|
NEGYEDIK FEJEZET.
Kalypszo 2006.08.13. 13:48
 Az állócsillagok.
NEGYEDIK FEJEZET.
Az állócsillagok.
I.
Az állócsillagokat a régiek mozdulatlanoknak gondolták, innen származik az elnevezésük. S az, a ki csak szabad szemmel figyeli az égboltozatot, a csillagok egymáshoz való helyzetét állandónak is találja. Az utolsó évtizedekben tökéletesített mérőeszközökkel azonban nagy számu állócsillagnál elmozdulásokat vettek észre, s megállapították, hogy az egykor állóknak gondolt csillagoknak "saját mozgásuk" van, miáltal a szomszédos csillagoktól való távolságuk változásnak van alávetve. A fényesebb csillagok általában nagyobb "saját mozgással" bírnak, mint a gyengébb fényűek, a mi arra mutat, hogy tőlünk való távolságuk csekélyebb. A gyengébb fényűeknél is előfordul, hogy saját mozgásuk gyorsabb, mint a náluknál erősebb fényű csillagoké. A hattyu csillagkép (cygnus) 61 számmal jelölt csillaga 5-6-od rendű s igen erős "saját mozgása" van. Ellenben a Siriusz a "nagy kutya" csillagképében 1-ső rendű csillag s mozgása jóval lassúbb. Akkora elmozduláshoz, mint egy telehold-átmérő, a Siriusnak 1494 évre van szüksége, mig a 61-es a hattyuban ugyanakkora elmozdulást 358 év alatt végez.
A csillag parallaxisa alatt azon szöget értjük, mely alatt a Föld-pálya átmérője a csillagról tekintve látszik. A csillagoknál általában igen kicsiny mennyiség; legtöbb állócsillag oly távolságban van a Naptól és a Földtől, hogy jelenlegi távcsöveinkkel dolgozó megfigyelő a legtöbb csillagról a Föld pálya átmérőjét, mely átlag 20 millió mérföldet tesz ki, alig mérhető kicsiny szög alatt láthatná. A Földet a csillagokról tekintve, ha egyáltalában kivehető volna, közvetlen a Nap korongja mellett látnók.
A parallaxis megközelítő ismerete a csillag távolságának ismeretére vezet, miből ismét a csillagok mozgásának valószínű lineáris sebességére vonhatunk következtetést. A 0.1"-nyi parallaxis 37 millió mérföld ívhosszúságnak felel meg. Eszerint a csillag egy év alatt olyan út mentén mozdul el, mely a Föld-pálya tízszeresét meghaladja, sebessége pedig másodperczenkint 300 km.
A direct astronomiai megfigyeléssel az állócsillagok mozgásának csak azon összetevőjét határozhatjuk meg, mely a Föld felé vont sugárra merőlegesen áll. A színkép-elemzés módszere segítségével lehetséges a mozgásnak másik összetevőjét is mérni, azt, mely a Föld felé vont sugár irányába esik. A színkép vonalainak eltolódása a vörös vagy ibolya színek felé a legérzékenyebb mérőeszköznek bizonyult annak kimutatására, hogy a csillag felénk közeledik-e vagy távolodik-e tőlünk? Egyes csillagoknál még a közeledés, illetve távolodás sebességét is megmérték.
Nagy jelentőséget nyert a photographia azon csillagok megfigyelésénél, melyek a Föld felé vont sugár irányában mozognak. Ha ugyanis a csillag a Föld felé közeledik, a fényrezgések gyorsabban követik egymást, miáltal a fény törékenyebbé válik s minden szín a spectrumban az ibolya felé eső szomszédos szín helyére tolódik el. Valamely csillag távolodásakor, a színkép színei a vörös felé eső szomszédos színbe mennek át. Ezen változásoknak direct megfigyelése nem nyujt elegendő alapot a csillagok mozgásának mérésére. Ha azonban a csillag színképét lephotographáljuk s melléje összehasonlítás czéljából egy másik színképet photographálunk le, mely földi fényforrásból ered, úgy a sötét vonalak relativ eltolódása mértékül szolgál a csillag relativ saját mozgására a Föld felé a fénysugár irányában.
