„Extragalaktikus csillagászat” változatai közötti eltérés
[ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
485. sor: | 485. sor: | ||
M<sub>pg</sub> = – 0,<sup>m</sup>35 – 1,<sup>m</sup>75 * logP |
M<sub>pg</sub> = – 0,<sup>m</sup>35 – 1,<sup>m</sup>75 * logP |
||
: |
: |
||
az első ill. |
az első ill. a második populációs cefeidák esetén. M<sub>pg</sub> a fotografikus magnitúdót, P pedig a fényességváltozás mért periódusát jelöli. Az utóbbi összefüggés azonban csak a második populációs, -2<sup>m</sup> – nál fényesebb cefeidákra érvényes. |
||
=== Szekunder módszerek === |
=== Szekunder módszerek === |
A lap 2017. március 30., 11:06-kori változata
Az extragalaktikus csillagászat a csillagászat tudományának azon ága, mely az univerzum Tejútrendszeren kívüli objektumaival foglalkozik. Manapság, a megfigyelési technika rohamos fejlődése révén az extragalaktikus csillagászat hivatott a világegyetem nagy léptékű szerkezetének felderítésére. Eredményei között szerepel nem csak a közeli galaxisok feltérképezése, hanem a galaxishalmazok és galaktikus szuperhalmazok térbeli elhelyezkedésének vizsgálata is. Az extragalaktikus csillagászat vizsgálódásának területe a Tejútrendszer peremétől a vörös határig terjed, mely az a legtávolabbi hely és legrégebbi állapot, ahonnan (illetve amilyen régről) bármilyen információ képes eljutni hozzánk.
Bár óriási távolságokról van szó, mégis nemcsak a hivatásos csillagászok foglalkozhatnak az extragalaktikus objektumokkal. Az amatőrcsillagászok távcsöveivel is számos – általuk – úgynevezett mélyégobjektumot figyelhetnek meg. Ezek közé sorolják a galaxisokat is. A felfedezés öröméből az elhivatott amatőrcsillagászok is kivehetik részüket, ha először pillantanak meg egy extragalaktikus szupernóvát. Szupernóvát galaxisban már magyar amatőrcsillagász is fedezett fel saját, mélyég objektumok megfigyelésére is alkalmas távcsövével.[1]
Az extragalaktikus objektumok megfigyelésének rövid története
Az éjszakai égbolton a csillagokon kívül néhány halvány, elmosódott, nem csillagszerű jelenség is megfigyelhető, melyek azonban a csillagokhoz hasonlóan nem változtatják az égbolton elfoglalt helyüket. A város fényeitől távoli helyen szabad szemmel is megfigyelhető például az Androméda-köd (az Androméda csillagképben), vagy az M33 galaxis (a Triangulum csillagképben). A déli félteke embere felfigyelhet a Kis és Nagy Magellán Ködre. Mindezeknek a ködszerű képződményeknek számbavétele a csillagászat viszonylag késői szakaszában kezdődött.
Bár az Androméda-ködről már a X. században élt Al-Szufi arab csillagász is írt, a legtöbb ilyen objektum felfedezéséhez várni kellett a távcső feltalálásáig, sőt száz évvel azután sem ismertek több ilyen objektumot, mint a középkor tudósai. Aki először listát készített az égi ködökről, az Charles Messier francia csillagász volt az 1770-es években. Katalógusában, a róla elnevezett Messier-katalógusban 103 objektumot sorolt fel (innen ered például az Androméda-köd M31 illetve a Triangulum-köd M33 kódszáma). Természetesen ezekről abban a korban egyáltalán nem lehetett tudni, hogy milyen távolságban vannak. Még a 19. század végén sem volt könnyű megkülönböztetni a Tejútrendszer csillaghalmazait és ködeit a feltehetően extragalaktikus képződményektől. A szisztematikus kutatást a Messier Katalógus hatására az Uránusz bolygó felfedezője, William Herschel kezdte el, majd ezt folytatta fia, John Herschel. 1864-ben tették közzé „A General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars” (Ködök és csillaghalmazok általános katalógusa) című munkájukat, a GC katalógust, mely már 5079 ilyen képződményt tartalmazott. Az 1888-tól 1908-ig terjedő időszakban Dreyer dán csillagász és munkatársai hozták létre a New General Catalogue (NGC-katalógus) gyűjteményt és ennek kiegészítéseit, az Index Katalógusokat (IC I. és IC II.). Mindeddig a kutatók nagyrészt távcsöves észlelésre támaszkodtak. A fototechnika elterjedése során vették észre, hogy a galaxisok száma jóval nagyobb annál, mint amennyit érdemes lenne katalógusba foglalni. Az 1930-as évekre már 12 000-re becsülték a számukat. Az 1960-as években már 800 000 extragalaxist tüntettek fel a fotókatalógusokban.
