Mizser Attila - Amatőrcsillagászok Kézikönyve [PDF]

Zitiervorschau

Amatőrcsillagászok

kézikönyve Szerkesztette Mizser Attila

Magyar Csillagászati Egyesület Budapest, 2006

Tartalom

Közreműködött:

dr. Kiss László és Sárneczky Kriszti án, Székely Péter, Gyarmati László, Tordai Tamás, dr. Szabó M . Gyula, Balaton László Szakmailag ellenőrizte: dr. Szabados László

Illusztrációk: Bakos Gáspár, Berkó Ernő, Fejes Imre, Fűrész Gábor, Gazdag Attila, Gyenizse Péter, Kaszás Gábor, Kereszturi Ákos, Kiss László, Ladányi Tamás, Lantos Zsolt, Mizser Attila, Molnár Gyula, Nagy Zoltán Antal, Nyerges Gyula, Péntek Kálmán, Pavol Rapavy, Szeiber Károly, Szitkay Gábor, Szőke Balázs, Taracsák Gábor Borítóterv: Taracsák Gábor

Kiadványunk a Magyar Csillagászati Egyesület tagjainak és a csillagászat barátainak 1%-os SZJA-felajánlásainak felhasználásával jelenhetett meg. Kérjük, Ön is támogassa a Magyar Csillagászati Egyesületet! Adószámunk: 19009162-2-43

A Machholz-üstökös a Fiastyúknál (M45, Plejádok) 2005. január 8-án 18:14 UT-kor. 2,8/200-as teleobjektív, Canon EOS 300D fényképezőgép, ISO 800, 225 s expozíció, két kép átlaga. A felvételt Ladányi Tamás készítette Királyszentistvánból. A hátsó borító Éder Iván felvételének felhasználásával készült.

bővített

7 9

Szabadszemes jelenségek (dr. Gyenizse Péter)

27

Távcsöves tudnivalók (Babcsán Gábor-Mizser Attila-Rózsa Ferenc)

49

A binokulár - majdnem

távcső (Mizser

Csillagászati képrögzítés

Attila)

(Fűrész Gábor)

89 103

A Nap (Pápics Péter-Iskum József) A Hold (Kereszturi Ákos- jakabfi Tamás)

219

Fogyatkozások, csillagfedések (Szabó Sándor)

253

185

Bolygók (Vincze Iván-Tordai Tamás)

297

Üstökösök (Sárneczky Krisztián)

323

Kisbolygók (Sárneczky Krisztián)

347

Meteorok (Kereszturi Ákos-Tepliczky István)

361

A mélyég-objektumok világa (dr. Bakos Gáspár)

395

Kettőscsillagok(Ladányi

A címlapon:

Harmadik, javított és

Bevezető

Észleljünk! (Kereszturi Ákos-Mizser Attila)

441

Tamás) Változócsillagok (dr. Kiss László-Mizser Attila-dr. Csizmadia Szilárd)

471

Látványos és érdekes csillagászati jelenségek 2050-ig (Keszthelyi Sándor) Csillagászati címtár

513 519

Névmutató

525

Tárgymutató Képmelléklet

527 534

kiadás

ISBN 963 06 01974 Attila Készült a G-PRINT BT. nyomdájában Felelős vezető: Wilpert Gábor Terjedelem: 33,3 ív + 8 oldal melléklet 2006. július www.mcse.hu Felelős kiadó: Mizser

5

Bevezető A gyakorló amatőrcsillagász számára az egyik legfontosabb, ha nem a legfontosabb tevékenység az égbolt jelenségeinek, égitestjeinek észlelése. Számtalan megfigyelési terület kínálkozik távcsővégre: az egyre többek számára elérhető gyári távcs övek és a digitális képrögzítés az utóbbi években jelentősen kibővítette a megfigyelési lehető­ ségeket, ug yanakkor a vizuális távcsöves munka, vagy éppen a szabadszemes terület is sokak számára jelent hasznos elfoglaltságot. Kötetünk a színvonalas és lehetőség szerint rendszeres észlelőmunkához nyújt segítséget, sorra véve az amatőrcsillagászat hagyományos megfigyelési területeit, figyelembe véve a hazai amatőrök lehetőségeit. Segítséget nyújt azoknak, akik tájékozódni szeretnének arról, hogy milyen programokba kapcsolódhatnak be, milyen területeken végezhetnek értékes munkát akár kedvtelésből, akár abból a célból, hogy észleléseiket a csillagászat tudománya is hasznosítsa. Kézikönyvünk nem a teljesen kezdő amatőrök számára íródott - mindenképpen feltételezünk bizonyos alapismereteket, így például az égbolt, a csillagképek megfelelő szintű ismeretét. Egyre több ismeretterjesztő könyvben találhatunk részletes csillagkép-ismertetőket, melyek segítik a kezdő amatőröket az eligazodásban. Az alapvető elméleti ismereteket ugyancsak megtalálhatják az ismeretterjesztő irodalomban. Kötetünk a színvonalas észle lőmunkához kíván segítséget nyűjtaní. az egyes megfigyelési területek elméleti hátterét is ennek megfelelően tárgyaljuk. Kézikönyvünk harmadik kiadását tartja kezében az Olvasó. Az előző, második kiadáshoz képest kötetünket alaposan átdolgoztuk, kisebb vagy nagyobb rnért ékben, de valamennyi fejezetet módosítottuk. Teljesen új Hold-észlelési fejezettel jelentkezünk, amely jobban segíti az észlelőt a holdfelszín egyes alakzattípusainak megismerésében, átdolgoztuk és kibővítettük a Napról, és kisbolygókról és a csillagászati képrögzítésről szóló fejezeteket. A digitális észleléstechnika alkalmazásáról nem csak itt, hanem a Napról, a Holdról, a bolygókról és a kettőscsillagokról szóló fejezetben is olvashatunk. Az utóbbi évek észlelési tapasztalatait is felhasználtuk a Fogyatkozások , csillagfedések c. fejezetben (Merkúr- és Vénusz-átvonulás, gyűrűs napfogyatkozás, kisbolygó-okkultációk stb .), kibővítettük és számos új illusztrációval láttuk el a távcsövekről szóló fejezetet. Az első öt fejezetben az amatőrök által is végezhető csillagászati megfigyelésekkel kapcsolatos legfontosabb gyakorlati tudnivalókat ismertetjük. Az Észleljünk! c. fejezet bevezetés a gyakorlati munkához, számos általános tudnivalóra hívja fel a figyelmet. A szabad szemmel is megfigyelhető jelenségek széles skáláját mutatja be második fejezetünk, majd két olyan t émak ör kerül sorra, melyek folyamatosan izgalomban tartják az amat őr őket . A távcsövekről szóló fejezet a legfontosabb ismereteket foglalja össze, majd a "mobil amatőrcsillagász" legkedvesebb társát, a binokulárt mutatjuk be. Ezt követi a már említett Csillagászati kép rögzítés c. fejezet. Kézikönyvünk második, nagyobb terjedelmű felében az amatőrcsillagász t ávcs ő ­ veivei észlelhető égitestek megfigyelési módszereit vesszük sorra. így pl. ismertetjük 7

a Naprendszer égitestjeinek megfigyelési lehetőségeit (Nap, Hold, bolygok, üstök ösö k, k ísbolyg ök, meteorok), továbbá a különféle fed ések. fogyatkozások észlelését. Ezután elhagyjuk a Naprendszert. és következik a mély- ég objektumok hih etetlenül gazdag világa, majd a kettőscsillagok, végül a változócsillagok megfigyelésének rejtelmeibe vezetjü k be az Olvasót. Kézikönyvünk utolsó részében hasznos tudnivalókkal szolgálunk: ismerteljü k a 2DSD-ig várható érdekesebb csillagászati jelenségeket, majd felsoroljuk a hazai csillagászati civil szféra legfontosabb szervezeteit. A kötet használhatóságát nagyban segíti a névmutató és a tárgymutató. Könyvünk végén színes képmellékletet talál az Olvasó, mel yben a legjobb hazai amatőr asztrofotókból válogatunk. Az ut óbbi évek d igitális forradalmának k ösz önhetően számos új, rendkívül látványos felvételt isme rtethetünk meg Olvasóinkkal. Kéz ikönyvünk szerzői a Mag yar Csilla gászati Egyesület tagjai, többségük az egy esület kiadásában megjelenő Meteor c. folyóirat rovatvezetője. Az egyes megfigyelési területeken született észleléseket - további feldolgozás céljából - a rovatvezetőknek célszerű beküldeni, akik a beérkezett észlelési anyag felhasználásával állííjak össze a Meteor rovatait. és a megfigyelések egy részét külföldi adatgyűjtő központoknak is to v ább ítják. Rovatvezetőink elérhetősége megtalálható az MCSE honlapján (www.mcse.hu) éppúgy.mintaMeteorweboldalán(meteor.mcse.hu). Derült eget, jó észlel ést! MIZSER ATTILA

;'

Eszleljünk! Az észlelés vagy megfigyelés lege löl áll az szó tárába n . Azoka t az alkalmakat jelen ti, amikor az eget vizsgálj uk - legyen célunk aká r adatok gyűj­ tése, akár csa k "egyszerű" gyönyörködés a csillagok világában. A két dolog k ülön kategóriát alkot, nem lehet őket sem öszszehasonlítani. sem rangsoroln i. Nem könnyű választ találni a kérdésre, miért is megyünk ki rend szeresen az égbolt alá. A fő mozga tóerő ké tségkívül az a ne hezen leírható élmény, ami t a Világ egyetem látván ya, jelenségei ny újtanak számun kra . Az ama tőrcsill agászat meg tanítha t ben n ün ket többe t, szebbe t látni a Világegyetembő l. Távoli, sokszor nagyon távoli világokat ismerünk meg a távcső me llett, olyan égi tes teket és jelenségeket láthatunk, melyekről korábban sejtelmünk sem vo lt. ama tőrcsillagász

1.1. á bra. Észlelés el őtt - távcsőmustra a 2002-es szentléleki távcsöves találkoz ón

Mit észleljünk? Ha röviden akarunk vá laszo lni erre a kérdésre, az t mo nd ha tná nk: minden t, amihez kedv ünk va n, és am it a lehetőségek megengednek. Észlelési vágyaink nak azonban mi ndenkor korl átot szab műszerezettségünk, észlelőhelyü nk ado ttsága i és a rend elkezésre álló sza ba di dő . Az egészen kezdő a ma tőrben is élne k bizon yos elképzelések arró l, hogy mil yen égites teke t sze re tne m egfigyeln i. A nép s zerűség i lista élén a bo lygók állnak (h iszen eze k Földünk legközelebbi testvérei), holtversenyben a mé lyégobjektumokkal (mivel ren dkívül változatosak), majd a Ho ld, az üstökösök, meteorok, változócsillagok következnek. Hogy pontosa n mi t és h ogyan lehe t ész lelni az egyes égi tes ttíp uso kná l, az t Kézikönyvünk fejezeteiben részletesen tárgyalj uk . C élp on tjaink kivá lasztásá t elsősorban m űszerezetts égűnk befolyásolja. Nyilvánvaló, hogy szabad szemmel nem lehet olyan halvány csillagokat megfigyeln i, min t binokul árral, binoku lárral pedig, m int nagyobb t á vcs ővel. és így tovább. Távcsövünk, vagy saját szemünk tehá t határokat szab vizsgálódásainknak. Ez azonban ne m azt jelenti, hogy n incs mit nézn ün k az égen. Bár m ilyen távcsövü n k is legyen, egy emb eröltő sem elegendő ahhoz , h ogy "mindent" megnézzünk ve le. Az égbolt folya mat osan vá ltozik, úja bb és újabb meglepetésekk el szo lgá l. A távcsövek megválasz tásáról kü lön fejezetben szó lu nk. Ne feledkezzünk meg azonba n arról, hogy sok olyan jelenség zajlik az égen, me lyek szabad szemmel lát-

8

9

hat óak a legjobb an . Emellett az égbolt állapo ta, a meteorol ógiai viszonyok is font osa k. H a kitűnő az átlá tszóság , na gyon halv ány égitesteket is ész reve hetünk távcsövünkkel; ha nyu godt a légkör, a bolygók felszínén ap ró részleteket is meg tudunk különböztetni . Az átlátszós ág és a nyu godtság teh át megh atározza, hogy milyen égi tes teket érdemes megfigyelni ado tt viszonyok mellett. Persze rossz légk öri viszo nyok ese tén is p róbá lkoz ha tu n k észlel ésükkel. de ilyenkor lén yegesen kevesebb részletet mu ta tnak, neh ezebb en pillan th a t ök meg. Sajnos a jényszennyezés is beleszól célpontjaink kivá lasz tásába. A telep ülése ktől távol mié nk az egé sz égbolt, nincsenek lámpák, melyek a hal ván y csillago ka t l et őr öln ék az ég ről. Többségünk azonba n kivilágított településeken lakik, aho n na n nem leh et m inden d erült esk elme nek ülni. A város okb ól term észetesen sokka l kevese bb ég itestet észlelh elünk . Ezek olyan fén yes objektumok, melyeket a városi fényözön sem képes lemosn i az ég ről. Ilyen például a Hold, a bolygók, il fény esebb változócsillagok. Még Buda pestről is sokféle megfigyelés végezhe t ő , bár kétségtelen, hogy az égbolt l átv ánya többnyire el kese rítő . Az a ma tőrcs illagá szo k több sége általában egy -egy égitesttípust el őszeretettel r.z. ábra. A fényszennyezés az amatőrfigyel meg. Idővel mindenkinél kialakul csillagászegyik legfőbb ellensége. A nagykanéh án y kedvelt terület. Azonban sok csil- nizsai Canis Maior Csillagvizsgáló munkáját lagászati ese mé ny csak egyetlen alkaszinte lehetetlenné teszi a közvilágítás lommai látható. Ezekre érdemes id őt sza kíta ni, bármilyen ész lelési progr am ot is foly ta tu n k .

Miko r észleljünk? Erre legszív esebben azt felelnénk: amikor csak id őnk van rá. Az év egyes nap jai persze más és más csilla gászati megfigyelések re ad nak alkalm at . Enn ek oka , hogy so k égi jelen ség peri ódikusan, illetve véle tlenszer űen jelentkezik, tov ább á az év so rán vált ozik a csilla gk ép ek láthatósága . Észlelésünk megterv ezésekor nem csak az sz árnít, hogy a célobjektum a hor izont felett va n-e. Az is fontos, ho gy mil yen magasra emelkedik az ége n. A látóh at ár közelében nyu gtalan a légkör, és a csillagok fén ye alig jut el ho zzánk. Törekedjünk arra, ho gy minden ég itestet nagy horizont feletti magasságnál észleljünk (l ehetőleg delelés környékén). Ugyancsak lényeges szempont. hogy az adott égitest látszólag mennyire távolodik el a Naptól (mekkora az elongációja). A csillagok, mé lyég-objektumok égi he lyzet e alig változik, ezért észlelésüket kön ynyen tervezhetjük. A Naprendszer objektumai azonban mindig más-más helyzetben látszan ak (üs tökösök, bolygók, kisbolygó k stb.); látha tóság uk ról a Meteorcsillagászati évkönyv ad felvilágosítást. Az égb olton számos tünemény csak egy-k ét napon, vagy órán át látszik, s őt néme lyek csak egy -egy másodpercig. Ilyen ek péld ául az év megh at áro zott id ős zakáb an 10

jelentkező

meteorrajok, egy kisbolygó csillagfedése vagy a hold- és napfogyatkozások . Ezek az események előre jelezhetők, megfigyelésükre szintén a Meteor csillagászati évkönyv vag y a Meteor című folyóirat alapján készülhetünk fel. A Hold, mint a legerősebb éjszaka i természetes fényforrás, ciklikussá teszi az amatőrcsillagászok életét. Amikor fent van az égen és a fázisa nagy (telehold környékén), elnyomja a halványabb csillagokat. A csillagászati megfigyelések nagy részét így érdemes holdfény től mentes időre ütemezni (főként a halvány, köd ös megjelenés ű égites tek megfigyelését: mél yég-objektumok, üstökösök stb .).

Hol és zleljünk? Minden amatőr vá gy a az, hogy nyugodt kör ülmén yek k öz ött , sötét égen észlelhessen. A távcsövet magában foglal ó kupola l ehetőleg legyen ott a kert vég ében, így az Univerzumot bármikor tanulmán yozhatju k. Ettől a paradicsomi állapottól többségünk na gyon messze van . Az amatőrök több sége városlakó, sokan élne k lak ótelep en, ami nem kedvez a rendszere s csillagászati megfigyeléseknek. Észlelési célpontj aink. netán megfigyelő programunk kiválasztásakor érdemes tekintetbe venni, hogy milyen észlelőhelyünk van. Nyil vá nv aló, hogy másként kell tervezn ünk. 1.3. ábra. Vingler Béla győrújbaráti magánha lak ótelep i erkélyről vizsgá lód unk, és csillagvizsgálója. Egyre több amatőr választja megint másként, ha fényszennyezéstől az olcsón kivitelezhető letolható tetős me n tes, körpanor ám ás kertb ől ész lelünk. megoldást A mai ama tőrök m obil életmódja a fénysze nnyezés és a közi sm ert lakásviszon yo k miatt alak ult ki. A jól kivilágított vá rosokbó l a halván yabb ég ites teke t nem lehet megfigyeln i, és már a sö tét ég látván ya miatt is megéri a h osszabb -rövid ebb hétvégi u tazás. Az a ma tőrcs illagászok észle1őtábo ra i, vagy az egyetlen hétv égére vona tkozó kitelep ül ések , "ex pedíciók", röv ide n: észle1őhétvégék helyszínei kivétel nélkül a civilizáció tól távol eső turi staházak. tan yák, hegyi tiszt ások. parkolók stb . Számos csillagászati sze rvezet tart fenn va lamilyen távoli , sö tét egű észlel őhelyet. Nyilván való, ho gy nem leh et minden d erült este kitelepülni a távoli, 50-100 km-re l evő megfigyelőhelyre, épp ezé rt többnyire meg kell elégednü nk lakóhe lyün k adottság~ival. Érde mes megfon tolni, h ogy inkább ritkán ész lelünk, de jó ég alatt, vagy pedig gyakran, d e akko r alkalmazkodva a fén yszennyezés által behatárolt kö rü lményekhez. Ugyancsak megfontolandó: érdem es-e vá llalkozn i az útra bizon ytalan i dőjárási helyzetb en, amikor nem leh et tudni, de rü lt lesz-e az ég az ész le lőhé tvégén vagy sem. A városi észlelő számára a fén yesebb ég ites tek szá mítanak biztos célpontnak: bőven adódik munkalehetőség a Nap, a bolygók, a H old , vagy a fén yesebb változócsillagok megfigyel ése terén . Ezeknek az égites tekne k a rendszeres me gfigyeléséh ez ne m sz üks éges a leh ető legsötétebb hegyvidéki ég. Ugyan ez elmo ndh ató a ke,ttőscsill a?okról vagy a fényesebb kisb olygókról is. Ha sikerült kijutn unk a sö tét ég ala, akko r erde mesebb a h alván y, érde kes objektumokr a koncen trá lni (pl. galaxisok, 11

üstökösök), m elyek városbó l elérh etetlene k, de a fén yes, közismert k öd ökb öl, galaxisokbó l is jóva l többet mutat meg a tá v cs ő jobb kör ül mé ny ek mellett .