Ez az eljárás a spectralphotographia módszere. Vogel és Scheiner 1894-ig az északi éggömb 51 legfényesebb csillagánál alkalmazták a színképphotographia módszerét a csillagok "saját mozgásának" megállapitására.
Vogel megfigyelései ezeken kivül még más csodálatos jelenségeket is deritettek föl az állócsillagok világában. Mindenekelőtt nevezetes a "Spica" nevü csillag mozgásának és az "Algol" nevü csillag fényváltozásainak földeritése. Vogel spectrofotográfiái ugyanis kimutatták, hogy a Spica (a Virginis) szabálytalan "saját mozgással" bir, a mennyiben a csillag váltakozva majd a Föld felé mozog, majd meg attól távolodik. A tünemény négy napi periodusban ismétlődik. További megfigyelésekből azután kitünt, hogy a Spica nem egyszerű, hanem kettős csillag, kísérője azonban sötét égitest. Az egész rendszer négy nap alatt egy keringést végez. Az "Algol" (β Persei) fényváltozásai is sötét kisérőjének tulajdonithatók, mely keringése közben az "Algol" elé kerül s azt részben elsötétiti.
Vogel mérései szerint a Wega (α Lyrae) Pollux (β Gemini) és Arcturus (α Bootis) másodperczenkint átlag 70 km-nyi sebességgel a Föld felé közeledik, ellenben a Sirius (α Canis major) Castor (α Gemini) és Regulus (α Leonis) a Földtől állandóan távolodnak és pedig a két első átlagos 46 km-nyi, az utolsó átlag 33 km-nyi sebességgel másodperczenkint. Természetes, hogy idők multával a legtöbb csillagkép más csoportokat fog képezni, s a csillagok "saját mozgása" következtében uj csillagképek támadnak, melyek a mostani csillagképektől tetemesen elütők lesznek.
A csillagok évi parallaxisának mérése azoknak távolságairól ad felvilágositást. Minden kisérletünk azonban meghiusul, ha számot akarunk adni a távolságokról, melyek a csillagok között fennállanak.
Hogy csak némi szemléletes képet nyerjünk, nevezzük rövidség kedvéért a távolságot, melyet a fény egy év leforgása alatt befut, "fényév"-nek. Egy fényév kereken 10 billió km-nyi távolság, ha a fény sebessége másodperczenkint 300.000 km. Fényévekben kifejezve a Sirius távolsága tőlünk 16.9, Arcturus-é 25.6, a sarkcsillag-é 42.75, a Capellá-é (α Aurigae) 70.6 fényév.
A csillagok távolságától függ a "fényesség", melynek alapján rendekbe foglaljuk azokat s megkülönböztetünk 1-ső, 2-od, 3-ad, 4-ed stb. rendü csillagokat. Az egyes rendek keretén belül az oda tartozó csillagok fényessége nem egyenlő-foku. A csillagok fényességét a Wegához hasonlitották s ennek fényességét 1-nek vették.
A csillagok fényességének relativ értékét is mérték s összehasonlitásokat végeztek a Nap és a Hold fényességével szemben. Herschel J. a Telehold fényét az α Centaurihoz viszonyitotta s azt találta, hogy a Telehold 27408-szor mulja felül az α Centauri fényét. S ha Zöllner szerint elfogadjuk, hogy a Nap és Hold fényessége úgy viszonylik egymáshoz, mint 618.000:1-hez, akkor a Nap fényessége 18.000 milliószorosan mulja felül az α Centauri fényét. A Nap és α Centauri között a távolságokat tekintve, ahhoz a meglepő eredményhez jutunk, hogy α Centauri valódi fényessége a Napét kétszeresen fölülmulja. A számitást más csillagokra is alkalmazva úgy találjuk, hogy a Sirius 88-szor, a Capella pedig 300-szor mulja felül a mi Napunk fényerejét.
