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 Ptolemaiosz 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. 1784-ben felfedezte a béta (ß) Lyrae és a delta Cephei fényváltozását. Az Algol fényesség ingadozásának okáról 1783-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 Goodricke-ot a Királyi Társaság 20 esztendős korában tagjai közé választotta. Goodricke feltevését az Algol rendszeréről egy 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 csillagtípus 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):
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, 1784-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.
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)
Távolsága = 982 fé o= 0,00036".
o = 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 mintha 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., 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. Fabricius 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}
Maga Fabricius 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):
Távolsága = 419 fé. o=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 óriáscsillag. 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:
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 és 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.)
A Betelgeuse 2002. január-februári számában megjelent cikk másodközlése
