• csillagaszat.hu
    csillagászat.hu
    Csillagászati hírportál
    bdsm forum

    A változó csillagok ismertetése







       A fényváltozást szabályosnak ismerték el mindaddig, amíg az utóbbi évek során egynéhány változónál kimutatták, hogy a fénygörbe is változik. Azt is felfedezték, hogy a fényerősség-változás ingadozása is szabályos, s ennek a peridódusa rendszerint sokkal hosszabb a fényváltozás periódusánál, az ún. elsődleges vagy primär periódusnál. A fénygörbeváltozás periódusa az ún. másodlagos vagy secundär peridódus. Példának okáért az AR Herculis elsődleges, illetve másodlagos periódusa:

    MISSING DST IMAGE!!!!

       A fényváltozás megmagyarázására Shapley és Eddington kigondolta a ma már többé-kevésbé elfogadott pulzáció-elméletet, mely szerint e csillagok lüktetnek, szabályos időközönként összehúzódnak és kiterjednek, az átmérő és vele együtt a valósi és a látszólagos felület állandóan változik. Tekintettel arra, hogy a felületegységből kisugárzott fényenergia nagyjából állandó, tehát, ha minél nagyobb a csillag, annál erősebb a kisugárzott fény intenzítása. Jeans szerint ez az elmélet se tökéletes, az általa kigondolt elmélet egyesíti a pulzáció-elméletet a kettőscsillag-feltevéssel, amely szerint e csillagok kettősek, és a két komponens kering egymás körül, ami a fényváltozást részben megmagyarázzza. Szerinte e változók olyan ellipszoid, illetve körtealakú forgó égitestek, melyekből kettőscsillagok lesznek ls közvetlenül a kettéválás előtt állnak.

       1912-ben Miss Henrietta S. Leavitt, ki a déli csillagos egen látható Maghellán-felhőkben 25 cepheida fényváltozását kísérte figyelemmel, arra a felfedezésre jutott, hogy a csillagok abszolút fényessége és távolsága között egy egyszerű, lineáris összefüggés áll fenn. E felfedezés nagy hordereje abban rejlik, hogy egy bárhol felfedezett cepheida távolsága meghatározható. Ugyanis a látszólagos fényességet közvetlenül lemérjük, a periódus ismeretének birtokában meghatározzuk az abszolút fényintenzítást, a kettő segítségével a távolság kiszámítható a

    képlet segítségével, amelyben M és m jelképezi az abszolút, illetve látszólagos fényességet, r pedig a parsec-ben kifejezett távolságot. (1 parsec= 3,254 fényév.) Bárhol találunk egy csillaghalmazt, keresünk benne cepheidát, melynek fényváltozásai periódusát meghatározva, megállapíthatjuk a halmaz távolságát.

       A cepheidáknak a fentemlített két típusa között újabban egyre több különbséget fedeznek fel. A legújabb kutatások között két teljesen különálló típusról van szó. A fényváltozás periódusa közt eltéréseket fentebb vázoltuk. A színkép a rövidperiódusúaknál leginkább az A, a hosszúperiódusuaknál az F, G, K osztályokba sorolható. Az előbbiek egy 25 000 parsec átmérőjű, gömb alakú térben helyezkednek el Tejútrendszerünkben, az utóbbak egy 30 000 parsec nagytengellyel bíró forgási ellipszoidban találhatók. Átlagos radiális (látósugármenti) sebességük a térben 50, illetve 25 km/sec. Más csillagok sűrűsödési viszonyszáma a Galaktika középpontja felé (galaktikai koncentráció): az RR Lyrae csillagok β=+10° és β= -10° szélességű övben találhatók míg, a δ Cephei csillagok λ= 0° és λ= 200° hosszúság között fordulnak elő leginkább. (β a galaktikai szélesség, λ a hosszúság). A Hagen-féle színskálán, melyen 0a fehér, 9c a vörös színnek felel meg, e két csoport 1c-3c, illetve 3c-6c között helyezkedik el.

       A fényváltozás periódusa és a színképtípus között fennálló összefüggést a következő összeállítás szemlélteti:

       A táblázat első oszlopa tartalmazza a periódus logaritmusát, a második a színképtípust, végül az utolsó az odatartozó csillagok számát adja, ami természetesen ma már nem megfelelő, mert állandóan fedeznek fel újabb és újabb változót, de némi támpontot nyújt arra nézve, hogy hova tartozik a legtöbb és hova a legkevesebb csillag.

