Light echoes whisper the distance to a star

Égitestek távolsága

A csillagot övező porfelhőről visszavert fény változásai alapján nagy pontossággal meghatározták egy hosszú periódusú pulzáló szuperóriás távolságát. A kutatócsoport magyar tagja Szabados László, az MTA doktora, az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete tudományos tanácsadója.

A csillagászat tudományának egyik sajátossága, egyben izgalmas vonása, hogy a vizsgált égitestek távolságát innen, a földi nézőpontból kell meghatározni, ami az univerzum roppant nagy méreteit figyelembe véve korántsem egyszerű feladat. Ráadásul itt is törekedni kell a pontosságra, hiszen egy több száz vagy millió fényévre található égitest vagy olyan messze bekövetkező kozmikus jelenség jellemző tulajdonságai csak távolságának megbízható ismeretében adhatók meg.
 

Egy cefeida pontos (és fontos) távolsága

A szabályosan pulzáló cefeida változócsillagok lényeges szerepet töltenek be az Univerzum távolságskálájának megalkotásában, mert szuperóriás csillagok lévén az extragalaxisokban levő cefeidák is kimutathatók, távolságuk megállapításához pedig szinte csak a fényváltozási periódusukat kell ismerni. A pulzáció periódusa ugyanis szoros kapcsolatban van a cefeida luminozitásával (fényteljesítményével). Minél hosszabb egy ilyen változócsillag fényváltozási periódusa, annál több energiát sugároz ki időegység alatt. Ezen jól ismert fizikai alapokon nyugvó összefüggésből a cefeida látszó fényessége és periódusa alapján kiszámítható, hogy milyen messze is van maga a csillag, illetve az otthonául szolgáló galaxis. Tulajdonképpen az egész kozmikus távolságskála a cefeidákon nyugszik, mivel e változócsillagok segítségével kalibrálják azokat a távolságmeghatározási eljárásokat, amelyeket a nagyon messzire levő extragalaxisok távolságának megállapítására alkalmaznak.

A cefeidák periódusa és luminozitása közötti összefüggés kalibrálása viszont korántsem egyszerű, mert egyetlen cefeida sincs a közelünkben, amelynek távolságát közvetlenül - a hétköznapi háromszögelésen alapuló parallaxis alapján - meg lehetne állapítani. A szakemberek ezért csillaghalmazokban illetve kettőscsillagokban található cefeidák segítségével szokták kalibrálni a fontos összefüggést, amelyet ez idáig legalább öt százalékos bizonytalanság terhel.

Most viszont különleges környezetét kihasználva alig 1,5 %-os hibával sikerült meghatározni az egyik tejútrendszerbeli cefeida, az RS Puppis távolságát. Ráadásul ez nemcsak a cefeidák között példátlan pontosság, legfeljebb a legközelebbi csillagok némelyikéről van ilyen megbízható távolságérték. Márpedig az RS Puppis egyáltalán nem közeli csillag: 6500 +/- 90 fényévre van tőlünk.

A meglepő pontosságot azáltal sikerült elérni, hogy az RS Pup körül feltűnő felhő van. A csillagkörüli anyag porszemcséi pedig visszaverik ill. szórják a csillagról rájuk eső fényt. Efféle reflexiós köd más csillag körül is található, ám a cefeidák között ez az egyetlen ilyen eset. Az RS Puppis 41,4 napos periódusú, szabályos fényváltozását ugyanis nyomon lehet követni a ködösség ugyanilyen ütemű fényességváltozásaként, igaz, némi fáziskéséssel, hiszen a ködöt megvilágító és fénysebességgel terjedő fotonok később érik el a cefeidát beágyazó köd távolabbi részeit, mint a fényforráshoz közelebbieket. Lényegében ugyanolyan jelenségről van szó, mint a visszhang a hang esetében, csak itt elektromágneses hullám (fény) terjed hanghullámok helyett. Találóan fényechónak is nevezik ezt a jelenséget.

Nem kellett tehát mást tenni, mint gondosan megmérni, hogy mekkora fáziskéséssel követi a ködben jól azonosítható csomók fényességváltozása a cefeida fényességében periodikusan bekövetkező változásokat. Mivel az RS Puppis leghalványabb állapotában ötször kevesebb fényt bocsát ki, mint amikor a legfényesebb, a köd megvilágításában bekövetkező változás igencsak feltűnő. A fényechó megfigyeléséből a cefeida távolságát a következőképpen lehet kiszámítani. Először azt kell megállapítani, hogy mennyivel késik a köd valamelyik csomójának fényességváltozása a csillag fényváltozásához viszonyítva. Ez a pontos fénygörbék alapján könnyen végrehajtható feladat. A fáziskésés idejét a fény terjedési sebességével (300000 km/s) megszorozva azonnal megkapjuk, hogy milyen távol van a ködben vizsgált fényes csomó a központi csillagtól. Ezt a hosszmértékben kifejezett távolságot kell egybevetni a csillagnak a csomótól szögmértékben meghatározható távolságával - ez utóbbit a kép szögfelbontásának ismeretében lehet kiszámítani. A szögmérték és az annak megfelelő lineáris távolság arányából egyszerűen, egyetlen szorzással adódik, hogy milyen távol van tőlünk az RS Puppis, hogy éppen akkora a fényechót produkáló csomó és a cefeida közötti látószög. Ráadásul a ködben sok csomót lehet jól azonosítani, ezért az imént vázolt mérést és számítást egymástól függetlenül mindegyikre el lehet végezni. Az így kapott távolság sokkal pontosabb, mint egyetlen csomó fényechóját elemezve.

A pontos távolságmeghatározáshoz szükséges felvételek az Európai Déli Obszervatórium (ESO) 3,6 méter átmérőjű NTT (New Technology Telescope) távcsövére szerelt EMMI (ESO Multi-Mode Instrument) kamerájával készültek. Az új eredményt közlő szakcikk az Astronomy and Astrophysics folyóiratban jelenik meg a közeljövőben. A cikk egyik szerzője Szabados László, az MTA KTM Csillagászati Kutatóintézet tudományos tanácsadója, a jelen összefoglaló szerzője.

További információ a hirek.csillagaszat.hu weboldalon található.

Forrás: dr. Szabados László (E-mail: szabados konkoly.hu - az üres helyre irjon @ jelet!)