A tudomány számára az 1910-es, 1920-as években vált nyilvánvalóvá, hogy a mélyégobjektumok katalógusaiban szereplő ködök 90%-a nem galaktikus képződmény. A geometriai és fotometriai távolságmérési módszerek alkalmazása során kiderült, hogy a Tejútrendszer legtávolabbi csillagainál is messzebb elhelyezkedő objektumokról van szó. Ezt erősítette, hogy a fotólemezeken már a csillagködök belső szerkezetét is ki lehetett venni. Ekkor hozták létre az első morfológiai osztályozásokat. Máig elterjedt Edwin Hubble galaxisosztályozási módszere (Hubble-típusok). Itt kell megjegyezni, hogy a galaxisok spektroszkópiai vizsgálata fontos kozmológiai felfedezéseket eredményezett. Hubble és munkatársai 1931-ben arra a megállapításra jutottak, hogy a galaxisok távolsága egyenesen arányos a távolodási sebességükkel, sőt az univerzum minden extragalaktikus objektuma távolodik tőlünk, azaz a világegyetem tágul (Hubble-törvény).
Extragalaxisok
A következő táblázat a legközelebbi extragalaxisok adatait mutatja.
Csk: csillagkép; lII, bII galaktikus hosszúság és galaktikus szélesség fokokban (galaktikus koordináta-rendszer), R. A. és dec rektaszcenzió és deklináció (ekvatoriális koordináta-rendszer), r: távolság kiloparszekben, D: átmérő kiloparszekben, m: abszolút fényesség magnitúdóban, M: tömeg 109 naptömegben
Galaxis neve | Katalógusszám | Csk | Típusa | lII | bII | R. A. | dec | Távolság | Átmérő | mpg | M | Méret |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Tejútrendszer | ||||||||||||
SMC | ||||||||||||
LMC | ||||||||||||
Androméda | ||||||||||||
Sculptor | ||||||||||||
Fornax | ||||||||||||
Lupus | ||||||||||||
Leo I | ||||||||||||
Leo II | ||||||||||||
Leo III, Leo A | ||||||||||||
Sextans A | ||||||||||||
Sextans C | ||||||||||||
Ursa Maior | ||||||||||||
Pegasus | ||||||||||||
Draco | ||||||||||||
Ursa Minor | ||||||||||||
Az extragalaktikus csillagászat távolságmeghatározási módszerei
Az extragalaxisok távolságának meghatározására használt legfontosabb módszerek. (Mvis: a módszerben használt égitest abszolút vizuális fényessége, rmax: a módszerrel mérhető maximális távolság)
Módszer | Abszolút Mvis | rmax |
---|---|---|
RR Lyrae csillagok | ||
Gömbhalmazok legfényesebb csillagai | ||
Klasszikus cefeidák | ||
Nóvák | ||
Legfényesebb (nem változó-) csillagok | ||
Gömbhalmazok | ||
H II területek átmérője | ||
Szupernóvák | ||
Legfényesebb galaxisok egy galaxishalmazban |
Primer módszerek
Olyan távolságmérési eljárások, amelyeket a Tejútrendszeren belül is alkalmaznak. Ezen eljárások közös alapelve olyan objektumok látszó fényességének vagy szögátmérőjének a meghatározása, amelyek abszolút fényessége vagy valódi nagysága ismert. Természetesen itt feltételezzük, hogy a világegyetem vizsgálandó területén az említett égitestek mindenhol ugyanolyan tulajdonságokkal rendelkeznek.
- RR Lyrae csillagok
- Legfényesebb szuperóriások
- Gömbhalmazok
- H II területek
- Nóvák
- Szupernóvák
- Cefeida-parallaxis (a Cefeida változócsillagok periódus-fényesség relációja alapján). A cefeidák fényességváltozását elsőként Henrietta Swan Leavitt figyelte meg 1912-ben. Az 1910-es években Harlow Shapley szisztematikus módszerrel meghatározta a periódus-fényesség reláció nullpontját, és ezzel egy új távolságmeghatározási módszerhez, a cefeida-parallaxishoz jutott. Ezzel a módszerrel nem csak a Tejútrendszeren belüli objektumok, hanem az extragalaxisok távolsága is meghatározható lett.
A fényességváltozás periódusából kiszámítható a csillag abszolút fényessége. A reláció függ a populációtól R. P. Kraft eredménye szerint:
Mpg = – 1,m80 – 1,m74 * logP
és
Mpg = – 0,m35 – 1,m75 * logP
az első ill. a második populációs cefeidák esetén. Mpg a fotografikus magnitúdót, P pedig a fényességváltozás mért periódusát jelöli. Az utóbbi összefüggés azonban csak a második populációs, -2m – nál fényesebb cefeidákra érvényes.
Szekunder módszerek
- Háromszögelés (geometriai módszer). Ezt a módszert alkalmazta Arisztarkhosz a Nap és a Hold távolságának becsléséhez.
- Trigonometrikus-parallaxis (1818, Bessel). Ez a módszer csak a kb. 300 fényéven belüli csillagok távolságának meghatározására alkalmas.