1.4. ábra.

Amat őr cs illagá szok

és t ávcsöveik a Magyar Csillagászati Egyesület 200 3-as ágasvári ifjúsági táborán

Egy település fényburája már messzi ről szembe tűnik . Ennek for rása mindenekelőtt a kö zvilágítás, bár újab ban a rek lámvilágí tásokkal is ko molyan kell szá mo lni. Városból észlelve ezzel az alapfényességgel ne m leh et mit kezdeni, és az ész le lő mu nkáját nem is ez keseríti meg legin kább, han em a közvetlen fén yforrások . Eze k a fén yek igen csak zava rják a távcs ő melletti rnunk át, szemünk sö tétség hez va ló alkalmazkod ását. A vakító l ámp a erd ő elől sz in te leh etetlen elbújni, még a park okban. zöldövezeti kertekben sem nagyon találu nk olyan zugot, aho l nyugodtan távcsövezh elünk. Még a korábban megfelelő észlelőhelynek számító falvak ban is fe l tűn tek a va kító ná triumlámpák. Így m anapság szerenes ésnek mondhatja magát az az amatőr, aki olyan teraszról vagy b els ő ud varról ész lelhe t, ahová nem kandi kál be egy ostornyeles lámpa, és m ég a szo mszédok se m ége tik egész éjjel fén y forrásaik at. Magyarországon ma m ár nincs tökéletesen sö tét eg ű ész le l őhe ly . azo nban a városo któl távol lén yegesen jobb körülmén yek mellett végezh etjük megfig yel éseinket. A jó egű és zlelőhely kivála sztásakor ne m csak a fényszen ny ezést kell figyelembe vennü nk. A tengerszint jeletti magasság ugyan csak fontos tényező. Nem véletlen, hogy a világ nagy csillagvizsg álói egy tő l ­ egy ig hegycsúcsokra települtek. Min él ma gasabbra emelkedünk, annál sötétebb lesz az ég, ugy ani s a poros, párá s légr étegek nagy részét ma gunk alatt tudhatjuk. A közvilá gít ás fén ye főként eze n az alsó, néhán y száz méter vastagságú rétegen szóró di k. Próbáljunk tehá t - a szó szoros értelmé ben - felüleme lked ni a pr obl ém ákon . Má r 500 méterr el a ten gerszint felett is sokat javul az ég . Ha pedig a M átr áb ól, S-900 méterről észlelü nk, az égbolt 1.5. ábra. Napfogyatkozá s-észlclők len yűgö z ő látványt nyújt. A ma gasabb (a felvétel az 1996. október 12·i részleges hegyek eme llett gy akran " kilóg nak" a napfog yatkozás megfigyelésekor készült) köd- és felhőrétegekb ől. A téli id őszak12

ban gyakori, hogy az egész Kárpát-m ed encét vastag köd üli m eg, am ely fölölt 6-700 m-es magasságtól tökéletesen derült eget találunk. Ha teh át ködö ket, távoli galaxisokat , a Tejút fodrozódó sávjá t és csillagok ez reit aka rjuk "élőben" látni, leh e tőleg h egységeinkb e u tazzu n k.

1.&. ábra. Hazánk és a k örnyező országok fényszennyezelt ségi térk épe (a térkép a 90-es évek közep ének megfelel ő állapotot mutatja) Leh etől eg minél na gyobb d arabot lássunk az égboltbó l! Ker üljük a m ély vö lgyeke t és a m ered ek hegyold alakat. Tör ekedjünk a jó körpanorámára, a lát óh atárb ól minél kevesebbe t takarjan ak ki a tereptárgyak. Épp ezért a magasan fekvő r étek, fennsíkok a legjob bak. A közvetlen fényszennyezés még a legsötétebb hegyvid éken is go ndot okozha t. A hé tvégi ház, tu ristah áz lám pái t éjszakára kapcso ltass uk le, vagy az ab lakokat gondosan függönyözzük el. A legki sebb kisz űrődő fény is zava ró lehet. Kérjü k m eg a szomsz édokat, hogy ne világítsana k észlelőhelyü n k felé. Vélemén yünket az ősi trükkel teh etjük n yom atékosabbá: mutassuk meg n ekik távcsőv el az égboltot. és m indjárt megvált oznak n ézeteik a fén yh asználatr ól. Az in frastruktúra szerepe az ész lelés jellegé től függ . H a vizuális m egfigyelést végzü nk , és óragépe t ne m h aszn ál unk, elvileg nincs szükség villamos áramra . Ellenben péld áu l ha fot ózunk. a tá vcs ő óragépe áramot igé nyel, aká rcsak a számítógép vagy a CCD- kamera használata. Ilyenk or akk u mu látort is haszná lha tunk, de a h álózati ára m az iga zi.

Mivel észleljünk? A puszta szemme l történ ő n ézel őd éstől a nagytávcsöves CCO- észlelésig szá m talan fok ozat létez ik. A legt öbb a ma tőr birtokában ott a bin okulár és a kisebb-nagyobb tá vcs ő, de számos égi jelen ség sza ba d szernmel látha tó legjobban (p l. meteorrajok, 13

sarki fény, állatövi fény) . A k ülönb öz ó távcsövek más és más objektumok m egfigyelésére optimálisak. Ebben nemcsak a távcső átmérője, hanem típusa, optikai m in ös ége és m ég sok egyéb tényező játszik szerepe t. A távcsőválasztás szempontj air ól a t ávcs övekr ől. binokulárokról szóló fejezetb en bős égesen olvashatunk.

Az észlelések menete, feljegyzése Ha már elhatároztuk, ho gy mit, mikor és hol akarunk megfigyelni, nincs más hátra, mint az égitest felkeresése. Ebben segítenek a k ülönböz ö csillagtérképek. Célpontunk megtalálásához el őszö r az adott csilla gk ép et kell felker esnünk az égen . Ez eleinte csillagtérkép segítségével történh et, idővel azonban kívülről fogjuk tudni az útvonalat. A kö ve tkező lép és az ad ott csillagkép fén yesebb csilla gai közül annak kikeres ése, amelyhez legközelebb esik az objektum. Ez álta lában egy b etűvel , vagy számma l jelzett csillag lesz , amelye t sza bad szemmel is m egpill anthatunk. Csillagról csillagra haladva ju thatunk el az objektu mhoz. Megk önnyíti a munk át, ha 1.7. ábra. Az é szlel őmunka hagyom ányos a távcsőben látott csillagokbó l kép zeletkellékei: binokulár, térképek, jegyzetfüzet, ben csillagalakzatokat. h a úgy tetszik, vörös fényű észlelőlámpa mini csillagképeket hozunk létre. Kezdetben nagyon so k n eh ézséget jelenthet egy halványabb égi tes t megta lálása, azo nban ne ad juk fel! Az égi jártasság megszerzéséhez sok-sok tá vcső mellett tölt ött óra szü kséges. A Ho ld vagy a fényesebb bolygók megtalálása természetesen nem jelenthet problémát - ezek sza ba d sze mme l is feltűnőek. Egy h alványabb kisbol ygó vagy üstökös felkeresése azo nba n ne hezebb felad at. Ilyenkor az égites t he lyét koordinátái ala pján jelöljük a térk épre, majd ez után keressük meg az égen. A megfigyelése k feljegyzésének kettős célja van . Egyrészt magunknak kívánjuk megörökíteni az égi eseményeke t, m ásrészt a leírá sokat, ada tokat, rajzoka t a hazai ada tgyűjtóknek kü ldhetjü k el. Jó ese tbe n ped ig tudom án yos szin ten is haszn osíth atják adatain ka t (pl. vá ltozócsillagok, üs tökösök, m eteor ok, csillagfed ések m egfigyelései). A kü lön bö ző égites tek megfigyelésé ne k for télyaiva l rész letesen fog lalk ozunk egyegy fejezet keretébe n . Mást ke ll feljegyezni p éld áu l a Ho ld és mást egy vál tozócsillag ész lelése során . Vannak azonban olya n adatok, ame lyeket minden alk alommal rögzíteni kell : • Az észlelő neve, lakhelye. • A z észlelés helye. Az észlelőhely feljegyzése a későbbi kiér ték elés szem po ntjá ból fontos . Egyes megfigyeléseknél (csillagfed ések) na gy po nt ossággal kell ismernün k é szlelőhelyün k földrajzi koordinát áit. • Az észlelés időpo ntja (év, hó, nap, óra, perc). A k ü lönböz ő megfigyelések i dőp ontjá t más és m ás p ont ossággal sz ükséges rögzíteni. Ha p éld ául egy távoli galaxis t rajzolunk le, az ész lelés kezd etét és végét óráb an és ese tleg percben adjuk meg. De ami kor meteor villan az ége n, vagy csillagfedés történik, más odperces , sőt tize dmá sodperces po n tosságra kell tör ekedni. Nagyon fontos, ho gya megfigyelések i dőpon tját mindcu 14

esetben Világid6ben (Universal Time = UT) adjuk meg. A Világidő egyszerűen me ghatározható. Téli időszám ítás idején (Közép- európai Idő, KözEl) 1 órá t, nyári időszá m ítás alatt (NYISZ) pedig két órát kell levonnunk ahhoz, ho gy megkapjuk a Világi dőt.

• Az égbolt állapota. Ez igen fontos h iszen megh at ároz za, eg yá ltalán mit láth atunk az ége n. Az eget els ősorb an a nyugod tsággal és az átlátszósággal jellem ezzük (l. később ). A nyugod tság ar ra utal, m enn yire vib rá lna k (szcintilláInak ) a csillagok, az átlátszó ság pedig arra, hogy me nnyire tiszt a a l eve gő. Eme llett érde mes feljegyezni az egyéb zavaró tényezőke t, m int a v árosf ény ek . vonuló felhőze t, sűr ű p áraréteg a horizont közelében stb . • Az észlelt objektum. Prób áljunk mi nél több részletet megfigyelni, ugy anakkor maradjunk objektívek is a le ír ásn ál. raj1.8. ábra. A 2004. júniu s 8-i Vénuszzo kná l. A feljegyzendő ad atok a különátvonulás megfigyelése digitális b öz ő objektumoknál eltérőek lehetnek, az fényképezőgéppel eg yes ég itestek megfigyeléséről szóló fejezetekben rés zletesen kit ér ünk rájuk. • Az észleléshez használt m üszer. Itt a műszer típusát, paramétereit, az alkalmazott n ag yítást kell rögzíteni. Adjuk m eg a távcs ő tükrének vagy lencséjének átmérőjét, esetleg fókusztávolságát millim éterben, valamint a has znált nagyítást. (Pl. egy 12 cm á tmé rőj ű, 1 m éter gyújtótávolságú távcsőnél SO-szoros nagyításnál ez 120/1000, SOx.) Binokulároknál rövidebb jelölés használatos. Itt két számjeggyel adjuk meg a műszer p aramétereit: az első a nagyítást jelöli, a második pedig az objektív átmérőjét mutatja milliméterben - pl. 7x50 B. Ez az adat többnyir e szerepel a binokulár burkolatán. • Az égitestek helyzete, mérete. Szabad szemmel vizsgálódva az égi helyzetet legegyszerűbben a csillagok irányához képest adhatjuk meg. (Pl. fél fokkal északra az a Cygnitől.) Meteorok megfigyeléséhez külön térképek állnak rendelkezésre - ez eken szin tén a csilla gokhoz vis zonyítva rajzolj uk be a meteornyomokat. Üstökösök, kisboly gók, mélyég-objektumok stb. észlelésekor szinte kötelező a látóme zővá zlat készítése. Az okulár látómezeje egyszerűen kimérhető (l. a távcsövekről szóló fejezetet). Szabadszemes megfigyeléseknél két fényesebb csillag térképről kimért szögtávolságához viszonyíthatunk. A kisebb objektumok méretét a Nap vagy a Hold látszó méretéhez viszonyíthatjuk (0~5) . Természetesen ezeke t a m ódszereket csak köz elítő becslésekre alkalmazhatjuk. tényez ő,

A légkör állapota Légkörünk döntő hatással van a csillagászati megfigyelésekre. A meteorológiai viszonyok határozzák meg, hogy milyen égite steket lehet megfigyelni, milyen halván y csillagokat lehet megpillantani. A felhőzet szerint három alap esetet különbözt etünk

15

meg. Ha az eget teljesen beborítják a fellegek, azaz borult, sajnos nincs mit tennünk. Ha ného l, foltokban látszanak a csillagok, felhősnek mondjuk. Ilyenkor egyes égitestek (pl. H old , bolyg ók, néh ány vá ltozócsillag) kedvező esetben megfigyelhetők, míg más észlelési terül e tek ről (pl. meteorok) le kell mondanunk. Ha az ég tiszta, derültnek, illetve felhőtlennek nevezzük, de még ekkor sem lehe t bármilyen égitestet megfigye lni. A légkör nyugodtsága, átlátszósága ugyanis határt szab az észleléseknek. Átlátszóság. A levegő átlátszóságát többféleképpen jellemezhetjük. Hagyományosan egy ötfokozatú skálát szokás használni, en né l azonba n p on tosabb an írja le az ég bo lt állapotá t a ha tármagnitúdó. Más szóval a légkör átlá tszóságá t a sza bad szemme l megpillantható leghalványabb csillag fényességértékével jellemezzük. Természetesen ez az égbolt különböző részein más és más. A látóhatárhoz közel csak a l eg fényeseb ~ égitesteket vesszük észre, míg a zenit környékén látjuk a legh alványabb csillagokat. Eppen ezért az égbolt szabadszemes határmagnitúdóját a horizont felett mi n tegy 45 fok magasan határozzu k m eg. Legegyszerúbb, ha a Sarkcsillag környékén becsüljük meg a haiármagnitúdát. Minden tá vcs őnek megvan a maga határfényessége. Minél nagyobb az átmérője, annál több fényt gyűjt össze, és annál halványabb csillagokat m utat. Egy jobb éjszakán műszerünk természetesen halványabb csillagokat mutat, mint máskor. Ha az égbolt átlátszósága jó, érdemes távcsövün ket p róbára tenni, és meghatározni, milyen halvány csillagokat láthatunk vele . A határm agn itú dó elsősorban a halvány objektumok megfigyelése terén lén yeges (üs tökösök, m élyég-objekturnok, vá ltozócsillagok). A változócsillag-térképeken bőségesen talá lunk olyan csillagokat, melyek fényességét tized magnitúdó pontossággal feltüntetik.