       Fénygörbéjüket általában a felszálló ág meredekebb és a leszálló ág lankásabb volta jellemzi: maximumtól minimumig több idő telik el, mint minimumtól maximumig. Régente külön osztályba sorolták a ζ Geminorumot néhány társával, mert fénygörbéjük szabályos sinusgörbe, tehát eltér a többi cepheida fénygörbéjétől. E csillagok azonban másban nem különböznek a cepheidáktól, tehát semmi okunk nincs rá, hogy elkülönítsük őket.

       A különböző nemű fényváltozások szemléltetésére példaként felhozom a δ Cephei radiometriai, vizuális, fotoelektromos, bolometrikus és fotografikus fényességét, valamint a színindexet, színexcessust, hőindexet ls a színképtípust.

       A radiometriai és bolometrikus fényesség az összsugárzást mérik. Az előbbi a közvetlenül mérhető sugárzást, az utóbbi pedig a földi légkör elnyelő hatásának kiküszöbölésével. A vizuális fényesség a szemmel mérhető, a fotografikus a fényképlemezen mérhető fényességet adja, a fotovizuális fényesség pedig sárga szűrővel különleges fényképlemezen mért fényességet ad, mely fényskála többé-kevésbé megközelít a vizuális skálát. A színindex és a hőindex a következő különbségek alapján nyerhető: SI= mf-mv és HI= mv-mr. A színexcessus az ahhoz a színképtípushoz tartozó átlagos színindex és a csillag színindexe közti különbség.

       A változócsillagok legnagyobb része óriásfeletti. Ismerünk azonban néhány törpe cepheidát, melyeket főképviselőjük nyomán elnevezve β Canis Majoris típusnak nevezünk. E változókról ma még nem sokat tudunk.

       A mellékelt rajz a δ Cephei fénygörbéjét szemlélteti. A III. táblázat néhány ismertebb cepheida adatait ismerteti a következő sorrendben: név, koordináták, periódus fény maximum és minimum, a színképváltozás szélső értékei, a csillag félátmérőjének legnagyobb és legkisebb értéke közti különbség, azaz a radius változás amplitudoja, továbbá az átlagos félátmérő, végül az átlagos abszolut fényesség. A jelek a csillagászati irodalomban használatos rövidítéseknek felelnek meg. A IV. táblázat a fényesebb RR Lyrae csillagok főbb adatait szemlélteti. A második oszlop a csillagoknak az amerikai jelöléséről, az utolsó kettő a radiális sebesség szélső értékeiről tájékoztat.

    {mosimage}

    A Csillagok Világa 1948/4. számában megjelent cikk internetes változata

    A változó csillagok.
    A változó csillagok ismertetése. 5. közlemény. Változók jelölése.
    A változó csillagok ismertetése. 6. közlemény. RV Tauri változók.

    Ez a bejegyzés Általános csillagászattörténet kategóriában van. Link könyvjelzője.

    A változó csillagok ismertetése







       A csillagokat először Bayer jelölte meg 1603-ban megjelent Uranometriá-jában, azt a szabályt tartva szemelőtt, hogy az egyes csillagképek legfényesebb csillaga legyen az α, a következő a β, majd γ, δ, ε, … ω. Ezt többé-kevésbé be is tartották, amennyiben az α jelzésű csillag általában a legfényesebb egy-egy csillagképen belül.

       A görög betűk kevésnek bizonyultak, ekkor a latin kis betűket használták, sőt néhol kénytelenek voltak a latin nagy ábécéhez is nyúlni. Több csillagtérképen alkalmazták a nagy A betűt, sőt a Cassiopeia csillagképben a B-t is, a Hydrában a C-t és a Cygnusban P-vel jelzett csillagokat is találunk. A csillagoknak ilymódon való megjelölése még ma is használatos. A csillagot jelentő betű vagy szám után a csillagkép nemzetközileg megállapított latin neve kerül genitivusban.

