Új Impulzus, 1987 (3. évfolyam, 1-26. szám)
1987-06-13 / 12. szám
nem mindig függnek össze a látszólagos fényességgel. Ezek után végezzünk el egy szobai kísérletet , amennyiben nem okozunk vele családi bonyodalmakat. A mennyezetről lógassunk le zsineget és kössünk rá két golyót egymás alá. Rajzoljunk a padlóra kört a zsineg felfüggesztési pontja köré. Zseblámpával (gyertyával) felfelé világítva sétáljunk a rajzolt kör mentén: a két golyó árnyéka a mennyezeten szintén körbejár. Mégpedig a hozzánk közelebb levő golyó nagyobb, a távolabbi kisebb pályán. Kísérletünk híven érzékelteti azt a helyzetet, amely a Földnek a Nap körüli keringése során mutatkozik. Vagyis a „fölöttünk” levő és közelebbi csillagoknak nagyobb, a távolabbiaknak kisebb körpályán kellene mozogniuk — a Föld évi mozgásának tükörképeként (3. ábra). Azaz hogy kellene! A dolog a valóságban korántsem ilyen egyszerű. Már az ókorban is gyanította egy-két éles elme, hogy a csillagoknál létezhet ilyesfajta mozgás. Valóságos létezésükre azonban csak Tycho de Brahe dán csillagász mutatott rá — elvben — az 1500-as évek végén. Közben többen próbálkoztak e mozgás kimutatásával, de mindhiába. Senki sem sejthette még akkoriban, hogy valójában milyen messze is vannak a csillagok, és milyen piciny a parallaktikus elmozdulásuk az égbolton. Az első sikeres méréseket Struve, Bessel és Henderson végezte 1835 és 1840 között — azaz ők határozták meg először trigonometriai úton néhány csillag távolságát! E távolságmérési módszer a következő. Egy csillag parallaxisán azt a szöget értjük, amely alatt a Nap—Föld távolság (CSE) a csillagról látszik. Amikor a szóban forgó csillag a Földről nézve az úgynevezett parallaxisos ellipszis nagytengelyének egyik végpontjában észlelhető, akkor meghatározzuk pontos helyét az égen. Majd fél év múlva újbóli helymeghatározást végzünk. Az időkülönbség pozíciókülönbséget is mutat — vagyis egy roppant kicsiny szögmértéket. Bázisvonalúnk tehát a földpálya félnagytengelye. A hozzánk legközelebbi csillag, a 4,24 fényév távolságban levő Proxima Centauri parallaxisa ily módon 0,762 ívmásodperc! Viszont az a távolság, ahonnan a földpálya sugara (a CSE) éppen 1 ívmásodpercnyi szög alatt látszik, az kereken 3,26 fényév. Ezt a parallaxist nevezzük 1 parsec távolságnak! Jegyezzük meg: a parsec a csillagászati távolságskála, vagymérés, nagyobb léptékű egysége. Jelenleg csak olyan csillagok trigonometriai parallaxisát tudják meghatározni, amelyek távolsága 100 parsecnél kisebb. Elfogadhatóan pontos parallaxisok azonban csak 100 fényéven belül léteznek, tehát ez a módszer gyakorlatilag 100 fényév távolságig használható. A Tejútrendszeren belüli távolságmeghatározási eljárások két csoportra oszthatók. A pozícióméréseken alapuló (az előzőekben ismertetett) geometriai, továbbá a fotometriai, illetve spektroszkópiai módszerekre. A fotometriai szisztémánál különbséget kell tennünk az égitestek látszólagos és abszolút fényessége között. E század elején egy amerikai csillagásznő szenzációs felfedezést tett. Kimutatta, hogy az úgynevezett delta Cepher vagy RR Lyrae típusú változócsillagok fényességperiódusa és látszólagos fényessége, valamint abszolút fényessége között egyszerű összefüggés mutatkozik. Bármely ilyen típusú változócsillag távolsága kiszámítható ezen összefüggés, az úgynevezett periódus-fényesség reláció segítségével! Következésképpen a változócsillag közvetlen környezetének távolsága is megismerhető — sőt ily módon néhány távoli csillagrendszeré, extragalaktikáé is. A periódus-fényesség reláció több kiloparsec távolságig (1 kiloparsec × 1000 parsec) megbízható méterrúd. Átugorva a spektroszkópiai parallaxismérés, valamint a sugárzásenergetikai parallaxis, továbbá az úgynevezett csillagáram-parallaxis mérések módszereit, lépjünk ki a Tejútrendszerből az extragalaktikák világába. Az úgynevezett primer távolságmérési módszerekhez tartozik (esetenként) a már említett periódus-fényesség reláció. Vagy pedig az az eljárás, amikor egy messze levő csillagrendszerben szuperóriás csillagokat találunk, mivel utóbbiak abszolút fényessége ismeretes, a csillagrendszer távolsága kiszámítható. Hasonló eljárással következtethetünk valamely extragalaktika távolságára, ha azt épp úgy gömbhalmazok övezik, mint a mi Tejútrendszerünket. A novák és szupernóvák fellángolása más csillagrendszerekben szintén jó távolságindikátor lehet. A szekunder módszerek már bonyolultabbak. Extragalaktikák távolságát meg lehet becsülni (!) összfényességük, vagy éppen látszólagos átmérőjük alapján. Igen nagy távolságok viszonylag jó mérését teszi lehetővé a színképvonalaknak a Doppler-effektus szerint értelmezendő eltolódása. (Lásd lapunk 1986. május 17. számát.) Szinte az egyetlen biztosan mérhető adat ez a vöröseltolódás, amely feltárja előttünk az Univerzum szerkezetét, helyesebben távlatait. Minél messzebb vannak tőlünk ugyanis az extragalaktikák, színképükben annál nagyobb mértékű a vöröseltolódás — vagyis annál nagyobb sebességgel távolodnak tőlünk! Azaz fordítva: minél nagyobb a távolodási sebességük, annál messzebb vannak — tehát a vöröseltolódás egyben a távolságot is jelzi! Századunk első harmadában E. P. Hubble amerikai csillagász matematikai formulába öntötte az extragalaktikák sebessége és távolsága közötti összefüggést: ez a Hubbleállandó. A ma elfogadott értéke 50—100 km/sec/Mpc. (Mpc = megaparsec = 1 millió parsec). Az extragalaktikák távolodási sebessége (vagyis az Univerzum tágulása) óriási nagyságrendeket vehet fel. Észleltek tőlünk relativisztikus gyorsulással, a fénysebesség 91,6 százalékával (!) távolodó objektumot is — 13 milliárd fényévre becsült távolsággal. JANKOVSZKY JÁNOS