A

B

c

1.9 . ábra. A seeing (légköri nyugodtság) nagymértékben függ a domborzati viszonyoktól. K i emelked ő

hegycsúcsokon általában nyugtalan a l evegő (A); a völgyekben gyakori a jó seeing, de ez párásodással jár együtt (B); a legjobb ész le lőhe lye k a fennsíkokon találhatók (C)

A légköri nyugodtság (seeing). A ny ugodtság a légköri áramlások mé rtéké t jelent i. Ha ny ugodt a légkör, a csillagok egyenletesen, rezdülésmentesen fénylenek. Ez azonban ritka, fényük általában hunyorog, pis láko l, szcintillál. A nyugodtságnak két fő típ usát különböztetjük meg: a globális és a lokális nyugodtságot. A globális nyugodtság a felettünk lévő légrétegek állapotá tól függ. Alta lában nyugodt a légkör, ha az egyes ré tege k közö tt kicsi a h őmé rsé kl e t-különbség . Ez anticiklon ese tén gya kori, amikor leszálló légáramlat ok u ralkod nak, de a csillagok fülled t, p árás, szélmen tes éjszakán is nyugod t képet muta thatnak. Nyugtalanná válik a légkör, amint hideg és meleg légtömegek csapnak össze felettünk. Ezek határfelületén örvények támadnak 16

és légbuborékok kele tkeznek. A hid eg buboréko~ mel:g~. a m eleg buboré~~~ pe~ig hideg kö rnyezetbe jutva m egannyi apró lencsekent mukodnek. Ide -oda tent~k, v!brálásra késztetik a csillagok fényét. Ha h idegfront vo nul el h azánk felett, az eg kaprázatosan kitisztu l, de a nyu godtság a megkavart levegőben csap nivaló lesz. Alapszabály: jó légköri nyugodtság többnyire párás időszakok~~ jelentk~zik, a~ikor rossz az átlá tszóság; jó átlátszóság általába n hid egfront u tan JelentkeZik, amikor a legritká bb ese tben jó a légköri nyu godtság . A nyu godt ság a nap szakt ól is függ. Szürkületb en az elsőkén t feltűnő csillago k képe álta lában még rezdülésmentes . Ami nt sö tétedik, a napközben felmelegedett felszín elkezdi a hőt kisugározni. Ilyenkor konvektív ára mlatok , h atalm as m eleg buborékok eme lkednek felfelé, és lero ntjá k a ny ugod tságo t. (Ha egy bolygó látványát figyeljük a szürkületben, . magunk is észrevehetjük a hatást.) Ejszaka a talaj teljesen megszabadulhat a napp ali hőtől, ezért hajna lban gyakra n jobb a nyu godtság, mint éjfélkor. A Nap ot inká bb d élelőtt érdemes megfigyelni, amikor a reggeli hideg felszín még alig melegedett fel. A nyugod tság másik típusa a lokális, azaz helyi nyugodtság. A lokális n yu god tságo t magu nk is "befo lyásolha t1.10. ábra. Észl előhelyünk kiválasztásakor vegyük figyelembe az épü letből és a kéményekből fel- juk" . Itt a légö rvények közvetlen kö ráramló meleg hatását. Távcsövünket cé lsze rű az nyezetünkben kele tkeznek - megfelelő terepválasztással hatásuk csökábrán látható módon (5) elhelyezni ken the tő. A lokális ny ugod tság rossz a nagy be tonfelüle tek, há~ak szoms~é?ság~ban, vagy k?p~r, sziklás f~lsz~n.en . A .városok éjsza ka so k hőt sugaroz nak kl, es akarcsak a forro tuz he lylap, vibrá lás ta kesztetik a levegőt. A kém én yeken kiszűrődő füs t akár négy-öt tán coló b olygóképet is varázsolha t távcsövünkbe. A sziklás területekn él hasonló h atás jelentkezik. Ezek napközben erősen felmelegszenek, és éjszaka a hőt kisugározva nyu gtalanná teszik a levegőt. Ész lelési célra teh át lakott területtől távoli, és növényzettel borí~ott terepet válasszunk. Emellett az uralkodó szélirány is befo lyásolja a helyzetet. Altalában a hegycsú csok széllel szemközt i oldala a kedvezőbb, m ivel a szé lárnyékos területeken több a légörvén y. • .. . . . .. A nyugtalanság forrása nem csak terep tárgy, hanem tavcsovunk IS lehet. Hiaba nyugod t a csillagok képe, ha az éjszaka közepén visszük ki m qszerü nket a.szabadba. Ilye nkor a távcső me legebb : k örnyezetné l. é~ aká:csak ~gy f~tőberen~ezes,f~lmele­ gíti a ve le érintkező levegot, me lynek helyere hid_eg .aramhk. ~z ml~da~.dlg ta~t, amí g a távcső a környezet hőmérsékletére nem hul. Ep pen ezert a tavcsovet ma r naplem entekor vigyük ki a szabadba . ., . ." A légköri ny ugod tság két további típusát érdemes megemlí teni. A~lk?r a legk?r lassan hullámzi k, a bolygók képe ide-oda ring a t á vcsőben. de az apro resz letek lat17

hatók maradnak. Ezzel szemben a gyors vibrálás sokkal ár talmasabb . Ilyenkor kis "hullámokban" fodrozód ik a levegő, és nemcsak az egész bolygó képét mossa el, hanem az apró részleteket is. Előfordul, hogya lassú hullámzás fokozatosan gyors vibrálásba megy át. A k ül önb őz ő hőmérsékle tű légrétegek id ővel összekeverednek, és határukon sok kis légbuborék kele tkezik. A hullám ok mérete tehát befolyásolja a megpillantható részleteket. Amikor nagy hu llámok szeli k a levegőt, és lassan mozog az égitestek képe, nagyobb távcsővel is sok részlet látszik. Kis légörvények esetében azonban elmosódnak a részletek, hacsak nem alkalmazunk kisebb távcsövet. Ezekben látszólag még mindig csak lassan ring a kép, és a részletek megmaradnak. Ilye nkor tehát egy kisebb átmérőjű távcső többet mutatha t a nagyobbnál. Persze néha olyan ross z lehet a nyugodtság, hogy a bolygók képe még szabad szemmel is vibrálni látszik. A nyugodtság és az optimális átmérő köz öttí összefüggést a gyakorlatban magunk is kiismerhetjük. A nyugod tságot egy O-tól lD-ig terjedő skálán jellemezhetjük. 10-es fokozatnál tökéletesen éles, rezzenéstelen képet láthatunk - ez azonban rendkívül ritka.

Az égitestek fényessége A csillagászatba n ú ton-útfélen találkozun k a különböző égitestek fényességéve l. A fényességet magnitúdóban (jele: ml, a magni túdóskálával fejezzük ki, me lynek ere dete az ókori görögökig nyú lik vissza. H ipparkhosz ha t osz tályba sorolta a sza bad sze mmellátható csillagokat. Az első osztályba a legf ényesebb ek. a hat od ikb a pedig a szabad szemmel megpillantható leghalványabb csillagok kerü ltek . A ská la tehá t fordított, azaz minél nagyobb a fényességérték (az osztály), anná l halván yabb az adott égitest. A modern fénymérő műszerek szerint az elsőrendűnek vett objektumok 100szor fényesebbek a hatodrend űekn él . Az egyes osztályok között 2,512-sze res fényességkülönbség van. Így felállíthatunk egy logaritmikus ská lát, ez a ma is haszn ált magnitúdóskála. Ha teh át egy égitest egy magnitúdóval fényesebb a másikn ál, fény intenzitása 2,512-sze rese a ha lv ányabbnak. A mai po n tos fényességmé rése k lehet övé teszik a tized, század, ső t ezred magnitúdós pontosságot is. A nagyon fényes égi testekre a Hi~parkhosz-féle skálát ki kellett terjeszteni . A Nap fényessége -26';'8; a teleho ldé -12,6; a Vén usz maximális fén yességekor -4';'4-s; a legfén yesebb csillag, a Szíri usz pe dig - 1';'4-s. A sza bad sze mme l látha tó legh alv án yabb csillagok fényessége m 6 , azonba n hazánkbó l kitűnő átlátszóságú éjsza ká kon r: -s csillagok is m egpil mlanthat ök . 30-40 cm-es távcsőv el id eális körül mé nye k m ellett 16 s csillagok még éppen ész revehe tők.

Legfontosabb

"műszerünk":

az emberi szem

Az em beri sze m csodálatosa n kifinom u lt fényérzékelő szerv, ame ly a vakító nap sütéstől a csillag fényes éjsza kákig kiválóan m ű ködik. Működési elvé nek megér tésében még a m ai napig va nnak fehér folto k, annak ellené re, hogy az elm ú lt évszázadba n a fontosab b részletek tisztázód tak . A szem szerkezetét az 1.11. ábrán tanulmanyozh atjuk. Legfontosabb al kotórészei a cornea, a pupilla, ame ly vá ltoz tatha tó á tmérőjév el m egszabja a beérkező fén y mennyiségét és a szemlencse. ame ly azért felel, hogy az üvegtesten áthaladó fén ysugarak egy fényérzékeny sejtr étegre. a retinára fokuszálódjana k. A retina felszí nén kétféle fény érzék elő sejtet találunk, a színé rze tért fele lős csapokat és a sokkal érzé kenyebb, de "szín vak" pálcikáka), Ezekbe n a beérkező fotono k (inger) hatására fotokémia i reakció játszó d ik le, ame lye t az alattu k elhe lyez18

kedő ganglion sejtek m ár mint inger ül etet továb bítan ak a szeme t dúsan behálózó ideghálóra, me ly a vakfolton ke resz tü l kilép ve a kép et feldo lgo zó és á tfordító agy ba ju t. A csapok és pálcikák elosz lása a retinán korántsem egyenletes; a csapok a sárgafolt nev ű terü leten töm örülnek, aho l p álcika csak elvé tve van , míg a pálcikák sűrűsé­ ge a sá rga folttó l nagyjából 18°-ra maxim ális (a szemgolyó közepéből nézve). Nappali (fotop ikus) látás esetén a fénys ugaraka t a szinérzékelés és legtökéleteseb b felbontás középpontj ár a, a sárg afoltra irán yítjuk. Éjszaka a szemünk igen eltérő m ód on m úk ödik, ez t éjsza kai (szkotopikus) látásnak nevezzük. Amikor kimegyünk az ég alá, akkor a pupillánk pár perc alatt alkalmazk odik az új fényviszonyokhoz, és maxim álisan 7,5 mrn-re tágul. Ezzel p árhuzamosan a retinában kém iai változások indulnak be, és a szemünk érzékenységéért fele lős látóbíbor felépülése akár órákig is elh úzód ha t. A sö téthez ido m u lt, hihetetl en érzé kenységgel nagyon óvatosa n kell bánnunk, hiszen egy "e ltéve d t" zseblám p afén y hatása aká r egy óráig is leronthatja sze m ünk képességeit. Azéjsza kai sötétben - m int már emlí tettü k - a látásért e lsősor­ ban a pálcikák felelősek. Mivel ezek maximális sűrűsége 18°-ra van a sárgafolttó l, kicsit az ész lelt objektum mellé nézve az jóval fényesebbnek tűnik, és egyéb, ese tenként 4 m -val hal ván yabb részl etek is fel tűnnek. Ezt a nagyon haszn os technikát, az elfordított látást, csak sok gy akorláss al lehet kialak ítani . Az emberi szemnek az a képessége, ho gy val amit észrevegyen vagy felbontsen. nagyo n so k tényez őn m úlik, és a közöttü k l év ő kapcsolatok meg lehe tős bonyolultsága m iatt csa k a A mélyég-objektumok világa c. fejezetb en foglalkozun k velü k részletesebben. Soka t számít az objektum összfényessége, d e legal ább enny it nyom a latba a látszólagos m éreie, a felületi fényessége (az e lőző kettő hányadosa), a kontrasztja (mennyire em elkedik ki az égi háttérb ől) és a szine. H asonl ó felületi fén yes ség ese tén a nagyobb kit erjedésű objek tu m kö nnyebbe n észreve he tő . A de tektálás hoz sö téte bb égi háttér ese tén kon trasztosa bb. vagy nagyobb 1.11. ábra. Az emberi szem szerkezete kiterjedésű objektu m sz ükséges. Az elfordíto tt látás alka lmazásakor a sze m felbontóképessége ro mlik, ezé rt ész le lőtől fü ggően me g kell találn i az ara ny k öz éputat . Az e lőző tényezőket több ek k özö tt a nagyítás befolyásolja, ezért érd emes az okulárkészletet végigpróbál gatni. A nappali látásunk maximális sz ín érzékenysége (555 nm, sárgászöld) kicsit kül önbözik az éjszakai 507 nm-től (zöldessárga) . Bár éjsza ka a pálcíkák használata m iatt neh ezen látunk színeke t, érzékenységük e rősen függ a fén y hull ámhossz át ól. csa k nem jár szí né rze ttel. Ez köny-

19

nyen vezethe t téved ésh ez különböző színű csillagok fényességének összehasonlításakor (Purkinje-effektus, l. a változócsillagokról szóló fejeze te t). Nem szabad megfeledkeznünk bizonyos élettani ha tásokról. Például az alkohol és a do hányzás erősen lerontja szemünk képességeit. Az öregedés során szemünk is öregszik, amit jelentősen lass íthatunk. ha DV védő nap szem üveget használu nk.

-..:.... ~ " ~ ':':A :'.;::v ' :' .....'. .\ • •••••••:

..o

~

___ "':"'_' " 1:

•

1:

a Nap ellenpont ja

'..)II1II"..

--

,

-.

lj '

_ ' , ,0 ;

a""'-Y Il

•

l

Cap

•

2.11. ábra. Állatövi ellenfény észlelése (Keszthelyi Sándor rajza)

2.10. ábra. Állatövi fény a Leo és a Cancer csillagkép irányában, 1996. szeptember 14-én hajnalban. 1,B/50 mm-es objektív, Kodak Elite 400 dia, lOp. expozíció (fotó: Mizser Attila)

A megfigyelés nehézségét jól mutatja Keszthelyi Sándor leírása: "...megfigyelésemet 1976. augusztus 23-án este végeztem. Gyöngyöstarján (3000 lakosú kis kiizs ég) közepén zavarófények voltak, de az ég kristálytiszta, p ár átlan, rendkívül sötét volt. 21:55-22:05 között figyeltem az eget, a Tejút gyönyörű 10-15 fok széles volt, a horizonthoz közel eső 5 fokot leszámítva az egész égen látványosan burjánzik. A Xés h Perfényes gomoly, az M31 1,5 fok hosszú folt, az M13 szemmel is sejthető. Az ellenfény egy 15 fok hosszú, 5 fok széles ellipszis, némilegfényesebbközéppel. Egt) vázlatot készítettem helyzetéról, utólagos kimérés szerint az ekliptikában fekszik, de az antiszoláris ponttól 5 fokkal nyugatra tolódva. Alig emelkedik ki az ég alapfényességéból, és a szemet kell járatni a meridiánon a horizonttól a zenit ig, hogy észre lehessen venni, ekkor látszik, hogy alatta a Cap-bmJ ésfelette az Equ-Delben sötétebb az ég, mint itt az Aqr-ban. Próbáltam a Tejút-mezőkhöz hasonlítani a f ényét, és olyan, mint a SAql-tól párfokkal É-ra levő Tejútfénye." (2.11. ábra) Az ellenfény észlelési szempontból sokkal jobb hel yen van, mint az állat övi fény, mivel a teljesen sötét, éjszakai ég adja hozzá a hátteret. Észlelés ére a szeptembertől márciusig tartó időszak a legkedvezőbb, amikor az ellenf ény az ekliptika magasabb részein látható. Ilyenkor nagyobb valószínűséggel tudjuk me gpillantani elfordított látás seg ítségével az igen na gy foltot. Decemberben a megfi gyelését megleh etősen 44

A legjobb észlelőhelyekről i dőn kén t m egfigyelhető, hogy az állatövi fén yt és az ellenfényt egy vékony, fén ylő sáv köti össze . Ez az ún . fényh íd az álla tövi fény folytatása . Okoz ója sz intén a bolygó közi porkorong, am ely a Naptól távol abb már jóva l kevesebb fén yt ver vissza, ezér t csak igen ritk án figyelhető meg. Általában csak az ellenfényhez kapcsolód ó fény ei pillanthatók meg , az ovális vagy kerek halván y folttól keleti és nyu gati irán yba kiny úló köd ös sá vokkén t.

Heliákus kelések és nyugvások Az em be riség történelme so rán - egye s ünnepnapok kijelöléséhez és a pont os nap tárkészítéshez - legtöbb ször valamely egyenlő időközönként ismétlőd ő (peri odikus) csillagászati esem én yt haszn ált fel. Ilyen volt a hónap ok kezde tét j el ző hold sarló megje lenés e a nyu gati ége n, d e az év pontos kezdetét is egyes égitestek speciális jelens égéhez igaz ították. Ezek közül a legismertebb a mind enki által ismert esemény , a Sirius heliákus kel ése, ame ly Kr. e. 3000 körül egybeesett a Nílu s árad ásá val. és így az óko ri egyiptomi naptár kezd ő napját jelent ette . De a ma gyar népi hagyományok közölt is van jeles esem ényt meghatáro zó heliákus kelés, ez az Ori on csillagkép nek , illetve annak három övcsillagá nak (amelyeket három marokszed ő assz on ynak vagy három kaszásoknak is szoktak nevezni) a hajnali szü rküle tben való feltűnése, amel y min tegy ezer évv el ezelőtt az aratás id őpontját jelezte. A heliákus kelés azt az id őpontot (az év egy napj át) jelöli ki, amikor a megfi gyelt bolygó vagy csillag először bukkan fel a keleti horizonton a napkelte előtti hajnali sz ürkületben . Heliákus nyugvásnak pedig egy csillagnak vag y bolygónak a napnyugta ut áni , esti szürkületben történő utols ó láthatóságát nevezzük. Ez az első, illetve utols ó megfi gyelhetőségi alkalom nem tart pár pe rcnél tovább. Ugyanis a keleti

45

horizonton való felbukkanás után a csillag csak addig látszik, amíg a növekvő égi háttérfényesség el nem nyomja gyengülő sugarait. A nyugati égen ez pontosan fordítva játszódik le, tehát a sötétedő égen rövid időre előtűnik az égitest, de csak addig, míg le nem nyugszik a látóhatárt övező porsávba. Miért érdekes ennek a jelenségnek az észlelése a mai csillagászat iránt érdeklődő emberek számára? Mint már az előbb leírtuk, többek között az egyiptomi naptár is erre a jelenségre épült. Ezért a heliákus kelés mai megfigyeléseinek a pontos időmé­ rő eszközökkel való összevetésével következtetéseket lehet levonni az egyiptomi naptár pontosságára. Másrészt pedig mind a mai napig nincsen pontos kép let a különbözö fényességű és égi helyzetű csillagok heliákus kelésének, illetve nyugvásának kiszámításához, így nagy szükség van egy megbízható tapasztalati skála kialakítására. Segíthet a változócsillag-észlelőknek megbecsülni egy követendő változó hajnali és esti láthatósági viszonyait. Nemes versenyt is jelent a vállalkozó szellemű ama tő­ röknek abban a témában, hogy ki látja meg hamarabb a keleti égen, valamint ki tudja tovább szemmel tartani a nyugati égen a kiválasztott csillagokat. Az észlelésre olyan helyet válasszunk, ahonnan a megfelelő horizontrész jól látszik, és zavaró tényezők nem hátráltatják az észlelést. Binokulárt ne használjunk, mivel az befolyásolja a megpillantás időpontját, így az észlelési adatok pontosságát is. Nagyon fontosak a negatív észlelések is, ezért azokat a megfigyelési napokat is fel kell tüntetni, amikor nem látjuk a csillagokat. Sikeres és sikertelen megfigyelések esetén is t üntessük fel az alábbiakat: az észlelő neve, az észlelés helye és ideje (dátum és időpont UT-ben), a megfigyelési körülmények, valamint az esetleges gátló körülmények. Pozitív észlelés esetén írjuk le a csillag fel- és eltűnésének idejét (perc pontossággal) és a horizont feletti magasságát. A hazai programban a 2J!. táblázatban látható csillagok heliákus kelési és nyugvási időpontjainakmegfigyelése szerepel.

jobb módszer. A Polaris az év minden napján azonos magasságban van a horizont felett, ezért ezen égrész segítségével végzett megfigyelések jól összevethetők egymással. 2. Hasonló célt szolgálhat őszi-téli éjszakákon az égbolt egyik legfényesebb ny ílthalmaza, a Fiastyúk (Plejádok, M45). A mellékelt kis térkép alapján (2.13. ábra) innen is jó értéket kaphatunk a határmagnitúdóra, ha a halmaz elég magasan van a hori zont fölött. 3. A leghalványabb csillagok megpillantására természetesen a zenitben (pontosan a fejünk fölö tt) van a legnagyobb esélyünk. Ezen az ég területen gyakran található olyan változócsillag, amelynek az összehasonlító csillagai támpontot nyújthatnak számunkra, és térképe a Változócsillag Atlasz (VA) sorozatban már megjelent. 4. Hazánkban kedvelt határmagnitúdó megállapító módszer a Pegasus-négyszögben található csillagok megszámlálása (2.III. táblázat). A nagy "égi téglalap" (a, (3, y Peg, a And) csak abban az esetben használható biztonsággal, ha magasan a horizont felett látható. Egy átlagos éjszakán 2ü-40 csillag pillantható meg, a "világrekord" 106 db . 51 -'---

PÓLUS

2.11. táb láza t. A heliákus észlelési program csillaga i Csillag Orion öve (S, E, C Ori) Ril!el (B Ori) Procvon (a CMi) Sirius (ex CMa)

Aiánlott megfigyelési i dősza k Nyugvás Kelés ápr. 10-30 . iúl. 10-30. júl. 25-aug. 1O. ápr. 10-30 . aug. 10-25 . mái. 20-i ún. 5. aug. 15- 30. mái. 1-20 .