A tapasztalás kimutatta, hogy a csillagok fényessége nem tisztán a távolság függvénye s a külömböző távolság egyedül nem döntő a fényesség külömböző fokainak értelmezésénél. A csillagok ugyanis szin tekintetében is külömböznek, a színkép külömböző szinei pedig nem birnak egyforma fényintenzitással. A csillagok fénye továbbá földi légkörünk külömböző fényelnyelő képességgel biró rétegein halad át, mig műszereinket és szemünk látóidegeit éri. Némely csillag fénye azonkivül szakaszosan változik s egy fénymaximum és fényminimum között ingadozik. A hirtelen fölbukkanó csillagok (nova) pedig olyan jelenségekre utalnak, melyek a csillag életében katasztrófát jelentenek s váratlanul föllobbanó fényük az energiának rendkivüli és gyors megszaporodásából ered.
A csillagokat színük szerint már a régiek is csoportokba foglalták. A távcső feltalálásával a színes csillagok száma gyarapodott. Legfeltünőbbek a vörös és sárga szinű csillagok, nagyobb részük azonban fehér, bizonyos foku kékes és ibolyaszinű árnyalattal. Tiszta spektrálszíneket csak elvétve találunk; kevés csillag van, mely határozottan vörös, sárga, kék vagy fehér, ahelyett találunk nuanceokat, melyeknél a vörös a sárgával, a sárga a fehérrel, a fehér a kékkel a legkülönfélébb intenzitásban társul. Páratelt levegőben, vagy közel a horizonthoz, hol nagy vastagságu és sürü levegőrétegen kell a fénynek áthatolnia, az állócsillagok színe a vörös árnyalatokat mutatja.
Vogel azt állítja, hogy az égi testek fejlődési foka a spektrumban és a színben tükröződik vissza s a következő csoportokat alkotja:
1. Csillagok, melyeknek izzó állapota oly magas foku, hogy az atmosphaerájukban foglalt fémgőzök csak csekély absorptiót gyakorolhatnak úgy, hogy a spektrumban semmi, vagy igen gyenge vonalak vannak. Ide tartoznak a fehér színü csillagok.
2. Csillagok, melyeknek izzó állapota alacsonyabb foku s az atmosphaerájukban foglalt fémgőzök, hasonlóan a mi Napunkhoz, a spektrumban erős vonalakat idéznek elő; ide soroltatnak a sárga csillagok.
3. Csillagok, melyeknek izzó állapota annyira alászállott, hogy az atmosphaerájukban foglalt anyagok associátiója végbe mehet s a spektrumban többé-kevésbé széles absorptiós szalagokat tartalmaznak; ide tartoznak a vörös csillagok.
Vannak csillagok, melyeknek fényessége időről-időre változik; némelyeknél a változás időszaka hosszu, másoknál ismét igen rövid. A változó (variabilis) csillagok színe általában vörhenyes. Egyike a legnevezetesebb változó csillagoknak a "Mira" néven nevezett csillag a Czet csillagképében (α Ceti). A "Mira" (a csodálatos) átlag 3311/3 nap alatt változtatja fényét; maximuma idején 2-od rendü s azután fényessége fokozatosan csökken a 9-dik rendig. A fényváltozás időszaka nem állandó s meglehetősen szabálytalan; legnagyobb fényességét sem éri el minden időszakban, gyakran csak 3-ad vagy 4-ed rendű nagyságig nő s azután a minimum felé halad.