       A múlt században felmerült az a gondolat, hogy a változókat a többi csillagoktól eltérő módon jelöljék meg. Argelander indítványára a latin nagy betűket használjuk erre a célra, még pedig R-től lezdve, hogy a Bayer által A-, B-, C és P-vel jelzett csillagokkal ne lehessen összetéveszteni. Tehát minden egyes csillagkép első kilenc változójának jele:

    R S T U V W X Y Z

       Azok a fényesebb változók, melyeket Bayer már megjelölt, nem kaptak külön jelet. Ilyenek pl: δ Cephei, β Lyrae, d Serpentis, χ Tauri stb.

    A változóknak ilymódon való megjelölése jól bevált mindaddig, amíg fel nem fedeztek valamely csillagképben egy tizedik változót. Ekkor az új jelölési módra többféle javaslat került szóba. A franciák a következő jelölést használták:

    1-9

    10-18

    R2

    S2

    T2

    U2

    V2

    W2

    X2

    Y2

    Z2

    19-27

    R3

    S3

    T3

    U3

    V3

    W3

    X3

    Y3

    Z3

    E jelölési mód nem a legcélszerűbb. A Nyland-féle sokkal áttekinhetőbb:

    1-9 

    10-18

    V10

    V11

    V12

    V13

    V14

    V15

    V16

    V17

    V18

    19-27

    V19

    V20

    V21

    V22

    V23

    V24

    V25

    V26

    V27

    stb.

       Eszerint például a csillagkép 335. változója V335  jelet viseli.

      E két jelölési módról előbb-utóbb áttértek a ma is használatos Hartwig által bevezetett jelölésre, mely az R-től Z-ig terjedő betűk kettős kombinációiból áll. A csillagkép első 54 változójának jelölése tehát így alakul:

    R

    S

    T

    U

    V

    W

    X

    Y

    Z

    RR

    RS

    RT

    RU

    RV

    RW

    RX

    RY

    RZ

     

    SS

    ST

    SU

    SV

    SW

    SX

    SY

    SZ

     

     

    TT

    TU

    TV

    TW

    TX

    TY

    TZ

     

     

     

    UU

    UV

    UW

    UX

    UY

    UZ

     

     

     

     

    VV

    VW

    VX

    VY

    VZ

     

     

     

     

     

    WW

    WX

    WY

    WZ

     

     

     

     

     

     

    XX

    XY

    XZ

     

     

     

     

     

     

     

    YY

    YZ

     

     

     

     

     

     

     

     

    ZZ

       Az egyes csillagképekben felfedezett változók száma hamarosan elérte, sőt túlhaladta az 54-et. Ekkor jöttek a különböző indítványok a jelölést illetően. Többen áttértek a hármas betűkre:

    RRR RRS RRT … RRZ SSS SST …

    stb.

    Ez azonban kissé bonyolultnak mutatkozott.

       Nemzetközi megegyezés alapján a változók jelölését az 55-től kezdve az alábbiak szerint állították össze:

     AA

     AB

     AC

    ..

    ..

    ..

    ..

    AX

    AY

    AZ

     

     BB

     BC

    ..

    ..

    ..

    ..

    BX

    BY

    BZ

     

     

     ..

    ..

     ..

    ..

     .. 

     .. 

     .. 

    ..

     

     

     ..

    .. 

     ..

     .. 

    ..

    ..

    ..

     ..

     

     

     

    PP

    PQ

    PR

    ..

    PX

    PY

    PZ

     

     

     

     

    QQ

    QR

    ..

    QX

    QY

    QZ

       Ezzel összesen 334 csillagot tudtunk megjelölni minden csillagképen belül. A felfedezett változók száma néhány csillagképen belül hamarosan túllépte a fenti számot is. Ekkor a fentebb vázolt Nyland-féle jelölési módra tértek át:

    333

    QY

    334

    QZ

    335

    V335

    336

    V336

    stb.

       Ezzel végre olyan jelölési módhoz értünk el, mely kimeríthetetlen.

       E bonyolult jelölés oka az, hogy eleinte nem gondoltak arra, hogy a változók száma idővel ennyire megnövekedhetik.