Kiváló átláts zóságú éjszakák Hazánk asztroklímája nem sorolható a legkedvezőbbek közé. Sokszor üli meg piszkos, poros, ködös levegő az alsó néhány száz méter vastag légréteget, amelyben a legtöbb település fekszik. Egy átlagos, holdtalan, vidéki éjszakán általában 5,~,5 (városi égen 4-5) magnitúdós csillag a leghalványabb, amelyet még észre lehet venni az égbolt zenit környéki területén. Azonban évente néhány alkalommal, hidegfront után, a rendkívül tiszta, átlátszó levegőnek köszönhetően 7-7,5 magnitúdós csillagokat is észrevehetünk a zenitben. Az ilyen éjszakák ritkaságuknál fogva feljegyzésre méltóak! A tizedmagnitúdóra pontos becslés készítéséhez az alábbi égterületek ajánlottak: 1. A Sarkcsillaghoz közeli területek átvizsgálása, és a mellékelt térkép alapján (2.12. ábra) a még látható, leghalványabb csillag fényességének lejegyzése az egyik leg46

75 63 '. 75

.

•

53

• 56 • 71

65 • 45

. 52 • 58 2.12. ábra. Az északi pólus környéke. A csillagokfényessége tizedmagnitúdóban szerepel, a tizedesvessző elhagyásával Bármelyik módszert is használjuk, nagyon fontos, hogy csak a biztosan látott csillagokat jegyezzük fel. Kiváló átlátszóságú éjszakákon számos olyan mélyég-objektumot is megpillanthatunk szabad szemmel, amelyeket egyébként csak binokulárral lehet jól látni. Ilyenek pl. M29, M31, M33, M34, M36, M37, M38, M39, M42-43, M67, M92 stb. Ezeket is érdemes feljegyezni és beküldeni egy később összeállítandó szabadszemes mélyég lista és leírássorozat érdekében. 47

Fiastyúk .70

.68

Távcsöves tudnivalók

55

·66

2.13. ábra. A Fiastyúkszabadszemes határmagnitúdó-térképe 2.111. táblázat. A Pegasus-négyszögben látható csillagok száma és a szabadszemes

Az égbolt bizonyos jelenségeit szabad szemmel is megfigyelhetjük (sőt, állatövi fény, sa rki fény vagy a meteorok megfigyelése épp szabad szemmel nyújtja a legnagyobb élm én y t), a csillagászat problémáin számítógép képernyője előtt ülve is el lehet merengeni, azonban az "igazi" amatőr arról ismerszik meg, hogy észleléseit t ávcs ővel. vagy legalábbis binokulárral végzi. Az amatőrök számára kimeríthetetlen témát jelentenek a különféle teleszkópok, a kívülálló számára úgy tűnhet, hogy nálunk rnindenki ért a távcsövekhez - akárcsak a focihoz. Refraktor, reflektor, apokrom át, katadioptrikus távcső, okul ár, nagyítás, fényerő min d eze kről az egzotikusan hangzó dolgokról lesz szó a következőkben . Fejezetünk a távcsövekkel kapcsolatos legfontosabb tudnivalókat próbálja meg összefoglalni.

határmagnitúdó közötti összefüggés csillagok száma 5 6 11 12 14 18 24 29

határrnaznit űd é

5,0 5,5 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5

csillagok száma 35 42 49 55 65 71 106

határmaznitúdé 6,6 6,7 6,8 6,9 7,0 7,1 7,6

Kiváló átlátszóságú égbolt észlelésekor a következőket kell feljegyezni: az észlelő neve, az észlelés helye és ideje (UT), a becsült határmagnitúdó, a becsléshez használt égterület, a megfigyelési körülmények leírása, az esetleges zavaró tényezők feljegyzése. Mélyég-objektumok esetében azok nevét, katalógusszámát és a megpillantás nehézségét, látványát kell leírni.

Irodalom Balázs K.: 1988, A sarki fény, Föld és Ég, 1988/11-12, p.346 . Bartha L.: 1989, Felhívás a világító felhők megfigyelésére. Meteor, 1989/7-8, p.23. Bartha L.: 1992, Látható-e a Vénusz sarlója puszta szemmel?, Meteor, 1992/3, p .16. Bartha L.: 1992, Mikor tűnik fel a Szíriusz a hajnali égen?, Meteor, 1992/7-8, p.23 . Csizmarik Á. : 1988, Halójelenségek. Albireo, 1988. aug.-szept., p.23. Gyenizse P.: 1994, A szabadszemes napfoltok három éve, Meteor, 1994/11, p.20. Gyenizse P.: 1999, Mi látható a Holdon szabad szemmel?, Meteor 1999/4, p.23. Hédervári P .: 1980, Csillagunk: A Nap, Magvető Kereszturi Á .: 1992, A zöld sugár, Meteor, 1992/7-8, p.20. Keszthelyi S.: 1980, Az éjszakai égbolt derültség-vizsgálata, Meteor, 1980/4, p.7. Keszthelyi S.: 1987, Szabadszemes objektumok, Az észlelő amatőrcsillagász kézikönyve 1., p .211. 48

Távcsövek egykor és ma A mai amatőrcsillagászatban alapvetően háromféle optikai elrendezésű távcsövet használunk. A refraktorokat (lencsés távcsö vek), reflektorokat (tükrös távcsövek) és a katadioptrikus távcsöveket (ezek tükör és lencse kombinációi) . Mindegyik elrendezésnek megvan a maga előnye és hátránya - a későbbiekben látni fogjuk, hogy tökéletes távcső nincs, amint olyan távcső sincs, amelyik mindenféle észlelési célra egyaránt optimális. Sokan tartják Galileo Galileit a lencsés távcső (refraktor) feltalálójának. Valójában a Galilei nevéhez fűződő optikai elrendezést Jan Lippershey holland szemüvegkészítő találta fel. A feljegyzések szerint Lippershey 1608-ban készítette el a "Galilei-féle", vagy hollandi távcsövet. Galilei ism erte fel az új találmány csillagászati j elentőségét: 1609-1610 fordulóján egy sor korszakalkotó megfigyelést végzett az új esz közzel. Így pl. felfedezte a Hold krátereit, a Vénusz fázisv áltozás át. a Jupiter 3.1. ábra. Galileo Galilei távcsövei. A gyenge holdjait. észlelte a napfoltokat stb. Nem képalkotású objektívek átmérője alig haladja 1 h" I k t (2 54 ) volt rest közzétenni meglepő megfi, meg az uve y e , cm · me Iye k iIgen f ontos b 'ízon yí,tégye ,éseit,

I

kokként szolgáltak a napközéppontú világkép mellett (ez volt a korszak egyik legfontosabb tudományos kérdése). 49

A Galilei-féle távcső két optikai elemből áll: az objektív domború (gyűjtő-) lencse, míg az okulár homorú (sz óró-) lencse. Ennél az elrendezésnél az okulárlencsét az objektív fókusza elé kell helyezni: így egyenes állású képet kapunk, azonban a látómező nagyon kicsi. Ma már csak a kis nagyítású, olcsó színházi látcsöveknél alkalmazzák ezt a rendszert. A refraktorok lényegében ma is használatos elrendezése Keplertől származik. 6 okulárként kétszer domború (gyűjtő-) lencsét javasolt, melyet az objektív fókusza mögé kell helyezni. Így jóval nagyobb nagyítások érhetők el, és a látómező sem szúkül elviselhetetlenül kicsire. A Kepler rendszerű távcső apró "szépséghibája", hogy fordított képet ad, vagyis az objektumok fejjel lefelé látszanak benne. Ennek a csillagászatban nincs különösebb jelentősége, azonban aki földi célpontokat kíván vizsgálni, további optikai elem közbeiktatásával talpra állíthatja a képet. Mind a Galilei-féle, mind a Kepler-távcső egyszerű, egytagú lencséket alkalmaz, aminek nagyon kedvezőtlen optikai következményei vannak. Ezek k özül a legfontosabb a színi hiba (kromatikus aberráció). Az egytagú lencsék, akárcsak a prizmák, színeire bontják a fényt, ezért ezek az egyszerű távcsövek nagymértékben színeznek, ami a nagyítás növelésével csak fokozódik. Mi történik? Az ibolya szín az objektívhez közelebb, míg a vörös távolabb fokuszálódik. Ilyen távcsővel észlelve a csillagok körül színes gyűrűket látunk - akárhogyan is állítjuk be az okul árt. Ezt a kellemetlen jelenséget nevezzük színi hibának. Az egyszerű refraktorok másik súlyos optikai hibája a gömbi eltérés (szferikus aberráció). Az objektívlencse görbülete következtében a lencse pereméhez közelebb beeső fénysugarak nem ugyanarra a helyre fokuszálódnak. mint a lencse közepére érkezők. Ennek eredményeként egy csillag képe nem egy pontban fokuszálódik, hanem inkább egy zónában, így lehetetlen éles képet kapni. Mindkét hiba m érsékelhető, ha csökkentjük a lencsefelületek görbületét, vagyis nagyon hosszú fókusztávolságú lencsét készítünk. Ezt a megoldást választották a 17. század második felében: a rendkívül nagy csóhossz azonban igen nehezen kezelhető távcsöveket eredményezett. Johannes Hevelius danzigi csillagász leghosszabb refraktorának fókusza elérte az 50 métert! A hosszú póznára függesztett, csiga rendszerekkel mozgatott monstrum csak szélcsendes időben volt használható. A legkisebb fuvallat hatására is lengésbe jött, ami lehetetlenné tette használatát. Christian Huygens holland csillagász ügyesebben járt el: az objektívet rövid tubusba helyezte el egy pózna tetején, és a foglalattól a szemleneséig erős zsineget feszített ki. Az észlelés ezzel az elrendezéssel sem lehetett leányálom. Az egytagú objektívek optikai hibáit az akromatikus (színi hibától mentes) lencsék jórészt kiküszöbölik. Az első akromatikus lencséket Chester Hall készítette 1733-ban, azonban John Dollond volt az, aki 1758-ban szabadalmaztatta az elvet. Az akromatikus lencsék két különböző üveganyagú tagból állnak. A külső tag többnyire koronaüvegből készül, míg a belső flintüvegből. A koronaüveg diszperziója kisebb, így kevésbé töri meg a fénysugarakat, mint a flintüveg, melynek nagyobb a diszperziója. A két üvegfajta kombinációjával készült objektív színi hibája lényegesen kisebb mértékú, mint az egytagú leneséké. a legtöbb csillagászati megfigyelésnél nem is vehető észre. Dollond idejében többek köz ött azért sem születhettek tökéletes akromatikus objektívek, mert még nem álltak rendelkezésre megfelelő tisztaságú üveganyagok. Valóban jó minőségű objektívet először Joseph von Fraunhofer készített a 19. sz . elején. A Fraunhofer típusú objektíveket ma is gyártják. Itt a frontlencse erősen domború, a 50

3.2. ábra. A Newto n-féle reflektor

"p rototípusa"

két, egymással szembe néző lencsefelület görbülete kissé eltérő (a tagok között kis légrés található), míg az utolsó felület majdnem pontosan sík. Nagyjából a 19. század közepét öl készültek olyan, nagy méretű refraktorok, melyek közül sok még ma is használatban van. A legnagyobb lencseátmérőjű refraktort 1897-ben állították fel az USA-ban, ez a 102 cm-es Yerkes-refraktor, A lencsés távcsövek világában a legjobb képalkotást az ún. apokromatikus refraktorok (apokromátok) nyújtják. A modem apokromátok többnyire három lencsetagból állnak, és a kül önb özö optikai hibákat majdnem tökéletesen kiküszöbölik. A sok megmunkált optikai felület és a k ülönleges üveganyagok miatt áruk sokkal magasabb, mint a hasonló átmérőjű akromatikus lencséké.

Több mint fél évszázaddal a lencsés feltalálása u tán született meg az első tükrös távcső (reflektor), amely a homorú tükör fénygyűjtő képességét használta ki. Az első reflektort James Gregory tervezte, 1663-ban. A Gregory-távcső homorú főtükre homorú segédtükörre vetíti a fényt, ami a főtükrön át fúrt Iyukon keresztül jut az okulárba. Az ötlet zseniális, azonban Gregory korában az optikai csiszolás még nem állt olyan szinten, hogya tükrök görbületeit elegendő pontossággal tudják elkészíteni. 1672-ben két, ma is széles körben használt reflektortípus is született. A Netoton-féle távcső főtükre természetesen ugyancsak homorú, azonban a segédtükör síkt ükör. amely derékszögben vetíti a fényt a tubus falán kívülre . Az amatőrcsillagászok körében ma ez 3.3. ábra. Tipikus N~~ton-távcső a legnépszerűbb reflektortípus. A Cassega 18. sz. vegen rain-távcső annyiban emlékeztet a Gregory-távcsőre, hogya főtükör itt is ki van fúrva, azonban a segédtükör domború, amely a főtükör fókuszán belül helyezkedik el. Az első tükrös távcsövek nagyon rossz képet adtak. A tükröket külőnböző fémötvözetekbőlkészítették, melyek fényvisszaverő képessége alacsony volt; a rendszer fényhasznosítását pedig tovább csökkentette a segédtükör közbeiktatása. Ráadásul akkoriban még nem volt kidolgozva a tükrök pontos megmunkálásának gyakorlata. A homorú tükrök gömbtükrök voltak, holott paraboloid felületre lett volna távcső

51

szükség a jó leképezéshez. A gömbfelület ugyanis szferikus aberrációt eredményez. Az első parabolikus tükröt csak 1722-ben készítette el Hadley. A tükrös távcsövek fejlődésében William Herschel munkássága jelenti a következő nagy lépést. Nevéhez fűződik a segédtükör nélküli, ún. Herschel-szerelés. Itt a főtükör kis mértékben döntve van, így a tubus peremére szerelt okulárral az égboltnak háttal tekintünk a f öt ükörbe. Az elrendezés előnye, hogy a segédtükör nem takarja ki a f ényutat. de a 3.4 . ábra. A Rosse-féle óriásreflektor döntött optika leképezése rosszabb, és az észlelő testéből kisugárzó hő épp a tubus előtt áramlik felfelé, ami ugyancsak rontja a leképezést. Tekintve, hogy Herschel még mindig fémtükröt használt, a seg éd tükör elvetése csökkentette a fényveszteséget. Herschel legnagyobb távcsöve 1789-ben készült el, átmérője 122 cm volt. Szívesebben használta azonban kisebb távcs öveit, mint ezt a nehezen kezelhető monstrumot. Ennél is nagyobb reflektort épített a 19. sz. közepéri Lord Rosse Írországban. A 72 hüvelykes (183 cm-es) óriással csak a meridián közelében látható csillagokat lehetett észlelni. Ezzel a hatalmas műszerrel fedezték fel pl. eg yes galaxisok spirálszerkezetét. Az első jól használható, ezüstözött üvegtükröt a német Karl Steinheil állította elő 1856-ban, majd - tőle függetlenül Jean Foucault, 1857-ben. A Foucault ne véhez fűződő tükörmegmunkálási és tesz telési módszerek tették lehetővé a tükrös távcsövek igazi karrierjét. A tükrök természetesen - mentesek a színi hibától, azonban szamos egyéb fogyatékosságuk van. A gömbi eltérésről korábban már sz óltunk, azonban a parabolatükrök további h ibákat is mutathatnak . Ilyen a kóma hiba: az optikai tengely től távolodva a csillagok apró üstökösöknek látszanak, melyek csóvái kifelé mutatnak. Továbbra is fennáll a fényveszteség, amit a segéd tükör által okozott kitakarás okoz, továbbá az a körülmény, hogy nincs olyan t ükörbevonat. amely visszaverné a 3.5. ábra. Egy mestermunka a refraktorok fény 100% - á t. "aranykorából": Konkoly Thege Miklós A klasszikus Cassegrain-távcső tovább25 cm-es refraktora ÓgyalJán (1905) fejlesztett változatai a Ritcheq-Chrétien. ill. 52