- Statisztikus-parallaxis
- Doppler-effektus (az égitestek színképének vöröseltolódásásból). Shapley mutatott rá először, hogy a spirálködök (spirálgalaxisok) színképvonalai a laboratóriumi értékhez képest a hosszabb hullámhosszak, azaz a vörös felé eltolódtak. Ezt az ún. vöröseltolódás jelenséget 1919-ben C. Doppler a galaxisok távolodása miatt fellépő effektusként értelmezte; felállította a Hubble-törvényt: a galaxisok a távolságukkal egyenes arányban távolodnak tőlünk.
Galaxispárok és galaxiscsoportok
Csillagászati megfigyeléseink bizonyítják, hogy galaxisok között szorosabb fizikai kapcsolat is kialakulhat egy adott galaxishalmazon belül. Erre elsősorban a galaxisok színképéből következtetnek (multiobjektum-spektrográfia). A megfigyeléseknél komoly problémát jelent a valódi és vetületi párok megkülönböztetése.
A Galaxiscsoportot alkot a Tejútrendszer a Kis Magellán-felhővel (SMC) és a Nagy Magellán-felhővel (LMC). Tipikus csoport még az M31 (Androméda-köd), M32 és az M110 Messier-objektumok. Az alábbi táblázat az utóbbi csoport fizikai tulajdonságait adja meg:
M 31 | M 32 | M 110 | |
---|---|---|---|
Mphg | |||
Szögnagyság | |||
Galaxis típusa |
m: magnitúdó, m(phg): fotografikus magnitúdó. A szögnagyság ívpercben van kifejezve, a galaxis típusa a Hubble-féle osztályozás alapján van megadva.
A galaxiscsoportok kutatása a csillagászat egy kevésbé fejlett területe, amely még számtalan megválaszolatlan kérdést tartogat a csillagászok számára:
- A fizikai párok tagjainak abszolút fényessége, színe, alakja, mérete eltér-e a különálló galaxisokétól?
- Van-e kapcsolat az egybetartozó galaxisok abszolút fényessége, színe, alakja, mérete között?
- Rendszerezettek-e a párok (például impulzusnyomatékuk szempontjából)? Egyenletesen helyezkednek-e el?
- Van-e összefüggés a rendszer tömege és a galaxisok morfológiai típusai között?
Galaxishalmazok
A galaxisok halmazokba tömörülnek, amelyek akár több, mint ezer galaxist is tartalmazhatnak. Emiatt egyes galaxishalmazok össztömege elérheti a 10·1015 naptömeget, átmérőjük pedig a 3·107 fényévet. A csillagászati megfigyelések arra utalnak, hogy a galaxisok túlnyomó része halmazokban található. A legismertebb halmazok:
A halmaz, B halmaz, Bootes, Centaur, Coma, Corona Borealis, Hercules, Hydra, Leo, Perseus, Pisces, Ursa Maior I, Ursa Maior II, Virgo
A Virgo-halmaz környékén feltűnően sok galaxis található. Ebből arra következtethetünk, hogy a galaxisok szuperhalmazokat alkotnak. Tejútrendszerünk e szuperhalmaz szélén, a Virgo-halmaz pedig a közepe táján helyezkedik el. A Virgo szuperhalmaz – aminek átmérője meghaladja az 1,5·1010 fényévet – galaxisai 50-200 milliárd év alatt kerülik meg egyszer a középpontját. A szuperhalmazokon túlmenően úgy tűnik, hogy a galaxisok egy buborékszerű képződményben helyezkednek el, térbeli eloszlásuk tehát nem egyenletes.
A magyar csillagászképzésben szereplő extragalaktikus témájú észlelési programok
- A galaxisok általános jellemzői és osztályozása
- A galaxisok térbeli eloszlása
- Galaxishalmazok
- Elliptikus galaxisok és öblök
- Galaxiskorongok. S0 galaxisok
- Küllős spirálgalaxisok
- Spirálgalaxisok
- Intenzív csillagképződés galaxisokban. Im és pekuliáris galaxisok
- A galaxisok kölcsönhatása
- Aktív elliptikus galaxisok
- Észlelő kozmológia
Jegyzetek
Kapcsolódó szócikkek
- Galaxis
- Galaxishalmaz
- Galaxisok listája
- Extragalaktikus csillagászat évszámokban
- Lokális Galaxiscsoport (LGCs)
- Hubble-űrtávcső
- Hubble-törvény
- Androméda (csillagkép)
- NGC-katalógus
- Messier-katalógus
Források
- Csillagászat, szerk.: Marik Miklós (Akadémiai Kiadó – Budapest, 1989)
Külső hivatkozások
- Magyar Tudomány, 2004/6 732. o. Frey Sándor; Az Univerzum, amelyben élünk – Extragalaktikus csillagászat
- Észlelő csillagászat II. (Extragalaktikus csillagászat)
- Jacqueline Mitton: Dictionary of astronomy
- Hírek az extragalaktikus csillagászat világából