       Végül megemlítek egy, a fentiektől független jelölési módot, melyet Amerikában ma is használnak. Ez hat jegyből álló szám, melynek értékeiből kiolvasható a csillag 1900,0-ra vonatkozó koordinátái. Az első két szám jelenti a rektascensio óráit, a középső két szám a perceket, az utolsó két szám a deklináció értékeit adja fokokra kerekítve. Negatív deklinációt dőlt (kursiv) számok mutatják. Ha két olyan változót akarunk megjelölni, melyeknek koordinátái olyan kismértékben különböznek egymástól, hogy mind a két csillag ugyanazt a számot kapja, a szám mögé kis a, illetőleg b betűt helyezünk megkülönböztetés céljából. Például az

    AY Lyrae változó jele 184037
    koordinátái 1900,0-ban tehát

    α= 18h 40m δ= +37°

    Az MU Centauri jele: 120743
    koordinátái:

    α= 12h 7m δ= -43°

       Ez a jelölési mód akkor lenne elfogadható, ha a csillagok koordinátái állandóak lennének. Mivel a koordináták a precessio folytán változnak, nem célszerű ezt használni, s azonkívül körülményes lenne minden változó számát észben tartani.

       Új változó felfedezésekor ideiglenes jellel látjuk el a csillagokat, mely a sorszámot, a feldezés évét és a csillagkép nevét tartalmazza, Például a 63.1905 Geminorium nevű égitest jelenti az 1905-ben felfedezett hatvanharmadik változót, melynek helye a Gemini csillagkép. Mikor az újonnan felfedezett csillagról minden kétséget kizáróan kitűnik, hogy változó, végleges jelet kap. A fent említett 63.1905 Geminorium a TW Geminorium végleges nevet kapta.

    A Csillagok Világa 1948/2. számában megjelent cikk internetes változata

    A változó csillagok.
    A változó csillagok ismertetése. 4. közlemény. A Cepheida változók.
    A változó csillagok ismertetése. 6. közlemény. RV Tauri változók.

    Ez a bejegyzés Általános csillagászattörténet kategóriában van. Link könyvjelzője.

    A változó csillagok ismertetése







      Periódusuk hossza 70 és 200 nap között található. Színképük általában a G, K és M osztályokba sorolható.

      Fénygörbéjükön nem mutatható ki hasonló szabályosság, mint a delta Cephei csillagokén, sőt a fénygörbe-változás is szabálytalan.

      Fénygörbéjük alakja többé-kevésbbé hullámvonal alakjában jelenik meg, melynek azonban minden második minimuma lejjebb kerül a közbeesőnél. A görbe tehát nagyobb, egy kisebb, ismét egy nagyobb, majd kisebb, stb. hullámokból áll. A nagyobb kilengés minimuma a főminimum: m1. Az ehhez tartozó amplitudó a főamplitudó: A1= m1-M, ahol M jelenti a maximális fényintenzitást. A kisebb kilengésekhez tartozik a mellékminimum: m2 és a mellékamplitudó: A2= m2-M. Egy tipikus RV Tauri csillag fénygörbéjét 1948-as évkönyvünk 41. lapján szemlélhetjük. A rajzon jól látható a különböző fényminimumok fellépése.

      Ebbe a típusba tartozó csillagok fénygörbéje nem változik olyan szabályossággal, mint ahogy az a fent említett ábrán látszik. A periódus hossza nem állandó, hanem kis értékek között ingadozik. A maximum és minimum értékében is megfigyelhetünk némi eltéréseket. Legnagyobb szabálytalanság azonban a mellékminimum fellépésénél tapasztalható. Ekkor a csillag általában fényesebb, mint főminimumban: m2<m1, azaz A2<A1. Néha azonban a mellékminimum eltűnik: m2=M, A2=O, vagy értéke egyenlő a főminimum értékével: m2= m1, A2= A1. Előfordul olyan eset is, melynél a mellékminimum halványabb a főminimumnál: m2>m1, A2>A1.

      A fényváltozást ma még nem tudjuk megmagyarázni. Legújabban pulzációelmélettel próbálják magyarázni, de ennek még kézzelfogható alapja nincs. Az idők folyamán több elmélet látott napvilágot, melyek a maguk idejében nagy port vertek fel, előbb-utóbb azonban a feledés homályába merültek, gazdagítva a könyvtárakat.

    A Csillagok Világa 1949/2. számában megjelent cikk internetes változata

    A változó csillagok.
    A változó csillagok ismertetése. 4. közlemény. A Cepheida változók.
    A változó csillagok ismertetése. 5. közlemény. Változók jelölése.

    Ez a bejegyzés Általános csillagászattörténet kategóriában van. Link könyvjelzője.
    • Magyarország megújul