Gyors fényváltozásnak van alávetve az "Algol" nevü csillag a Perseus csillagképében (β Persei). A fényváltozás időszaka 2 nap 20 óra 48 percz. Legnagyobb fényessége 2-od rendü, s tart 2 napig és 11½ óráig; minimumát 4½ óra után éri el s ilyenkor fénye csak 4-ed rendü. Fényességének minimuma csak 10-25 perczig tart s ismét 4½ óra után teljes fényében ragyog.
A változó csillagok physikai természetének földeritése csak a színképi elemzés módszerének alkalmazásával vált lehetségessé. Különösen Huggins, Secchi és Vogel kutatásainak köszönhető az elért eredmény. Secchi a változásnak 3-féle fajáról szól, mindegyike más-más oknak folyománya.
A fényváltozás első faja rövid periodusu s az által támad, hogy a főcsillagot a körülötte keringő sötét bolygó részben vagy egészben elsötétiti. Ezekhez tartoznak az Algol-typusu csillagok. A második faju fényváltozás az égitest tengelye körül való forgásából ered, miáltal felénk más-más tulajdonságu oldalát forditja. A harmadik faju fényváltozás szabálytalanul ismétlődő kitöréseknek tulajdonitható, miáltal nagy tüzek és lángok támadnak az égitest felületén.
Chandler vizsgálatai kimutatták, hogy az "Algol" fényváltozásaiban tapasztalt rendellenességek csak akkor találnak kielégitő magyarázatot, ha feltételezzük, hogy legalább 3 égitest képez ott egy csoportot úgy, hogy egy sötét égitest körül körpályában kering az Algol és egy másik bolygó. Ha a két égitest a Föld felé tart pályájában, az "Algol" fényváltozásai rövidebb időszak alatt ismétlődnek; ha ellenben távolodnak a Földtől, a periodus hosszabb tartamu.
A változó csillagokon kivül vannak olyanok is, melyek a sötétségből váratlanul előbukkannak; fényük hirtelen föllobban s azután éppoly hirtelen eltünik a nélkül, hogy fényváltozásuk valamelyes periodushoz volna kötve. Az uj csillag (nova) rövidebb-hosszabb életű. Legrégibb feljegyzés ilyen uj csillag föltünésére az, mely Hipparchus idejéből származik (Kr. e. 125). Fénye a többi csillag fényességét fölülmulta, sokan nappal is látták. Tycho idejében (1572) is megjelent egy uj csillag a Cassiopeja csillagképében és nagy feltünést keltett rendkivüli fényességével.
Zöllner az uj csillagok hirtelen fellobbanását az izzó, lávaszerü anyagok kitöréséből magyarázza. Olyan csillagoknál, melyeknek hőmérséklete tetemesen alászállt, kemény réteg képződött a felületen. A réteg belső vagy külső erők hatása folytán hirtelen szétrepedezik és rianások támadnak, melyeken át a belső izzó anyag előtör s elömlik a felület mentén. Az igy fölszabadult nagy hő- és fényenergia által a csillag ujból világitani kezd.
Seeliger szerint a nagy föllobbanás hirtelenül támadt hőenergia-gyarapodásból ered, mely talán két sötét égitestnek egymással való összeütközése által keletkezett.
II.
Távcsövön át elég erős nagyitásokkal szemlélve az állócsillagokat, gyakran találunk kettőt, hármat, négyet stb. közel egymáshoz. Némely csillag csak igen erős nagyitás alkalmazásával bomlik szét két csillagra; vannak azonban olyanok is, melyeket már az éles szem is kettősöknek ismer fel (ξ Ursae major). A közel egymás mellett fekvő csillagok általában csak optikai tekintetben kettősek a nélkül, hogy közöttük valami physikai összefüggés fennállanék. Vannak azonban olyanok is nagy számmal, melyek physikai tekintetben is összefüggő rendszert alkotnak. Ezek a valódi kettős csillagok.
