A Pierre Kervella vezette kutatócsoport, melynek tagja Szabados László (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézet) is, az ESO La Silla-n üzemelő NTT (New Technology Telescope) teleszkópjának segítségével gyűjtött adatok alapján mindössze 1,4 százalékos (!) hibával tudta meghatározni az RS Puppis távolságát. Ezzel a cefeida típusú változócsillagok közül az RS Pup távolsága ismert a legnagyobb pontossággal. A rendkívül kis hibának az egyedi mérésen túlmutató jelentősége van.
A cefeidák pulzáló változócsillagok, nevüket az osztály prototípusáról, a δ Cephei csillagról kapták. A periódus–fényesség-reláció majdnem száz évvel ezelőtti felismerése (Henrietta Leavitt, 1912) óta a legfontosabb távolságindikátorok közé tartoznak: jellegzetes fénygörbéjük alapján könnyen meghatározható pulzációs periódusuk, ebből kiszámítható teljes fénykibocsátásuk, ami a látszó fényességgel összevetve kiadja a cefeidákat tartalmazó csillagrendszerek, pl. más galaxisok távolságát. Az új mérés egyéb hasonló munkákkal összehasonlítva azért különösen fontos, mert tisztán geometriai alapokon nyugszik, a távolság meghatározásához a csillag fizikai paramétereiről, a pulzáció természetéről nem kell előzetesen semmilyen feltevéssel élni.
Az RS Pup körüli köd gyűrűs szerkezete a csillag korábbi életszakaszaiban lezajlott tömegvesztési folyamatokkal kapcsolatos információkat hordoz. A kép az ESO NTT távcsövére szerelt EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) műszerrel B, V, és R színszűrőkön keresztül készült felvételek kombinációja. A köd részleteit jobban mutató felvételek érdekében a műszert úgy pozícionálták, hogy a fényes csillag a két CCD-érzékelő közötti "vakfoltra" (sötét függőleges sáv középen) essen.
[European Southern Observatory]
Az RS Pup a Napnál körülbelül 10-szer nagyobb tömegű, mérete központi csillagunkénak 200-szorosa, energiakibocsátása pedig átlagban 15000-szeresen haladja meg a Napét. A fényváltozás periódusa 41,4 nap, ami a galaktikus cefeidák között az egyik leghosszabb. A változás amplitúdója eléri a 2 magnitúdót, azaz az RS Pup maximumban ötször fényesebb, mint minimumban. A csillag érdekessége, hogy a cefeidák között szinte egyedülálló módon egy nagykiterjedésű reflexiós ködbe van beágyazódva, melyet 1961-ben fedezett fel B. Westerlund. A köd eredete még tisztázatlan, gyűrűs szerkezete azonban azt sejteti, hogy a benne található anyag forrása legalább részben az RS Pup periodikusan felfúvódó, majd összehúzódó légköre. Becslések szerint a csillag tömegvesztési rátája 10-6 naptömeg/év körüli.
Az RS Pup körüli köd EMMI-képe a 41,4 napos periódus 6 különböző fázisában. A csillag és a köd jellemző részei fényességváltozásának egyidejű monitorozásával meghatározható a csillag távolsága. A köd fényességének változása különösen jól megfigyelhető a kép közepén látható, egymáshoz közeli fényes előtércsillagok felett.
[European Southern Observatory]
A köd jelenléte lehetővé teszi annak megfigyelését, hogy a csillag jellegzetes fényváltozásának hatása milyen módon jelentkezik a közvetlen környezetében. A mérés elve az, hogy a köd nagyon finom porszemcséiről az irányunkba visszaverődő fény egy kicsit később éri el a teleszkópot, mint a csillagról közvetlenül érkező fotonok. A köd néhány kiválasztott, jellegzetes porcsomójának fényességváltozása ugyanolyan jellegű lesz, mint a csillagé, de azt időben (fázisban) eltolva követi. Erre a késleltetésre a megfelelő hangeffektus mintájára a szakirodalom a "visszfény" (light echo) kifejezést használja. Az egyes csomók fényességváltozásának nyomonkövetésével meghatározható a csomó csillagtól mért távolsága: a késleltetést egyszerűen meg kell szorozni a fény sebességével. Ezen valódi távolság és a szintén mérhető porcsomó-csillag szögtávolság ismeretében aztán a csillag távolsága maga is meghatározható.
A mérés elvét magyarázó fantáziarajz. A csillag körüli köd egyedi porcsomóiról visszavert fény intenzitásváltozása fáziskéséssel követi a csillag fényváltozását. A késleltetés mértékéből meghatározható a porcsomó csillagtól mért távolsága, ennek és a látszó szögtávolságnak az ismeretében pedig a csillag távolsága is.
[European Southern Observatory]
Az RS Pup távolsága a fenti módszerrel 1992 parszeknek (kb. 6500 fényév) adódott, a hiba pedig mindössze 28 parszek (90 fényév).
Fantáziarajz a Nap és az RS Pup galaxisbeli relatív helyzetéről. Az RS Pup a Tejútrendszer fősíkjában, csillagokban gazdag vidéken található.
[European Southern Observatory]
A jelenséget és a mérés elvét magyarázó animációk az ESO sajtóközleményének mellékleteként tölthetők le.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astronomy & Astrophysics c. folyóiratban fog megjelenni.
Linkajánló: Szabados László nyilatkozata a Delta c. műsorban megtekinthető az MTV videotárában (a 18. perctől kezdődik)
Forrás: ESO 05/08 – Science Release, 2008.02.11.