a Dall-Kirkham rendszerek. A múlt században fejlesztették ki a jó képalkotású, de rend kívül nehezen elkészíthető ferdetükr ös. központi kitakarás nélküli reflektorokat (p l. tri-schiefspiegler) . A tükrös távcsövek fejlődése ma is töretlen. A legnagyobb tükörátmérők meghaladják a 8 métert. Ezek a hatalmas méretek különleges üvegany agot és speciális üvegöntési módszereket (pl. centrifugál-öntés) követelnek meg. A tükrös távcsövek másik fejlődési útját jelentik a mozaiktávcsövek. Ilyenek pl. a Hawaiin felállított Keck-teleszkópok. Ez a két , egyenként 10 m átmérőjű teleszkóp valójában 36-36 db hatszögletű elemből áll. A huszadik század gyermeke a katadioptrikus távcső. Ezek a műszerek tükrök és lencsék kombinációi. Látómezejük nagy, optikai hibáik csekélyek. Az els ő katadioptrikus távcsövet Bernhard Schmidt német optikus készítette el, 1930-ban. A Schmidt-teleszkóp főtükre gömb tükör, melynek szferikus aberrációját a tubus elején elhelyezett korrekciós tag szünteti meg . A Schmidt-távcsövek legfőbb erénye, hogy igen fényerősek, nem ritkák az fl 1,5-es vagy fényerősebb teleszkópok se m . Ez a rendszer különösen alkalmas nagy égterületek fotografálására . A fókuszsík görbült, amit úgy k üszöb ölnek ki, hogya filmet vagy fotólemezt a görbületnek megfelelően kialakított kazettába helyezik. A jelenlegi legjobb égi atlasz, a Palom ar Sky Survey is Schmidt-távcső felvételei alapján készült. A fotografikus technika háttérbe szorulása miatt újabban a Schmidt-teleszkópokat is CCO-érzékel őkkel szerelik fel. A hatvanas években fejlesztették ki a Schmidi-Cassegrain t ávcs ötípust, amely ma az egyik legnépszerűbb optikai elren3.6. ábra. A piszkés-tetői csillagvizsgáló dezés. A szferikus főtükör hibáit eg y 60/90/180 cm-es Schmidt-teleszkópja. Schmi d t jellegű korrekciós tag jav ítja, a A műszer szabad nyílása 60 cm, gyújtótávolkorrekciós lemez belső oldalára rögzített sága 180 cm, a főtükör átmérője 90 cm ellip tiku s felületű segédtükör vetíti ki a fény t a főtükör furatán. Ez az elrendezés rendkívül kompakt. könnyen szállítható műszer kialakítását teszi lehet öv é. A két világhírű távcsőgyártó cég, a Celestron és a Meade főként Schmidt-Cassegrain-t ávcsöveík révén vált közismertté. A másik elterjedt katadioptrikus típus a Makszutou-féle távcső (1941). A Makszutovrendszer főtükre szintén gömbfelületű (sőt, valamennyi felülete gömb). A szférikus aberr ácíót egy erősen homorú lencse (meniszkusz) korrigálja. Az amatőrök körében nagyon népszerűek a Makszutov-Cassegrain-távcsövek. A John Gregory által továbbfejlesztett elrendezés nem alkalmaz külön segédtükröt. A segédoptika funkcióját a kor rekciós lencse belső felületére - megfelelő méretben - rágőzölt alumíniumréteg lálja el. 53

Az

amatőrtávcsövek

optikai teljesítménye

Milyen nagyítású ez a távcső? - hangzik a makacs kérd és az érdeklőd őktől műsze­ rünk teljesítmén yére vonatkozólag. ,,525x-ös nagyítású csillagászati távcső" - olvasható némelyik 6 cm-es áruházi refraktor papírdobozán. Egy dörzsölt amatőr persze csak mosolyog az efféléken: ahhoz, hogy ilyen óriási nagyítást használhassunk és értelmesen kihasználhassunk, első osztályú optikára lenne sz üks ég, továbbá teljesen nyugodt l égk örre. ami hazánkban ritka , mint a fehér holló. Ha 10 cm-es refraktorunk részletgazdag képet ad az oppozícióban l évő Marsr ól. az már önmagában sokat mond a távcső optikai minőségéről. De egyáltalán nem biztos, hogy ugyanez a mű­ szer (pl. ha hosszú fókuszú refraktor) sokkal kisebb (20x-os) nagyítást igénylő, nagy látómezejű észlelésekre ugyanilyen jól beválik. És fordítva : egy kis nagyítással lebilincselő látványt nyújtó műszer sokszor nagyobb nagyításra térv e csapnivaló képet ad (pl. a legtöbb RFr, l. 61. o.). A távcsövek optikai teljesítőképessége szerteágazó témakör. Körbejárása segít megválaszolni a kérdést, hogy milyen az a távcső, ami az észlelő számára a legjobb eredményt nyújtja egy-egy megfigyelési feladatra. Átmérő. A távcsövek egyik legfontosabb jellemzője az objektív átmérője, pontosabban a szabad nyílása . Elsősorban ez határozza meg, ho gy mennyi fényt gyűjt össze a műszer, és hogy mennyire finom részle tek figyelhetők meg vele. Egy 20 cm-es távcső nég yszer annyi fényt gyűjt össze, mint egy 10 cm-es (azonos optikai paraméterek mellett), felbontóképessége pedig kétszer akkora. A

távcső

kicsi közepes nagy

mérete

refraktorok

reflektorok

5- 8 cm 10-15 cm 15 cm -

8- 14 cm 15-25 cm 25 cm -

Fé nyerő. A fényerő vagy nyílásviszony a fókusztávolság és az átmérő hányadosa. Nincs közvetlenül hatással az optikai teljesítményre, mégis fontos paraméter. Általában nagy fényerejűeknek az f/4-f/5-ös, közepes fényerejűeknek az f/6-f/9es, kis fényerejűnek az f/10-f/15cös objektíveket szokás nevezni. Az elnevezés azt sugallja, hogyafényerős objektívek fényesebb képet adnak, de erről szó sincs. Két azonos átmérőjű objektív, ha optikai paramétereik megegyeznek, k ü l önböz ő fényerő mellett is ugyanolyan fényes képet adnak az égi objek tumokról (azonos nagyítást feltételezve) . A fényerős objektíveknek számos előnyük van. A legfontosabb az, hogy rövid a tubus, így kisebb és könnyebben mozgatható az egész műszer. Fényerősebb objektílátómező sem vekkel nagyobb lá tómező érhető el: vizuálisan 1~5-2°-os, de néha 3 lehetetlen. A fotózásnál a nagyobb látómező mellett további előny, hogy rövidebb expozíciós idők is elegendőek. Ennek az az oka, hogy a rövidebb fókusztávolság kisebb képméretet eredményez a f ókuszs íkban. tehát nő a fénymennyiség/terület arányszám, ami közvetlenül megha tározza a kívánatos expozíciós id őket. Az érem másik oldala, hogyafényerős objektívek érzékenyebbek a beállítási (jusztírozási) hibákra, mint a kisebb fényerejűek. Az op tikai felület megmunkálási pontatlanságai is exponenciálisan jelentkeznek a képalkotásban. ha nő a f ényerő . Ezért két azonos mé re tű és minőségű objektív közül a fényerősebbet sokkal nehezebb elkészíteni, ezért jóval drágább is. Milyen az optimális fényerő? Ez teljesen az 0-os

54

észlelési érdeklődésünktől függ . Ha elsősorban mélyég-megfigyelésre, változóészlelésre vagy fotózásra koncentr álunk. akkor praktikusak a fényerős és nagy látómezejű távcsövek. Az általános érdeklődésűek a k özepes. a nagy nagyításokat gyakorta használók (pl. bolyg ó-, kettőscsillag-megfigyelők stb.) a kisebb fényerejű műszereket preferálják. Fénygyűjtó1:I.75,) 1' 1It760 l 'J1I.7b:i 19t1.770 JlJ/I.77.S náció «75°) mellett kellő pontossáa (fok) gúak. Hogy valóban igen jó eredménnyel alkalmazható ez a közeli5.72. ábra. A (73) Klytia kisbolygó kimért pozíciói tés, azt jól mutatja az 5.72. ábra, egy éjszaka során amely a 73-as sorszámú Klytia kisbolygó egy éjszaka során kimért pozícióit tünteti fel. A mérési pontok szórása, eltérése a valódi pályát jelző egyenestől mintegy fél ívmásodperc! Az észleléshez használt műszer az SZTE Optikai és Kvantumelektronikai Tanszékének 28 cm-es SchmidtCassegrain (f/6,3) távcsöve és a Kísérleti Fizikai Tanszék ST-6 CCD-detektora volt. Viszonylag széles körben elterjedt Magyarországon a Hubble Guide Star Catalog m (GSC, vagy Guide), amely 15 -s határfényességével és 0';'2-o';'5-n belüli pontosságú koordinátáival az átlagos igényeket messze kielégíti. Aki nagyobb múszert, kisebb látómezőt, vagy érzékenyebb detektort használ, az US Naval Observatory munkatárm-s sai által összeállított USNü-B1.0 katalógushoz forduljon, amely 20 határfényességével és 0';'2-s pontosságával a legprofibb célokra is megfelel. Változócsillagok asztrometriája. Kicsit talán furcsának tűnhet az ötlet, hiszen azt gondolnánk, hogyaváltozóknak ismerjük a pontos pozícióját. Nos ez egyáltalán nincs így, bár a Hipparcos- és Tycho-programok sokat javítottak a helyzeten, hiszen az összes, maximumban legalább 11 m - S változócsillag pontos koordinátáit kimérték. m Ám a 11 alatti tartomány sok ezer változócsillagot rejt, melyek koordinátái gyakran csak tized ívperc, sőt esetenként csak ívperc pontossággal ismertek. A csillagok azonosítása többféle módon is történhet, de itt is szükségünk lesz a Guide használatára. Csakhogy a változókat a program sokszor olyan koordinátára teszi, ahol egyáltalán nincsen csillag. Általában azért sejthető, hogy a GSC melyik csillaga a változó, de az eltérések szembetűnőek. 11)~.7 !}O

180

19 ~t7HO

Ha kiszemeltünk néhány, maximumban 11m -nál halványabb változót, akkor két módon is azonosíthatjuk őket. Ha hozzáférünk változós szakirodalomhoz, például a nyomtatott GCVS-hez (General Catalogue of Variable Stars, általános v áltozócsillagkatalógus), a megadott referenciák alapján utánanézhetünk az eredeti publikácíónak, hátha a felfedezők közöltek egy keresőtérképet (bár az is sokszor előfordult, hogya felfedezők rossz csillagot jelöltek meg a változónak...). A legbiztosabb, ha a megadott amplitúdó akkora, hogyaműszerünkkelmi is ki tudjuk mutatni a fényváltozást. Így lehetséges az egyértelmű az azonosítás, ráadásul a minimum és maximum fényességére is tudunk valamit mondani, ami sokszor eltér a GCVS-ben megadottól. A koordináták kimérése szűrő nélküli képeken is történhet, ám ha a fényváltozás amplitúdójára korrekt értékeket akarunk kapni, legalább egy V szűrőre is szükségünk lesz (l. III. fejezet, Szűrők) . Kettőscsillagok CCD-s megfigyelése esetén fotometriai szempontból a helyzet szinte azonos a változócsillagok fotometriájával, talán azzal a tényezővel nehezítve, hogy szoros komponensek esetén különös gondot kell fordítani a komponensek megfelelő mértékű szeparációjára, hogy az egyes tagok fényességének mérésekor a további társ(ak) zavaró hatását kiküszöböljük. Azonban a kettősök látható tulajdonságai közül fontosabb a szögtávolság (S) és a pozíciószög (PA). Először a kettőscsillag komponenseire a CCD-felvétel(ek)en csillagkeresést kell végezni. Ha a tagok megfelelően elk ülönülnek, akkor ezt különösebb gond nélkül elvégezhetjük. A megtalált csillagcentroidok kiértékelésére több módszert alkalmazhatunk. Asztrometriai módszerrel a képen azonosított referenciacsillagok felhasználásával első lépésben a komponensek égi koordinátáit határozzuk meg. Második lépcsőben a koordinátákból kiszámoljuk a PA és S értékeket. Abban az esetben, ha a képen nem találunk megfelelő számú és pontosságú referenciacsillagot, más utat kell keresnünk. Egyik ilyen lehetőség, ha a kép X, Y (sík) koordináta-párjaiból számítjuk ki a PA és S értékeket (polárkoordináta). Ebben az esetben ismernünk kell a képskála "/pixel értékét. amely a távcső fókuszától és a chip pixelméretébőladódik (l. III. fejezet, Egyszerűbb számítások, táblázatok). A másik feltétel, hogy a chip tájolása vagy nagy pontossággal egybeessen az égi koordináta-rendszer RA és D irányaival, illetőleg az esetleges eltérés mértékét nagy pontossággal «0~1) meg tudjuk határozni. Ez utóbbi eltérés méréséhez az éppen célként kijelölt égterületen, egy fényesebb csillagról készítsünk felvételsorozatot kikapcsolt óragéppel (csíkhúzós felvételek). A csíkok végpontjainak kimérés ével. majd kettősként történő kíértékeléssel, átlagolással az eltérési szöget megkapjuk. A későbbiek folyamán ezt az értéket a kettősök PA-értékéhez megfelelő előjellel hozzá kell adni. Ha a távcsövünk, illetve a komplett rendszer deformációra hajlamos, akkor jelentősebb távcsőelmozdulás(más égterületre állás) után újabb referenciacsíkokat kell készíteni, ill. felhasználni. A felszerelés kalibrálása pontosan ismert paraméterű kettősökön történhet. Ezeket célszerű a WDS katalógusból kiválogatni. Kettősönként több felvételt (5-10) készítsünk. Jó esetben egy felvételsorozat értékeinek szórása a pixelméret törtrésze is lehet (0,2-0,4 pixel), míg gyengébb seeing mellett ez a szórás kellemetlenül növekedni fog . Ez utóbbi esetben is javít a végeredményen, ha több felvétel eredményét átlagoljuk. A jó felbontóképességhez jelentős fókusznyújtást kell alkalmazni, aminek megint a seeing szabja meg a célszerű értékét. Tapasztalati értékként, 35,5 cm-es távcsővel. 3200 mrn-es fókusszal 2"-3"-nél szélesebb párokat tudunk kettősként mérni. A tagok fényességeltérése 2"-3" lehet szoros pároknál, míg nyíltabb kettősöknéI5"-6"eltérés 181

is mérhető. Pontosság szempontjából standard vagy lazább pároknál könnyen elérhető az 1°-on, ill. 0;'5-en belüli pontosság. Az asztrometria a következő alfejezetben tárgyalandó fotometriával együtt a tudományos igény(esség)ű amatőrcsilla­ gászok területe. A megkívánt nagy pontosság, precizitás a műszerezettséggel szemben is magasabb követelményeket támaszt. Általában a direkt csillagászati célokra készült CCD-kamerák hoznak jó eredményeket, azonban az asztrometriában a webkamerák, kompakt és SLR digitális vázak is alkalmazhatóak, illetve fotometriában az utóbbiak egyre javuló zajkarakterisztikájuk miatt szintén eredményre vezetnek fényesebb objektumok . esetében.

••

A

•

B 5.73. ábra. A kiértékelés során használt apertúra

IV.8. Változók, kisbolygók, nóva- és szupernóva-keresés - fotometria A nóva- és szupernóva-keresés szempontjait és a keresés technikáját (blinkelés) a Változócsillagok c. fejezet végén találhatja az Olvasó. Itt most a változó fényes~égű objektumok fényességének meghatározására térünk ki. A CCD-kamera na,gy .~lonye a hagyományos fotoelektromos fotometriával szemben, hogy egyszerre akar tobb tucat csillag is vizsgálható. Igaz, erre a fotográfia is képes lenne, azonban egyrészt ~e~ lineárisak az emulziók, másrészt kicsi a dinamikai tartományuk. A CCD-s meres pontossága még amatőr felszerelés esetében is összemérhető a fot~-~lektromos fotometriával. A legtöbb csillagászati képfeldolgozó program lehetoseget ad a fotometria elvégzésére, valamely katalógushoz képest (Guide, USNO stb.). Fontos megjegyeznünk, hogy fotometriát csak olyan képek:n végez~etü~k~ amely sötétk ép- és világoskép-korrekción, átlagoláson, esetleg kozmikus sugar szuresen kívül semmilyen képfeldolgozási folyamaton nem esett át! Ezek ugyanis sokszor nem line árisak, megváltoztatják a pixelek egymáshoz képesti intenzitásának arányát, vagyis a fotometria fényességeredményei hamisak lesznek. . Az itt leírt fotometriai eljárás során kapott fényesség nagyon sok egyedl, az adott megfigyelést végző műszeregyüttesre és észlelési helyre jellemző (a detektor spektrális érzékenysége, a távcső spektrális áteresztése. a légkör állapota) tényezőtől függ, így más mérésekkel nem hasonlítható össze. Ezért is nevezik instrumentáli~ fényességnek. Amennyiben szeretnénk összevetni méréseinket mások eredm ényeível. esetleg tudományos értelemben is értéke~ ~egfigyelése~e:. ~ovábbíta~~ va}ar~1Íly'en adatgyűjtő központnak. úgy egy fotometriai rendszer szurojen keresztul készítsünk képeket (I. III. fejezet, Színszűrők). Az összehasonlítóként választott csillagnak ekkor az adott szűrőhöz tartozó sávban mért fényességértékét vegyük alapul a differenciális fotometriához. Az általunk mért fényességnél pedig jelezzük, hogy milyen szúrövel készült a mérés (pl. V 16';'2). A leggyakoribb a Johnson V szűrő használata. (Aki nagyon igényes, és teljes értékű munkát kíván végezni, annak több szűrőr~ is sz üksége van, és az adatok kiértékelése is körülményesebb, I. részletesen az írodalom182

