uabooks.top

1. Látszólagos fényesség (nagyságrend). A csillagos égbolt megismerésének kezdetén már találkozhattatok az m csillagnagyságrend fogalmával. Tudjátok, hogy az 1. nagyságrendű csillagok 2,5-szer (pontosabban 2,512-szer) nagyobb fényinten-zitásúak, mint a 2. látszólagos fényrendű csillagok, amelyek viszont 2,5-szer nagyobb fényáramot hoznak létre a 3. nagyságrendű csillagoknál, és így tovább. így két egymás utáni fényrend különbségeként (jelölése l^m) a két csillag által létrehozott megvilágítás (E) 2,512-szeres arányát fogadták el. Ezt a számot az egyszerűség kedvéért úgy választották ki, hogy a tízes alapú logaritmusa pontosan egyenlő' legyen 0,4-del, és az 5^m fényességkülönbségnek 1 : 100 intenzitásarány felel meg. Képlet formájában ezt az összefüggést elsóTsént Norman Pogson (1829-1891) írta

fel:

Ha fotométer segítségével megmérjük két csillag fényintenzitásának arányát, Pogson képlete szerint meghatározható a látszólagos fényességek különbsége. A nulla értéket feltételesen választják ki. Elfogadták, hogy egy átlagos l^m nagyság-rendű csillag (a 20 legfényesebb csillag átlaga) 100-szor több fényt ad, mint egy 6^m fényességű, amely szabad szemmel még éppen észrevehető'.

A Hold látszólagos fényessége telihold esetén —12,7^m, az elsó' negyedben -9,0^m. Pogson képlete alapján meghatározható, hogy a Hold megvilágítása teliholdkor (Ej) 30-szor nagyobb a Hold megvilágításánál az elsó' negyedben (Ej):

A Nap látszólagos fényességét Witold Ceraski (1849-1925) határozta meg. Az értéke -26,8^m. A látszólagos fényességek skálája lehetőséget ad a halvány, szabad szemmel nem látható csillagok fényességének magnitúdóban történő kifejezésére. Napjainkban a 8-10 m tükörátmérővel rendelkező legnagyobb teleszkópok és korszerű vevőegységek képesek a 28^m fényességű csillagok észlelésére is.

2. A csillagok távolságának meghatározása. A tudósok már a régi időkben is feltételezték, hogy a csillagok ugyanolyan fizikai természettel rendelkeznek, mint a Nap. A nagy távolságok miatt még a legnagyobb teljesítményű teleszkópok segítségével sem láthatjuk a csillagok korongját. Ahhoz, hogy összehasonlíthassuk a csillagokat egymással és a Nappal, meg kell találni a megfelelő módszert a távolságuk meghatározására.

A legalapvetőbb a parallaxis-módszer, mert a Föld sugara sokkal kisebb a csillag távolságához viszonyítva. Már Kopernikusz is tisztában volt vele, hogy a heliocentrikus világképnek megfelelően, a közeli csillagoknak ellipszist kell leírniuk a távoli csillagok háttere előtt a Föld Nap körüli éves keringésének következtében. A közeli csillag feltételezett elmozdulása a nagyon távoli csillagokkal a háttérben egy ellipszis mentén megy végbe, periódusa 1 év, és a megfigyelő mozgását tükrözi a Földdel együtt a Nap körül (5.1. ábra). Az ábrán a Föld helyzete az éves keringési pályáján, valamint a csillag látható helyzete az égbolton azonos számokkal van jelölve.

A csillag által leírt kis ellipszist parallaktikus ellipszisnek nevezzük. Szögmértékben ennek az ellipszisnek a fél nagytengelye azzal a szöggel egyenlő, amely alatt a csillagról látható a Föld keringési pályájának a csillag irányára merőleges fél nagytengelye. Ezt a szöget éves parallaxisnak (ti ) nevezzük. A csillagok parallaktikus elmozdulása megdönthetetlen bizonyítéka a Föld Nap körüli keringésének.

A csillagok távolságát az éves parallaxisuk alapján határozzák meg, amely a megfigyelő elmozdulásával magyarázható (a Földdel együtt) a Föld keringési pályáján.

Az 5.2. ábrán látható, hogy amennyiben CT = a — a Föld keringési pályája sugarának átlagértéke, SC = r - a C Nap és az S csillag közötti távolság, és a n szög - a csillag éves parallaxisa, akkor

Ha a csillagok éves parallaxisát ívmásodpercekben mérjük, és 1 radián egyenlő 206 265", akkor a csillag távolsága meghatározható az

CsE kifejezés

segítségével.

A csillagok távolságának meghatározásához a csillagászati egység túl kicsi. Ezért a csillagászatban létezik egy sokkal megfelelőbb távolságegység - a parszek (pc), amelynek az elnevezése a „parallaxis” és „szekundum” szavakból ered.

Parszek - az a távolság, amelyből a Föld keringési pályájának fél nagytengelye (Nap - Föld átlagos távolság) merőleges rálátás esetén 1" (egy szögmásodperc) szög alatt látszik.

