolságát is megadja.
A Hubble űrtávcső 2015-ös Androméda-ködről készült mozaik felvételébe belenagyítva számos apró csillaghalmazt fedezhetünk fel – csillagász legyen a talpán, aki ebből az egyes csillagok fényességét pontosan meg tudja mérni, de persze nem lehetetlen. (Forrás: spacetelescope.org)
Ez egyben egy nagyon jó példa a kozmikus távolságlétra felépítésére is, mivel az eljárások tesztelésére különböző független módszereket alkalmazunk, amelyekkel ugyanazon objektumtávolságot szeretnénk meghatározni. Habár egyedi csillagokat legfeljebb csak a közeli galaxisokban tudunk megfigyelni, gömbhalmazokat akár a távolabbi galaxisokban is. Jóllehet ezek a távoli gömbhalmazok már nem felbonthatóak csillagaikra, ám összfényességükből így is lehet következtetni a szülőgalaxisuk távolságára. Erről és számos más extragalaktikus mérési módszerről a következő részben olvashatnak majd az érdeklődők.
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.