jegyzékben megadott forrásban.) De most ismerkedjünk meg az apertúra-fotometria lényegével! A redukálás két alfolyamatra tagolható: a kérdéses csillagok megkeresésére a képen ill. az instrumentális magnitúdók meghatározására. Az első lépés történhet kézi vagy gépi úton. A manuális esetben az apertúrát egyszerűen rámozgatjuk a csillag képére, ügyelve arra, hogy az középre kerüljön (ajánlott a nagyítás). Az automatizált változat lényegében egy iteratív eljárás, amely a kiválasztó forma mozgatását és a magnitúdó meghatározását ismételgeti. Rátérve a fényesség meghatározásra, tekintsük az 5.64. ábrát. A képen két satírozott tartomány látható (A ill. B). Az A mintavételezi a csillag képét tartalmazó régió t, a B pedig a hátteret. Akiemelt képterületeket koncentrikus k ör ök határolják. A szakirodalomban e két terület együttesét nevezik apertúrának. Jelöljük SA-val az A tartományban lévő képelemek (pixelek) intenzitásainak összegét, ill. NA-val a kérdéses pixelek számát, valamint SB-vel és NB-vel a B terület megfelelő értékmérőit. Ezzel az apertúrába fogott csillag instrumentális fényességértékét a következő formula szolgáltatja: V = -2,5·log( (SA/NA) - (SB/N B) ). Amennyiben két csillag differenciális magnitúdóját akarjuk képezni, az eljárást mindkét objektumra elvégezzük, és a V értékeket kivonjuk egymásból. Az apertúra helyes pozíciója V minimumát is jelenti. Tehát az automatikus algoritmus során olyan irányba kell az apertúrát mozgatni, hogy Va lehető legkisebb legyen. A léptetés indítása történhet pl. a maximális értékű pixel középre állításával. Ha több csillagot szeretnénk egymás után megmérni, akkor minden egyes mérést követően az A területet kinullázzuk és újra ráállítjuk az apertúránk centrumát az aktuális, legmagasabb értékű képelemre. Az ismertetett U Ce p 199 4 .09 .06 /07. (6.3 L + ST4) módszerrel nyílthalmazokról készült fel- ~e:~(rnl vételekkel is könnyűszerrel elbánhatunk. Sajnos a gömbhalmazok fotometriájára 0" ugyanez a technika már nem alkalmazható, hiszen ott a zsúfolt területeken nem o." .\ tudjuk a csillagokat szétválasztani. \ A gyakorlati problémák közül a leg- -0" fontosabb az apertúrák méretének meg- - 0 6 választása. Ideális esetben az optikai le- - c ve képezés és a légkör együttese haranggör- -I OO .l-~......~~~~~~;::::;::;;:=:;:"""_ JD-2.... 9 6 00 bévé formálja a csillagszerű objektumok a.ee képét. Minden csillag képe azonos kiszélesedést mutat, ezek csupán amplitúdóik- 5.74. ábra. Az U Cephei Algol típusú fedési ban térnek el egymástól. Nem túl bonyováltozócsillag főminimuma. Apertúralult számítással bebizonyítható, hogy ak- fotometriával nyert fénygörbe, mely közel 7 kor lesz az adatok szórása a legkisebb, ha órát fog át a központi apertúra éppen a félérték magasságát követi. Tételezzük fel, hogya maximális pixelérték 35 OOO, ekkor a belső apertúra vonalának a 17500 értékhez közeli képelemeket kell érintenie. Tehát téves az a nézet, hogya lehető legnagyobb belső apertúrával kell dolgoznunk. Persze ekkor biztosan belemérünk minden hasznos pixelt, de sajnos az egyes cellák szórásai összeadódnak és a hasznos jel mellé hatalmas felesleges zajt halmozunk. Nem ez érvényes a külső apertúrára. Itt a lehető legtöbb pixelt kell összeátlagoini. Sajnos ennek 00

"""""""-

.

2 . 4~

Z.60

183

korlátot szab a képen elhelyezkedő többi csillag. A nyílthalmazok esetében előfor­ dulhat, hogy nem minden csillag körül tudjuk pontosan meghatározni a hátteret a környező csillagok zavaró hatása miatt. Ebben az esetben használhatj uk a. m~sik objektumnál megállapított SB és NB értékeket. Nem szabad azonban elfelejtem, hogy minél távolabb mérünk hátteret a csillagunktól. annál pontatlanabbak lesznek eredményeink. Fontos észrevenni, hogy differenciális magnitúdó képzésének csak akkor van értelme, ha a redukálás során minden, a képen szereplő csillagra paramétereiben azonos apertúrát használtunk. Az ismertetett módszer hatékonyságát igazolja az 5.74. ábrán látható fénygörbe. Az alkalmazott távcső egy 63/840-es Zeiss refraktor volt, a detektor egy SBIG ST-4 CCD kamera (ebben egy TC 211 chip található, 8 bites A/D átalakítóval) . Figyelemre mélt ó, hogya görbe minősége alig marad el a 40 cm-es szegedi távcsővel és fotométerrel nyert adatok minőségétől!

Irodalom Beringer P.: 2000, Színhelyes CCD-képek készítése, Meteor 2000/12, p. 2I. Berry R.: 1994, Image Processing in Astronomy, Sky & Telescope. 1994/Apr. Berry R.: 1994, Introduction to Astronomical Image Processing. Willmann-Bell Inc. Berry R., Kanto V., Munger J.: 1994, The CCD Camera Cookbook. Willmann-Bell Inc. Buil C; 1991, CCD Astronomy, Willmann-Bell Inc. CCD Astronomy, Sky Publishing Corp., 1994-96 . évi 4 szám Dán A.: 1995, Okulárkivetítés felsőfokon, Meteor 1995/2 p. 12. Dán A.: 2003, Az amatőrcsillagász és a webkamera - mit is kezdjünk egymással?, Meteor, 2003/7-8, p. 68. Dobbins T. A., Parker D. C; Capen C. F.: 1988, Introduction to Observing and Photographing the Solar System, Willmann-Bell Fejes L: 1997, Vezetett fotózás - egyszerűen, Meteor 1997/6, p. 29. Fűrész G.: 1999, CCD-spektroszkópia - profi megfigyelések amatőr eszközökkel, Meteor 1999/7-8, p. 19. Fűrész G.: 1998, CCD-s érdekességek (az RGB technika), Meteor 1998/5, p .19 Fűrész G.: 1997, Sötétkép - világoskép. Meteor 1997/12, p . 2I. Fűrész G.: 1997, Mire képes egy CCD-kamera?, Meteor 1997/11, p. 3I. Fűrész G., 1996-97, CCD -alapismeretek I-VII, Meteor 1996/7-8. és 1997/6. közötti számokban Fűrész G.: 2002, CCD-kamerák a csillagászatban, Meteor csillagászati évkönyv 2002 Hegedüs T.: 1993, Emberközelben a CCD I, II, Meteor 1993/7-8, p. 9., 1993/9, p . 9. Iskum J.: 1998, CCD-videókamera napészlel éshez. Meteor 1998/12, p . 19. Kaszás G., Kiss L.: 1994, A CCD-kamera alkalmazása a csillagászatban, TDK dolgozat, JATE, Szeged Kocska T.: 1993-1994, A fotográfia alapjai I-III., Meteor 1993/12, p. 16., 1994/1, p. 13.,1994/2 p.9 Kocska T.: 1994, Hiperszenzibilizálás, Meteor 1994/4, p. 14. Nagy Z.A.: 2004, Holdmozaikok készítésének technikája, Meteor, 2004/11., p. 18. Martinez, P.: 1983, Astrophotography II, Willmann-Bell Inc. Rózsa F.: 2001, Üstököskövetés indirekt módon, Meteor 2001/3., p. 22. Sárközi-Sevcsik-Hefelle: 1977, Fotósok könyve Sárneczky K., Kiss L.: 1998, Asztrometria, Meteor 1998/3, p. 10. 184

A Nap A Nap mint égitest A Nap a csillagok között fizikai tulajdonságaival nagyjából az átlagot képviseli. Távolságából, pontosabban közelségéből a~ódóan kivételes lehetőséget nyújt a sztelláris folyamatok tanulmányozásához. Atmérője 1 393 960 km, a Föld átmérőjé­ nek -109-szerese - innen adódik a 109 mm-es napkorong az általunk használt észlelőlapon -, azaz nagyjából félúton van az óriáscsillagok és a fehér törpék között: G színképosztályú, fősorozati sárga törpe csillag. Életkora durván 5 milliárd év, tömege 2.1030 kg, így a Naprendszer tömegének 99,86%-át teszi ki. Átlagos távolsága, melyből a csillagászati egység (Cs.E. vagy AU) is származik, 149597870,66 km. (A Nap utáni legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 158823-szor messzebb található tő­ lünk.) Az éjszakai égbolton megfigyelhető csillagok 1" alatti látszó átmérőjével szemben a Napnál ez az érték átlagosan 32 ívperc, ebből adódóan a korong közepén egy ívmásodperc nagyjából 726 km-nek felel meg. Mivel a Föld ellipszis alakú pályán kering a Nap körül, így a tényleges naptávolság 1,7%-kal kisebb vagy nagyobb lehet az átlagosnál, ami a látszó átmérő ugyanilyen arányú, de ellentétes értelmű változásával jár . A Nap átlagos sugárzó teljesítménye 3,845,1026 W, ennek a Föld egységnyi felületére érkező része a napállandó (1,365-1,369 W /rrr'), mely tág időintervallumban is állandó, többek közt ez tette lehetővé a földi élet kifejlődését és fennmaradását. A naptevékenység következtében a napállandó ingadozása csupán néhány tized százalék. A Nap szerkezetét régóta tanulmányozzák, így mára már tized százalék pontossággal ismertek a fizikai jellemzők központi csillagunk belsejében. Anyaga a felszínen tömeg szerint 70% hidrogén, 28% hélium és 2% nehezebb elem . Középpontjában a hőmérséklet 15,7 millió K, ez kifelé fokozatosan csökken, a felszíni 5800 K-ra . A nyomás a középpontban 2,33'1016 Pa (2,3,1011 atm), a sűrűség 1,53.105 kg/m3, mely kifelé haladva nagyon gyorsan csökken, a sugár felénél már eléri a víz sűrűségét, a felszínen pedig már csak 2,5'10'4 kg/m3 • A középpont kis környezetében - gyakorlatilag a sugár egynegyedéig - elegendően magas a hőmérséklet ahhoz, hogy négy hidrogénatommagból (protonból) egy héliumatommag álljon össze ütközések során. A keletkező héliummag tömege kevesebb, mint a négy proton össztömege, levonva az ütközések során keletkező két elektron és két antineutrínó tömegét, a tömegkülönbség az einsteini e = m·c 2 képlet alapján energiaként (röntgen- és gammasugárzáskén t) szabadul fel. Ez a termonukleáris reakció fűti a Napot, és szolgáltatja évmilliárdok óta az energiát a Földnek is. A Nap magjából kifelé haladva a sugár egynegyedénél már annyira lecsökken a hőmérséklet, hogy az ettől nagyon erősen függő termonukleáris reakciók már nem mennek végbe, nincs energiatermelés. Ebben a magban összpontosul a Nap tömegének fele. A nagyon fényes magot viszont egy rendkívül átlátszatlan burok övezi, amelyen keresztül a sugárzás formájában terjedő, energia sokszoros elnyelődés és kisugárzás során rendkívül lassan szivárog kifelé . Utja több százezer évig tart ebben az 185

ún. sugárzási zónában, amelyamagtól a sugár 71%-áig terjed. Ebben a mélységben stabil rétegződés, és konvektív instabilitás lép fel, azaz az energia már anyagáramlással terjed: a konvektív zónában a melegebb anyag felszáll, a felszínen kisugározza energiáját, majd lehűlve lesüllyed. A konvekció jól látható a Nap feIszínén mint a granuláció kb . 1000 km mére tű fényes területei, amelyekben felfelé áramlik és szétterjed a forróbb anyag, a granulák közti sávokban pedig a lehűl t, sötétebb gáz süllyed lefelé. A Nap középpontjából kifelé haladva minden fizikai állapotjelző folytonosan és fokozatosan változik, nincs olyan ugrásszerű változás, mint a Föld esetében a szilárd földkéreg és a légkör határán. A napkorongot mégis éles pereműnek látjuk, és beszélünk a Nap felszínéről is. Ez amiatt van, mert a hozzánk érkező fény és általában sugárzó energia több mint 99%-a egy mindössze kb . 500 km vastagságú rétegből, a fotoszférából származik. A Nap távolságából ez kevesebb, mint egy ívmásodpercnek látszik, tehát valóban vékony réteg - ezt tekintik a Nap felszínének . Alapjának azt a szintet számítják, ameddig le tudunk látni a Nap anyag ába. felső határa pedig a hő­ mérsékleti minimum. A fotoszférán belül ugyanis változik a gáz hőmérséklete, alsó határán 6420 K, a felsőn pedig 4170 K. A Nap látható felszíne egyébként sem egyenletes fényességű, a granuláció mintázatán kívül a napkorong közepe fényesebb, pereme halványabb, középen ugyanis a rnélyebb, forróbb réteget láthatjuk. A fotoszféra felett a naplégkörnek még más rétegei is megtalálhatók, amelyek jóval ritkábbak, ezért keresztüllátunk rajtuk, csak különleges' műszerekkel figyelhetők meg. A fotoszféra felett közvetlenül a kromoszféra helyezkedik el, amely nevét (a szín szférája) a napfogyatkozások alkalmával megfigyelt vörös színéről kapta (ez a hidrogén legerősebb színképvonalának színe). Átlaghőmérséklete 10 OOO K körüli, a hőmérsékleti minimumtól indul, és a kb . 10 OOO km vastag réteg felső határán 25 OOO K-ig emelkedik, szerkezete nagyon egyenetlen. A felső határon néhány száz kilométeren belül a hőmérséklet rendkívül hirtelen 1 millió K-re emelkedik, ez már a napkorona anyaga. A koronát teljes napfogyatkozások alkalmával már ősidők óta látták, de fizikai állapota sokáig rejtély maradt még a színképi megfigyelések alapján is, színképvonalait ugyanis nem tudták egyetlen, laboratóriumokban ismert anyaggal sem azonosítani. Csak az 1940-es években sikerült Bengt Edlén svéd fizikusnak a koronavonalakat a nagyon sokszorosan ionizált, azaz a magas hőmérséklet miatt sok elektronjukat elvesztett vasatomok színképével megmagyarázni. Bár a korona hő­ mérséklete magas, ez csak a részecskék gyors mozgását jelenti, nagy ritkasága miatt a részecskék által hordozott összenergia csekély, így ha a napkorona kis darabját hő­ szigetelt edénybe lehetne helyezni, semmilyen sérülést sem szenvedne kezünk, ha abba beledugnánk. A korona hőmérsékleti sugárzása főleg a röntgentartományba esik , de a korona jól tanulmányozható a sokszorosan ionizált atomok színképvonalaiban készült képeken is, amelyekben a fotoszféra fényessége csekély. A napkorona magas hőmérséklete miatt a benne lévő atomok egy részének sebessége elérheti a szökési sebességet, annál is inkább, mert ez csökken a Nap felszínétől távolodva. A napkoronának ezért nincs felső határa, hanem fokozatosan átmegy a napszélbe. amely a Napból sugárirányban állandóan távozó néhány száz km/s sebességű részecskeáram. Ez az a fizikai közeg, amely a napaktivitás egyes jelenségeit közvetíti a Föld környezetébe is. A napszél betölti az egész Naprendszert. kűlsö határát kb. 80-100 Cs.E.-nél feltételezik. A Nap sziderikus forgási periódusa 25,38 nap, a Földről nézve 27,27 nap. Nem merev testként, hanem differenciálisan rot ál, vagyis a forgás az egyenlítőjén a leggyormegszűnik a

186

sabb, így a pólusok közelében jóval tovább tart egy fordulat, hossza a Dopplermérések szerint kb . 60 nap. A Nap felszínéhez a földiéhez hasonló koordinátahálózat rendelhető. A felszínt az egyenlítőtől a pólusokig (±90j szélességi, valamint kelet-nyugati irányban (OO-360j hosszúsági körökre osztjuk. A O. szélességi kör értelemszerűenaz egyenlítőhöz tartozik, a O. hosszúsági kör rögzítése azonban egyezményes, hiszen a Nap felszínén nem lehet úgy rögzíteni egy vonalat, mint mondjuk a Földön a greenwich-it. Azt azonban meg lehet tenni, hogyanapfelszín átlagos szögsebességével forgó koordinátarendszert rendelünk a felszínhez, melyben (Carrington nyomán) a napkorong centrumán 1854. január l-jén Oóra UT-kor átmenő hosszúsági kört tekintjük nulladiknak. A helymeghatározáshoz az sz ükséges, hogy az észlelt napkorongra a lehető legpontosabban rá tudjuk illeszteni a Carrington-féle koordináta-rendszernek a látóirányra merőleges síkra vett vetületét. Ezt három paraméter figyelembevételével tehetjük meg, melyek minden időpontra meghatározhatók.