A kettős, hármas stb. rendszereket képező állócsillagok tömegeit nem ismerjük, a csillagok távolságait a közös súlyponttól sem állapithatjuk meg, s igy a két égitestnek csak a relatív mozgását figyeljük meg, melyet az egyik, a fényesebb végez a másik körül, ha ezt nyugalomban levőnek gondoljuk. A relativ mozgás pályája hasonló a valódi pályához, elliptikus alaku s a mozgó égitest ugyanannyi idő alatt futja meg, mint a valódi pályát.
A kettős csillagok mozgása, tehát olyan, mint a bolygóké a Nap körül, csakhogy a Nap helyét ezeknél a közös súlypont foglalja el. A Kepler-féle második törvény a kettős csillagok mozgásánál is érvénnyel bir.
A kettős csillagok pályáinak meghatározására a vetületi pályát figyeljük meg, melyet az egyik csillag mozgása közben látszólag leir a másik, nyugvónak gondolt csillag körül. A pálya kiszámitásánál a keringés ideje is tekintetbe veendő.
A kettős csillagok felkutatása körül Burnham szerzett különös érdemeket. 1890-ig mintegy 1054 kettős csillagot fedezett fel s katalógusokba foglalt. A kaliforniai Lick-Observatorium modern eszközeivel kettősöknek ismert fel oly csillagokat is, melyeket eddig a legnagyobb távcsövek sem tudtak szétbontani. (Sirius.)
Mintegy 800 kettős csillagnál a mozgást is sikerült megállapítani s körülbelül 30-nál a pályát is kiszámitották. Az eddig ismert összes kettős csillagok száma a 11 ezeret megközeliti.
A kettős csillagoknál a keringési idő általában igen külömböző, némelyeknél rövid, másoknál ismét évszázadokig tart. Rövid keringési ideje van az ismertebbek közül ezeknek:
|
Procyon keringési ideje |
39.9 |
év |
|
Sirius keringési ideje |
49.3 |
" |
|
α Centauri keringési ideje |
87.4 |
" |
|
ζ Librae keringési ideje |
95.9 |
" |
|
Ellenben pl.: |
|
" |
|
ξ Bootis keringési ideje |
127.3 |
" |
|
δ Cygni keringési ideje |
415.0 |
" |
|
ζ Aquarii keringési ideje |
1578.0 |
" |
A kettős csillagok a távcsövek jóságának kipróbálásánál jó szolgálatot tehetnek. Igy közönségesen használt 2 hüvelyk nyílásu achromatikus távcsövekkel is már szétbonthatjuk és kettősnek ismerjük fel a következőket: ξ Ursae majoris, γ Andromedae, ξ Lyrae stb. Nagyobb 4-5 hüvelyk nyílásu távcsövekkel kettősnek fogjuk látni a Rigelt (β Orionis) és a γ Ceti csillagát. Nehezen szétbontható s csak a legfinomabb távcsövekkel megfigyelhető kettős csillagok gyanánt ismeretesek: γ Coronae borealis, ξ Herkulis, φ Ursae majoris. A távcsövek legerősebb próbája Struve O. szerint δ Coronae borealis csillaga, mely 17-ed rendü.
A kettős rendszereken kivül találunk hármas, négyes, ötös rendszereket is az állócsillagok között. Hármas rendszert alkot például: α és γ Andromedae, γ Virginis, η Coronae borealis. Négyes rendszert találunk: a β Lyrae, β Geminorum, ε Lyrae csillagαnál. Ötös rendszer: ι Tauri.
A rendszert alkotó csillagok pályáinak kiszámitása a mellett bizonyit, hogy a látható világ legszélsőbb határainál is hat egy vonzóerő, mely a távolságok négyzeteivel fordítva, a tömegekkel pedig egyenesen arányos. Az erő ugyanaz, mely Naprendszerünkben a bolygók és a holdak mozgásának irányítója, ugyanaz, mely oka annak, hogy az elhajított kő a Földre visszahull. A gravitatio törvénye szerint történik az egész világegyetem mozgása.
| 
AJÁNLOM AZ OLDALT