Az utolsó képlet szerint 1 pc = 206 265 CsE = 3, 086 -10¹³ km. Innen következik, hogy a csillagok távolsága parszekben meghatározható a következő kifejezéssel:

Csillagászati egységekben határozzák meg a Naprendszerhez tartozó testek távolságát. A Naprendszer határán túli égitestek távolságát parszekben, kilopar-szekben (1 kpc = 10³ pc) vagy megaparszekben (1 Мре = 10⁶ pc), illetve fényévben (1 fényév = 9,46 • 10¹² km = 63 240 CsE = 0,3067 pc, 1 pc = 3,26 fényév) fejezik ki.

Fényév - az a távolság, amelyet az elektromágneses sugárzás (a fény) tesz meg 1 év alatt légüres térben.

A parallaxis mérésének alsó határa nem haladja meg a 0,005"-t, amely 200 pc-nél nagyobb távolságot nem enged meghatározni. A távolabbi objektumok távolságát más, kevésbé pontos módszerekkel határozzák meg.

3. Abszolút fényesség. A csillagok luminozitása. A csillagok látható fénye nem jellemzi a valós sugárzásukat. Két tényező határozza meg: a csillag tényleges sugárzása és távolsága. A Napot például azért látjuk az égbolt legfényesebb csillagának, mert minden csillagnál közelebb van. Tehát ahhoz, hogy összehasonlíthassuk a csillagok tényleges fényét, a fényességüket egy bizonyos azonos távolságban kell meghatározni. Ilyen azonos (vagy alapértelmezett) távolságként a 10 pc-et fogadták el. A csillag abszolút fényessége azt mutatja meg, hogy 10 pc távolságból milyen fényesnek látnánk.

Vegyük úgy, hogy r távolságban egy csillag látszólagos fényessége m, és az általa biztosított megvilágítás E. A meghatározás szerint a látszólagos fényesség r₀ = 10 pc távolságban egyenlő az m abszolút fényességgel, és E₀ - a csillag által biztosított megvilágítás (vagy sugárzás) 10 pc távolságnyiról. Ezek ismeretében Pogson képletének alkalmazásával felírhatjuk:

Fizikai ismereteink szerint az ugyanazon forrásból származó sugárzások által különböző távolságban létrehozott megvilágítások fordítottan arányosak a távolságok négyzetével:

Behelyettesítve ezt a kifejezést az előzőbe, kapjuk:

Logarit

must vonva és leegyszerűsítve az egyenlőséget, ezt kapjuk: M = m + 5 - 51gr, de figyelembe véve, hogy

ezt az egyenletet felírhatjuk ebben a formában is:

M = m + 5 + 51g7i^M.

A kapott kifejezés segítségével meghatározzuk a Nap abszolút fényességét. A Nap — Föld távolság r = 1 CsE = 1: 206 265 pc; a Nap látszólagos fényessége —26,8^m. Behelyettesítve az értékeket az egyenletbe, megkapjuk, hogy M₀ = -26,8^m + 5^m + + 26,6^m = 4,8^m. Ez azt jelenti, hogy az alapértelmezett 10 pc távolságból a Nap egy halvány, csaknem 5^m fényrendű csillag.

A csillagok abszolút fényessége —9^m és 19^m között ingadozik, azaz 28^m közöttük a különbség, s ez az általuk létrehozott megvilágításban 160 milliárdszoros eltérést mutat.

Ismerve a csillag abszolút fényességét, kiszámíthatjuk a tényleges sugárzását, vagyis a luminozitását.

A csillag L luminozitása egyenlő a csillag által 1 s alatt kisugárzott teljes energiamennyiséggel.

Egy csillag luminozitását leggyakrabban a Nap luminozitásában fejezik ki, de megadhatjuk wattokban is. Emlékeztetőül, a Nap luminozitása — 3,85 • 10²⁶ W.

Az M = -9^m abszolút fényességű szuperóriás csillagok 330-szor erősebben sugároznak a Napnál, míg az M = 19^m abszolút fényességű, halvány csillagoknak 480-szor gyengébb a fénykibocsátása.

KÉRDÉSEK A TANULTAKHOZ

1. Mit nevezünk a csillag éves parallaxisának?

2. Mi a parszek és a fényév?

3. Miben különbözik az abszolút fényesség a látszólagos fényességtől?

4. Hogyan határozható meg a csillag abszolút fényessége, ha ismerjük a távolságát vagy az éves parallaxisát?

5. Mit értünk a csillag luminozitásán?

6. Milyen összefüggés van a csillag luminozitása és abszolút fényessége között?

7. Milyen módszerekkel határozható meg a csillag távolsága? Milyen egységekben fejezhetjük ki a távolságot, és milyen összefüggés van köztük?

Ez a csillagászat tankönyve 11. évfolyamának anyaga Szirotyuk, Mirosnicsenko