L: a fent említett egyezményes O. hosszúsági körnek a centrálmeridiántól (CM) való szögtávolsága (a meridiánok azok a gömbi főkörök, melyek a forgási pólusokon átmennek, a CM pedig ezek k özül az, melynek síkja a látóirányba esik, a CM-t tehát a pólusokon és a napkorong centrumán átmenő egyenesnek látjuk). Változásának kb. hónapos ritmusa van a Nap rotációja miatt. B: a Nap egyenlítői síkja és a látóirány által bezárt sz ög, másképpen kifejezve a Nap centrumának látszólagos heliografikus szélessége (vagyis az a szélesség, ahol a centrumot és a megfigyelőt összekötő szakasz metszi a napfelszínt). Mivel a földpálya 7,'25-os szöget zár be a Nap egyenlítőjével, ezért a B az év folyamán plusz és mínusz 7,'25 között változik, ugyanis közel fél évig az egyenlítői síktól délre, majd közel fél évig attól északra tartózkodunk. P: a földi észak-déli irány és a Nap forgástengelyének iránya által bezárt szög. Szintén éves váltakozása van a Föld keringése miatt. A fenti L, B és P paraméterek értékei minden nap O óra UT-re megtalálhatók az aktuális csillagászati évkönyvben. A Napot az teszi rövid időskálán is változékony ég ites tté. hogy anyaga plazma, ami azt jelenti, hogy jelentős részben töltött részecskékből áll. E töltött részek mozgásai, áramiásai mágneses tereket keltenek, melyek visszahatnak a mozgásokra. E folyamatok leírására a folyadékok és gázok dinamikájának elmélete nem elegendő, azokat az elektrodinamika Maxwell-egyenleteivel kiegészítve a magneto-hidrodinamika (MHD) tárgyalja. A Napon működő sebesség- és mágneses terek folyamatosan zajló kölcsönhatásának jelenségeit nevezzük összefoglalóan naptevékenységnek. A napfoltok a naptevékenység legrégebben ismert jelenségei. A nyugodt napfelszín átlagos hőmérséklete5785 K, azaz 6058 oC, míg a mágneses tér 1 gauss erősségű. Ezzel szemben a napfoltok nagyjából 1500 fokkal hidegebbek. a mágneses térerősség pedig eléri a 3000 gauss értéket. A foltok színe vörös, csak a nagy kontrasztkülönbség miatt látjuk őket feketének. Legsötétebb, egyben leghűvösebb részük a mag, más néven umbra. Az általában ezt körülvevő világosabb, szürkés, szálas szerkezetű rész a penumbra. A szálak iránya minden esetben radiális, vagy egy másik umbra felé mutat. A penumbrát ugyanúgy a mágneses tér hozza létre, csak itt látóirányunkra merőlegesek az erővonalak és ilyen irányú az anyagáramlás is. Az umbra szerkezete ezzel szemben szemcsés, az erővonalak itt látóirányunkkal párhuzamosak. A foltok legtöbbször csoportokban jelennek meg, melyek szabályos esetben két, ránézésre is 187

részcsoportra oszthatók. A két részesoportot összekötő szakasz köa rotáció érintőjének (a kerületi sebesség vektorának) irányába esik, ezért az elöl haladó részt vezető-, a másikat követő résznek nevezzük. A foltcsoportok élettartama egy naptól néhány (maximum kb . négy) hónapig terjedhet. A penumbra körüli rész is rendszerint világosabb a fotoszféránál, kb. 0,5 penumbrányi átmérőig. Ez a fáklyahaló . Ennek pereme is szálasságot mutat. Fáklyamezők folt nélk~1i területen is láthatók, a foltok kifejlődésének előhírnökei ill. utódai is lehetnek. Eszlelésükre a legmegfelelőbb a kalcium vonala. Ilyen színben (kék) a napfelszín sárgás fénye eltompul, és a fáklyák kékebb színe fényesebb marad, így a napkorong k özepéri is könnyen tanulmányozhatók. Régi felismerés, hogya napfoltok megjelenésének gyakorisága időben nem egyenletes, körülbelül 11 évenként maximumot mutat, ilyenkor egy időben akár húsz kisebb-nagyobb foltcsoport is látható a napkorongon. míg a közbenső minimumidőszakban előfordul akár két hét is egyetlen folt nélkül. A napfoltciklust két csokor egyszerű szabály írja le: A Hale-szabály szerint 1.) a foltcsoportok vezető és követő része ellentétes polaritású foltokat tartalmaz; 2.) egy adott ciklusban az egyik (pl. az északi) félgömbön mindig egy adott polaritás a vezető (pl. az északi) a másik félgömbön pedig a másik (tehát a déli félgömbön a déli polaritá~); 3.) a következő 11 éves ciklusban az említett polaritásviszonyok megfordulnak. Igy jön létre a Haleciklus, vagy 22 éves mágneses ciklus. A Spörer-szabály értelmében az aktív vidékek átlagos szélessége a napciklus során egyre csökken és a ciklus végére az egyenlítő közelébe ér. Minimum után az új ciklus foltjainak előfordulási helye a ±3D-40°k özötti heliografikus szélességeken van. Maximum idején szinte mindenhol lehetnek foltok ±30° között; a minimum felé közeledve a szélességek egyre csökkennek ±5° közelébe. Ha egy csoport tengelye keletkezésekor szöget zár be a Nap egyenlítőjével, megfigyelhető, amint a differenciális rotáció igyekszik a csoport tengelyét a forgási egyenlítővel párhuzamosra "állítani". A nyugodt felszínen is észrevehetünk apró, sötét pontokat, a granulákat. Láthatóságuk feltétele a tiszta, nyugodt légkör és a legalább 8 cm-es távcsőátmérő. A granuláció a felszínre felérő "hőbuborékok" közötti hidegebb pontok sokasága, ahol a lehűlt anyag lefelé áramlik. A felfelé áramló (fényes) cellák általában hatszögletúek, határvonaluk sötétebb, csúcsaiknál vannak a granulák. Ezek területi növekedése adja a pórusokat. melyekből folt is keletkezhet. Élettartamuk 8-10 perc. A fényes rizsszemeket fáklya-granulációnak nevezik. Ezek is alkothatnak nagyobb területen csoportokat, ezek a szupergranulációkként ismert képződmények, melyek már 5 cm-es távcsővel is észlelhetők. Egyéb jelenségek. Flerek: a napkitörések angol eredetű neve (eredetileg: flare) . Látványos jelenségek, melyek során rövid idő - maximum egy-másfél óra - alatt igen nagy energia szabadul fel. A jelenség oka egy adott aktív vidék feletti olyan instabil mágneses konfiguráció, mely rövid idő alatt egy stabilabb formációba megy át, a gyors folyamat során felszabaduló energia pedig az adott térrészben lévő részecskék mozgási energiájává alakul. Ezek egy része azután "lefelé záporozik", felfűti a kromoszférát (ritkábban a fotoszfér át, ekkor keletkezik az ún . fehér fler, me ly sokkal nagyobb energiájú és látható fényben is megmutatkozik), ami látványos felfénylést okoz, másik része pedig nagy sebességgel kifelé áramlik. Fáklyák: azon mágneses fluxuscs övek. melyek nem alkotnak nagy fluxussűrűségűnapfoltokat. a fotoszferikus áramlások hatására laza halmazokba állnak össze az ún . szupergranulációs cellák határai mentén. Az ilyen fluxuscső-együttesek a fotoszférában legjobban anapperem jól

elkülöníthető

zelítőleg

188

környékén látszanak a környezetüknél fényesebbnek (fotoszferikus fáklyák), a fölöttük lévő kromoszféra pedig a fluxuscsövek által szállított magneto-hidrodinamikai hullámok révén kap járulékos fűtést, ezért fényesebb környezeténél (kromoszferikus fáklya) . Protuberanciák: látványos, általában hídszerű alakzatok a korona kromoszféra feletti régiójában, csak adott hull ámhosszakon. leginkább a hidrogén Balmer a vonalának hullárnhosszán (656,28 nm) figyelhetők meg . A mágneses tér képes lehet arra, hogy a nem túl nagy sebességű plazmát megtartsa. és ez a fénylő plazma mintegy láthatóvá teszi a mágneses teret. A protuberanciák általában nyugodt alakzatok, akár hetekig is "élhetnek", de ha a plazma valahogy járulékos fűtést kap, akkor a stacionárius állapot megszakadhat. ilyenkor lép fel a robbanó protuberancia jelensége. A napkorong előtt a környezetükhöz képest sötétebbnek látszanak, ekkor filamentnek nevezzük őket. Legtöbbször két k ülönb öz ö mágneses polaritású terület határán húzódnak. CME-k: a flerek látványos kísérőjelensége lehet a CME - Coronai Mass Ejection, magyarul koronakitőr és. régebbi nevén koronatranziens. A flerek folyamán végbement erővonal-átrendeződésnekolyan következménye is lehet, hogy az aktív vidék fölötti mágneses fluxuskötegek elszakadnak a felszínhez közeli részeiktől és szabaddá válva óriásira fúvódnak fel, majd nagy sebességgel eltávoznak a Naptól. A CME-k a Naprendszer legnagyobb összefüggő alakzatainak tekinthetők. A felfúvódásnak az az oka, hogy az elszakadás után a fluxuskötegben uralkodó mágneses nyomással és az erővonalak görbültsége miatti feszültséggel immár semmi nem tart egyensúlyt. Az alakzat egy olyan gigantikus buborékként képzelhető el, melynek összetartó ereje nem a felületi feszültség, hanem a mágneses tér. Egy átlagos CMEvel kidobott anyag tömege kb. egymilliárd tonna lehet, sebessége pedig 20 km/s-tól 1200 km/s-ig terjedhet.

A Nap mint

amatőr megfigyelési

téma

A Nap kutatásával az emberiség már igen régóta foglalkozik. Hosszú út vezetett a kínai szabadszemes foltmegfigyelésektőlGalilei korszakalkotó távcsöves észlelésein át a mai, adaptív optikájú rendszerekig. vákuumtávcsövekig és a Napot figyelő űr­ szondákig. Központi égitestünk észlelése napjainkban egyre népszerűbbé válik az amatőrök k özött, és egyre többen fordítanak az eddiginél nagyobb figyelmet erre a területre. A Nap észlelése (az esztétikai élményen túl) tudományosan felhasználható adatokat is eredményezhet. Hazánkban az amatőr napészlelés sokáig a fotoszféra fehér fényben történő megfigyelésére szorítkozott. Már ez is rengeteg munkalehetőséget biztosít, különösen ha figyelembe vesszük, hogya nagy foltrendszerek pontos, valósághü ábrázolása mennyi időt igényel. Az elmúlt években a hagyományos fotós technikák helyét szinte teljes egészében a digitális kép rögzítés kül önb özö eszközei és módszerei vették át. Ezen a téren már a kezdő amatőr is számos új lehetőség közül választhat. Egyre többen fordulnak emellett a Ha-megfigyelések felé, de az "otthon készített" eszközök _ mint például a protuberancia-toldat - helyét egyre inkább átveszik a lassan már elérhető áron beszerezhető, minőségi tömegtermékek - léteznek kifejezetten az említett keskenysávú megfigyelésekhez gyártott távcsövek, sőt binokulárok is, melyek más megfigyelésekre a beépített szűrő miatt azonban nem használhatóak. A vizuális észlelés előnye a fotografikussal szemben az, hogya nyugodt légköri pillanatok kihasználásával igen részletdús rajzok k észíthetőek. de nem elhanyagolható a rajzolással járó élmény, az elmúlt századok technikájának elsajátítása, megismerése, a tradíciók folytatása sem. A fotózás a vizuális észleléssel ellentétben nem 01189

csó mulatság. A hagyományos technikák esetén, a fotoemulzió és az előhívás költségei megterhelőek lehetnek, és nincs lehetőség "radírozásra". A digitális technikák ezzel szemben csupán egyszeri befektetést igényelnek, és nagy szabadságot adnak a megfigyelőnek. Az észlelési idő - a technika összeszerelését és az esetleges észlelő­ helyre való kitelepülést leszámítva - a rajzolás töredéke lehet, kellő technikával szinte ugyan olyan részletesség érhető el, a rossz képek egy mozdulattal t örölhetök és a rögzített kép tökéletesen objektív és nagyon precízen kimérhető. A Nap megfigyeléséhez valójában bármilyen csillagászati távcsővel (természetesen kizárólag valamilyen fénycsökkentő eljárás mellett) hozzáfoghatunk. csak ha valaki nagyon komolyan. legalább félprofesszionális szinten szeretne központi csillagunkkal foglalkozni, akkor érdemes kifejezetten nap távcső beszerzése, építése. A speciális naptávcső fókusza igen hosszú, míg fényereje kicsiny: f/15 és f/50 köz ötti, Az átmérő 20 cm körüli értékben maximálható. mivel ennél nagyobb nyílás eset én a légköri mozgások "elviszik" azt a pluszt, amit az átmérő további növelése révén nyernénk. Ha gyári optikához jutunk, akkor jóformán nincs is gondunk, mivel ezek minősége megengedi a jelentős fókusznyújtást. A házi készítésű tükröket azonban célszerűbb eleve hosszú fókuszúra csiszolni, mert a meglévő fókuszt már nemigen lehet nyújtani! Gyári tükörnél általában az optikai minőség megengedi a 2-3-szoros nyújtást. A minőségí észlelés alapkövetelm ényeí: jó m úszer, gyakorlottság (ez sok megfigyelés után automatikusan "létrejön"), biztonságos fénycsökkentés és a nyugodt észlelési körűlmények. Ha a fentieket sikerült megvalósítani, akkor már neki is kezdhetünk a napmegfigyelésnek. Nemcsak a foltok közelítő helyzetét kell lerajzolni, hanem minden észlelhető jelenségre is ki kell térnil A penumbrák száma, pontos alakja, az umbrákhoz viszonyított nagysága épp olyan fontos, mint a pórusok elhelyezkedése, vagy a fáklyamezők jellemzőinek feljegyzése. Adatainkat mindig azonnal, még a távcső mellett rögzítsük - rajzban és írásban egyaránt! Bonyolultabb foltcsoportok és fáklyák sajátmozgását óránként végzett megfigyelések sorozatával követhetjük nyomon, de a Secchi-jelenségek tanulmányozása vagy a .flerszolg álat" már a fotoszféra szinte szünet nélküli, folyamatos pásztázásából áll! Ez különösen a nagy aktív területek maximális fejlődési fázisa körül lehet hasznos. Ekkor ugyanis az átlagosnál jóval nagyobb esélyünk van a sikerre, azaz egy rendellenes jelenség észlelésérel Érdekes és fontos feladat lenne a pórusból kialakuló folt végigkövet ése. A több umbrából álló foltok egyes umbrái vörös színúek, vilagosabbak. folton belüli fényes területek zöldes árnyalatúak. Az umbrák forgása, átrendeződése, elhalása és szűletése lenyűgöző élmény és értékes megfigyelés. Hasonlóan érdekes feladat lehet még Ha-ban a korong pereme felett megjelenő protuberanciák megfigyelése, időbeli lefolyásuk végigkövet ése. avagy a korong előtt megfigyelhető filamentek változásának vizsgálata. E megfigyelésekhez az elszántság mellett sok szabadidő is kell, de kárpótol a tudat, hogy folyamatában megfigyelhetjük Napunk "működését".

Szabadszemes napfoltmegfigyelés Mint az k öztudott. az emberek már a történelem előtti időkben, majd az ókorban is nagy figyelmet fordítottak a Nap mozgásának megfigyelésére - ez főleg vallásos és naptártudományi okokra vezethető vissza. Először erre a célra épültek monolitikus építmények, árnyékvetők, majd később szögmérö kvadránsokkal felszerelt megfigyelőhelyek. Az itt végzett rendszeres megfigyelések eredménye lett (bár nagy valószínűséggel már a jégkorszaki. vagy bronzkori ember is láthatott napfoltokat. mikor a Nap alacsonyan volt a horizont felett, vagy párán, felhőkön át látszott) az általában 190

csak szórványos napfoltleírás - az első ismert feljegyzés Arisztotelész egyik tanítványától. Theoszfrasztosztól származik, az Le. 4. századból. A megfigyelésekre utal a Nap egyiptomi időkben kialakult jele: 0. Sajnos Európában "Arisztotelész makulátlan égi tüze" terjed el, így nagyon kevés távcső előtti megfigyelés született a Napról. A Távol-Keleten egészen más helyzet uralkodott, Kínából. Koreából és Japánból rendszeres feljegyzések maradtak fenn - az első megfigyelést Le. 165-re datálják, mely után további 235 foltról van említés, esetenként részletes leírás is (égi jelek, madár, vagy valamilyen betű megjelenése a Napban). Természetesen a szabadszemes megfigyelés nem jelenti a szűrők mellőzését, a biztonságos megfigyeléshez 13-14-es fokozatú hegesztőüvegek, a napfogyatkozásról megmaradt szemüvegek vagy távcsöv ünk napszűrője használandó (a fotografikus szűrők nem megfelelőek!). Fontos szempont még, hogy egy szabadszemes megfigyeléshez nem kell észlelő­ parkunkkal kitelepülni, elég előkapni a megfelelő szűrőt, pár pillantást vetni a korongra, az ~datokat feljegyezni, és ez után akár már folytathatjuk is addigi tevékenységünket. Igy ez a terület azoknak is ajánlható, akik nem szerétnének bonyolult ámde látványos - foltcsoportok részletrajzolásával foglalkozni, mégis érdeklődnek valamennyire a Nap aktivitása iránt. Szabad szemmel a Nap 0~5 átmérőjű korongnak látszik az égen, jó szemű megfigyelő könnyen megláthatja rajta a nagyobb foltokat, azonban a kisebbeket már csak gyakorlott szemmel fedezhetjük fel. Az emberi szem felbontóképessége megközelítőleg 1 ívperc - nagyjából ilyen távolságra lévő két objektumot képes még különválasztani egymástól. Ebből adódóan ideális körülmények között az l'-nél nagyobb kiterjedésű foltok alakját is meg lehet figyelni, ám ez nagyban függ az umbrapenumbra ar ány ától. a penumbra intenzitásától és a légköri körülményektől, ugyanis a nyugtalan légkör "elkeni a kontrasztokat", Természetesen ennél jóval kisebb (10"l2"-es) foltokat is meg lehet pillantani, ha eléggé koncentráltak az umbráik. A legtöbb szabadszemes foltot napfoltmaximum idején láthatjuk, ekkor nem ritka, hogy egyszerre 1-6, vagy akár 7-8 aktív területet is megpillanthatunk távcső nélkül. Napfoltminimum környékén ez a szám alig éri el az évi 5-1,0 darabot. Fontos tehát a negatív észlelések (mikor nem látunk egy foltot sem) lejegyzése is. A megfigyelőlapról: az A/4-es lap egy egész havi aktivitás végigkövetésére szolgál, értelemszerűen a bal fölső sarokba kell írni az aktuális év és hó számát, az észlelő nevét, az észlelés helyét, a használt szűrőt, illetve ha az észleléseket mindkét szemünkkel végeztük, húzzuk alá az ennek megfelelő részt. Magát a megfigyelést legjobb a Nap.delelése környékén végezni, mert ekkor a legkönnyebb megbecsülni az irányokat (E - melyekkor pont "felfelé" látszik - az észlelőlap rajzain a megfigyelés időpontjától függetlenül fent legyen!). Jelöljük a foltok méretét (6 - óriási: kiterjedés, alak is megfigyelhető, N - nagy: nehézség nélkül, jóllátható, K - kicsi : alig, vagy nehezen látható), és ha egyéb megjegyzésünk is van (diffúzság, szín, alak), akkor számozzuk meg a kérdéses foltot, és az észlelőlap túlsó oldalára írjuk dátummal jelölve észrevételeinket. A negatív észlelést üresen hagyott koronggal jelezzük (a megfigyelés időpontját ilyenkor is kéretik felt űntetni), míg ha valamelyik napon nem észleltünk, satírozzuk át, vagy húzzuk ki a megfelelő korongot. Felmerülhet a kérdés, vajon Napunk hány tulajdonságát deríthetjük fel ezzel az egyszerű módszerrel. Egy-két napos vizsgálódás után már jól megfigyelhető, hogya foltok nem maradnak egy helyben, hanem elmozdulnak keletről nyugat felé, megmutatva ezzel a Nap tengelyforgását és annak irányát. Néhány hónapos megfigyelés

191

után ennek napokban kifejezett hosszát is kiszámolhatjuk, ha elég pontosak a rajzaink. A foltok mozgása a korong közepén a leggyorsabb, a széle felé pedig egyre lassul a perspektivikus torzítás miatt. Egy nagyobb méretű szabadszemes napfolt általában a keléstől a nyugvásig 8-10 napon keresztül figyelhető meg. A kisebb foltok a peremsötétedésnek köszönhetően általában csak rövidebb ideig láthatóak. Egyes óriási méretű foltok esetében a napfoltok életébe is bepillantást nyerhetünk. Megfigyelhetjük n öveked ésüket. alakv áltozásukat. vagy éppen sz étes ésüket, eltűnésüket. Egykét évi megfigyelési anyag birtokában már feltűnhet, hogya napfoltok haladási irá nya nem mindig párhuzamos a földi kelet-nyugat iránnyal, vagy másképpen megfogalmazva, a Nap észak-dél irányú tengelye "billeg" a földi észak-dél irányhoz képest. Több éves, évtizedes megfigyelés-sorozattal a Nap rejtélyes, periodikus akt ivitás-v álto zását, a napfoltciklust is nyomon lehet követni. Ezt jól mutatja a napfoltok számának változása (a napkorongon egyszerre látott foltok száma, vagy a havonta, évente látott foltok száma), de a foltok naprajzi szélességének csökkenése illetve növekedése is a pillangódiagramnak megfelelően.

Távcsöves megfigyelés A napészlelési nyomtatvány (észlelőlap) kitöltése. Az amatőr napészlel ő legfontosabb tevékenysége a fotoszférarajzok (avagy fotók, de erről később) készít ése. Ennek a munkának a megkönnyítésére külön napészlelési nyomtatványt vezettünk be, mely az előrerajzolt korongsablon és a szükséges adatok feltüntetése révén egyr észt megkönnyíti a napészlelők munkáját, másrészt egységessé, s ezáltal könnyen feldolgozhatóvá teszi a megfigyelés-sorozatokat. A mindenkori észl elől ap letölthető a szakcsoport honlapjáról, vagy a rovatvezetőtől kérhető. A lap jobb felső részén egy 109 mm átmérőjű kör van, kerülete mentén öt fokonkénti beosztással. Ezen fel kell tüntetni az égtájakat (É-K-D, a nyugati irány rögzített, az észlel őlapot forgassuk úgy el, hogya látott és az adott irányegybeessen), s be kell jelölni a foltok helyzetét. Ez azonban ne egy "x" jel odabiggyesztésével történjék, hanem törekedni kell a mérethűségre, s az egész foltot vagy foltcsoportot ki kell rajzolni! Egy-egy folt akkora helyet fedjen le a korongon, amint az a Napon valójában látszik. A napfoltciklus maximuma környékén, ha egy foltcsoport nagyon bonyolult, akkor a körben elég a nagyobb, markáns umbrákat mérethűen lerajzolni, valamint a csoport kiterj edését ábrázolni, majd a legapróbb pórusok lerajzolására a részletrajzban kitérni . Rajzoláshoz kiválóan megfelel a Rotring 0,5 mm-es ceruza. A korong peremén bejegyzett fokos osztásokkal való centr álmeridi ánmeghatározás főleg a projekciós megfigyelések alkalmával jut szerephez, vagy okuláron át történő szálkeresztes pozíci óm ér ésn él, de ezt lehet alkalmazn i a vizuális megfigyelésnél is. A módszer a következő; a Meteor csillagászati évkönyvből az adott napra meghatározzuk a Nap centrálmeridiánjának a földi É-D irányhoz viszonyított, Po-lal jelölt dőlésszögét. Ez akkor pozitív, ha a Nap centrálmeridiánjának északi fele K felé hajlik el a földi É-D iránytól.

NAPÉSZL.ELÉS Dátum : 2004. év 07 . hó 20. nap (liT): 0 7h 14m

Idő

Miiszer: 130 / 780 L Nagy ítás : 3 1.2 x S z ű r ő v. egyé b: Herschel -pr. Légk ör i nyugodt sá g: 7 átlátszóság: 4 Cs oportok száma: 4 Foltok szá ma : 49

F áklyamez ők szá ma : O

Ny9~ I-

Relat ivsz ám: k • ( 89 )

__----------~~~-~

Észlelő : PÁPI C S PÉTER Lakhely: Budap est Észlelés hel ye : Ágasvár

P,,: 5,95 B,,: 4 ,83 L,,: 3 1. 18

R észletraj zok. megjegyzések : ( 130x )

A 3·a s AA sza badsze mcs

PU intenzitások: I. 2,

3, 4. Cso port ok tipusa : I.

2,

3. 4.

J E F

D

Magyar Csillagászati Egyesiilet - Napészlelö Csoport P:it>Í.:'

P"~ ......

~;.~

ffi.:-:~

ill ::~

\Bl:,'" Q>QI,. •

~ '''10\0

€:l' .;'P

~. "'< "&fi

~.~

~-

-.

D

~N:(fJ

: . .:

G H

A tapasztalat szerint a jó átlátszóság nem jelent automatikusan jó nyugodtságot, és viszont. A legáltalánosabb, hogy a kiváló (5-ös fokozat) átlátszóságú ég erősen szeles időben jön létre, de ekkor a nyugodtság természetszerűlegmár eleve nem lehet túl jó.

o"

•

fili

D ~".'''l. . , A

)

'l I~

,4.U·1{

Rajzok. leírások:

Az észlelések beküldése Az észleléseket levélben és e-mailben is várjuk, a Meteor elején megadott címre. Rajzoknál az észleléseket a szakcsoport észlelőlapjára dolgozzuk ki, amely a szakcsoport honlapjáról letölthető vagy a rovatvezetőtől is kérhető. Digitális felvételeknél kérjük a szabványosított elnevezést használni a fájl nevére (l. Meteor 2005/4., 3. o.), pl. hold]lato_2005091l_1852_kis.jpg. Digitális felvételeknél is k üldj ük el az alapvető adatokat egy csatolt txt fájlban, amelynek fájlneve egyezzen meg a kép fájlnevével. Leírást is küldjenek, hiszen így lesz teljes egy észlelés. Kérjük, hogy a korábban készült, eddig beküldetlen digitális észleléseiket is juttassák el rovathoz. Ha az észlelő nem kíván megválni az eredeti rajz ától, akkor az észleléseket szkennelve is elfogadjuk, de fénymásolva nem. A rajzokat 300 dpi-s felbontással, fekete-fehér, lO-es minőségű jpeg formátumú képben várjuk. A szkenner egyéb beállításait hagyjuk gyári értéken. A digitalizált képeken bármilyen képfeldolgozás megengedett, ha az növeli az esztétikai értékét. A fájlok elnevezésével a digitális felvételeknél megadottakat kövessük, egy "r" betűvel kiegészítve, ami jelzi, hogy rajzról van sz ó. Pl. hold]lato_2005091l_1852_r_kis .jpg. Hasonlóan a digitális felvételekhez, az adatokat és a leírást egy csatolt txt fájlban küldjük. Ha a fájlokat nem tudjuk emailben elküldeni, akkor bármilyen adathordoz ón. postai úton is elfogadjuk, de ilyenkor figyelembe kell venni a floppyk véges élettartamát és sérülékenységét. A nem megfelelően küldött észleléseket csak hosszú egyeztetések után tudjuk elfogadni, amelyek így kimaradhatnak a feldolgozásból.

"' "' W

.... t1 1j\..C L.. 1.1 ;.' _ ~ · L.. ~..-: Hasonlóan a PA-hoz, itt 0° a Hold rotációs pó lusá nak iránya. Főkén t súroló fedések megfigyelésénél lehet fon tos, a felszíni alakza tok azonosításához. A pozíciószöghöz szorosan kap csolód ik az a, b, c ér téke, melyeke t az előreje lzések végé n szoktak megadni. Ezen ér tékek segítségével más helyre számított fedés idő­ pontjá t átszám íthatju k saját koord inátáink ra. Mértékegységük máso dperc/ívperc vagy perc/fok. Így az A megmutatja, hogy a földrajzi hosszúságban kelet felé elmozdulva 1 fokonkén t hány perccel módosul a fedés id őp on tj a (általában nyu gat felé korábban következik be). A B a földr ajzi (északi) szé lességet jelenti, mé rtéke hasonlóan az el őző­ höz perc/fok vagy másodperc/ívperc, míg a c a tengerszint feletti magasság változása (másodperc/kilomé ter) - ez utóbb it ritkán tüntetik fel. Súroló fed ésekné l. amikor a jelensé g a Ho ld valamely pó lusá hoz közel zajlik, az a, b-vel való szá mításnak nincs értelme, ilyenk or ez a rova t ki van h úzva , vagy értékük 9,9-kén t szerepel. A számítást az alábbi kép lette l végezhe tjük el:

(';z előr~jelzéseknél k~lön ügy,~ljünk arra, ho.g y, a keleti hosszúság előjele nem egyseges. R~ge~ben nega tív ~olt, újabban a keleti felgömb koordinátái a pozitívak. míg G ree n w ich t ól nyugatra merik a negatívat.)

Okkultációk az Interneten Az in ternet nagyon fontos forrása az okkultáció-észlelőnek, his zen inn en értesülhet a naglon .po~ tos sZ.ámít~sokat kívánó előrejelzésekről (pl. kisbolygófed ések), illetve s~gIt. a, t~bbl megfIgyelo; el ~aló kapcsolattartásban . Az in ternet folyamatosan változo vil ág ában nagy mereszsegn ek tűnik egy több évre szól ó kézikönyvben címeket m,~gad~i, de o~yan .n agy múl,tú szervezetek kezdőoldalai t k özöljük. am elyek va l ószfnu leg evek m ulva IS megtalalhatóak lesznek a hálón, illetve kiindulási pontként jól használha tóak. Fogya tkozások http:/ / sunearth.gsfc.nasa.gov / eclipse / eclipse .html http:/ /umbra .nascom.nasa .gov / eclipse / http: / /members.aoI.com/kcstarguy/blacksun/eclipse.htm Ok k ultációk IOTA/ES: h ttp://www.iota-es.de IOTA members site: http: / /www.occultations.org IOTA http://www.lunar-occultations.com lOTA http:/ /www.lunar-occultations.co m/iota /iotandx.htm ILOC http://www.jhd .go.jp/cue/KOHO/iloc/obsrep /index.htm E-mail: iloc@cue .jhd .go.jp EAON: htt p :/ / ast rosurf.com / eaon / , http:/ /www.a ula .com /EAON/ Ja~ Manek ki~bolygó-okkul tációs olda lai: ht tp :/ / m pocc.astro.cz / Ene Frappa kisbolyg ő -okkult áci ós olda lai: http :/ / www .euraster .net / Bolygófedések: h ttp :/ / ww w.lp l.arizon a.edu / - rhill /planocc O kku l tá ció-e l őrejelzés e k

LOW h ttp://web.in ter.NL.net/hcc/elimbu rg .doa/software.htm Occult: http :/ / www .lun ar-occu ltat ions.com / iota / iotaocc3.htm Le ve l ez ől is tá k

Az M CSE ok kultációs listáj a: [email protected]: subscribe okkult Az EAON.okkult~ci~slistáj: GRAZE (a Hold súroló csillagfedései), MOONOCCULT (a Ho.ld cs~lIagfedesel), PLANOCCU LT (európai kisbolygó-okkultációk) E-maII to [email protected]: subscribe (graze, moonoccult, planoccult) For downloading files : http :/ / www .aula.com / eaon Sky and Telescope Astro Aler t: Majordomo@skypub .com: subscribe occultation

t = to + A O.-}..,) + B (~qJo)

294

295

Irodalom Ashbro ok, J.: 300 Years of Satellite Eclipses, Sky and Tel. May 1978, p .~80. Bangert-Fiala-Harris: Total Solar Eclipse of 11 July 1991, USNO Circular No.174 , Washingt on , 1990. Boninsegna. R.-Schw aenen, J.: Astronomie, Le guide d e l'observateur Tome, 1 Ch IX. Les Occultation s. Ed itions SAP, Toulouse Bulder , Henk: Observability of Occultations , Occultation Newsietter Vo1.5. N o.l. p.17-18 . Cicco, Dennis d i: Occultations and the Amareur. Sky and Tel. Nov . 1984, p.481. Dunham. David et al: The Size and Shape of (2) Palla s from the 1983 Occultation of 1 Vulpeculae. The Astronomical Journal, Vol 99. No.5. p.1637-1 662. Evans, David : Photoelectric Ob serving of Occultations l. Sky and Tel. Sept. 1977, p.I64-166. . . Graha m, Franci s-Westfall, John E.: Lun ar Echpse Handbook, Lun ar Press, Eas t PIttsburgh, Pennsylvania, 1990. Kark oschka Erich : Earth's Swoll en Shadow, Sky and Tel., Sept. 1996, p.98. Né me th Fer~nc: A nyolcvanéves Ma gyar térk ép észet, Élet és Tudomány, 1999 I SO. Nyár i Sza bo lcs: A Geod éziai Dátumról,(kézirat) . Pov enmire Harold R.: Graze Observer s Handbook, Enterprises, 1979, 1990. Szabó Sándor: Fogyatkozások, csilla gfed ések. Amatőrcsillagászok kézikönyve, 1999, p.215. S West fall, John E.: Timing The Eclipse s of [upiter's Galilea n Satellites, ALPO, an Fr ancisco, 1989. _: Guide to Lunar Occultation Observations, ILOC, Tokyo, 1982.

Holygók Kézik önyvünk e fejezete hivatott bemutatni a Naprendszer Földünkkel rokon égitestjeinek . a na gybol ygók megfigyelésének mikéntjét. A fejezetben a teljesség igénye nélk ül szólunk néhány alap vető ismeretről is az egy es bol ygókkal kapcsolatban, ami rem ényeink szeri nt segít abb an , hogy megtalálja az Olvasó a téma szép ség ét, átérezhess e a vilá gok felfedezésének élményé t. Kitartó munkával olyan megfigyelési anyag kerü lhe t birtokunkba, mel ynek akár komoly tudományos értéke is lehet. Ehhez elő­ sz ör is tisztában kell lennünk a me gfigyelés einkhez használt eszközeink n yú jtotta lehe tőségeinkkel, valamint saját magunkkal is. A bolygóészlel ésn él az eg yik legfontosabb tényező, h ogy legyünk objektívek, ne akarjunk mindenáron valami újat felfed ezni . Csak több éves, rendszeres és céltuda tos észlelési munka ho z igazán értékelh ető ered mé nyeket. Siker es bolygóészlel ő tev ékenységet csak a fentiek sze m előtt tartásával vég ezhe tün k. Feln ézv e az éjszakai égboltra, e lső pillantásra semm i kül önbsége t nem látunk csillag és bolygó k öz ött, hacsak azt nem, hogya V énusz és a Jupiter sokkal fényesebb , mint bármelyik csilla g, túlragyogják azokat. A többi bolyg ó viszon t ak ár csillag is lehe tne , pusztán fény ességük ala pján - ha még nem ism erjük a csillagképeket - neh éz lenne me gkülönböztetni őket. Lényeges k ülönbs ég, hogya csillagok fényét saját energiaterme lésü k biztosítja, a bolygók csupán a Nap fényét verik vissza . Hosszabb időn ker esztül szernl élve észrevehetjük a bolyg ók elmozdulását az "állócsillagok" háttere előtt. Éppen ez a mozgás tette érdekessé őket égboltfigyelő e lődein k számára . A távcső alkalmazása el őtt csupán pozíciójuk meghatározásával foglalkoztak a csillagászok. Ennek célja elsőso rban az volt, hogy előre jelezz ék, me ly időpo n tba n , hol tartózkodnak Földünk bolyg ótestvérei. Szükség vo lt ehhez egy meg fel e lő mod ellr e, amely a m egfig yelésekhez igazodva leírja a minket övező Kozmosz sz erkezeté t. Látszóla g minden égi objektum a Föld körül kering . A Nap, a Hold és a bolygók mozgása azonban eltér a csillagokétól. Míg utóbbiak egymáshoz képe st - emberi léptékkel mér ve - mozdulatlanok, előbbiek a csillagokhoz és egymáshoz képest is változ tatják helyzetüket. Ennek magyarázatára kezdetben k ülönkülön for gó szférákhoz (ezek alatt áttetsző gömböket ért ettek) kötött ék az egyedi mo zgás t mutató égitesteket, így volt egy közös szférája a csillagoknak és egy-egy á t te tsző kristálygömbje a Napnak, a Holdnak és a bolygóknak (ezeke t illették kö zösen a planéta, bol ygó elnevezéssel, csak később került ki a N ap ebb ől a körből). Manapság, az űrszondák korában, már mindenkinek természetes, hogy közeli felvé teleket láthat a nagybolygókról, vagy egy#marsi leszállóegység képeiben gyönyörköd het az Interneten keresztül. A Hubble Urtávcső rendszeresen fürkészi a bolygókon történ ő esemé n yeket. Rengeteget megtudtunk ezekről az égites tekről az utóbbi évtized ekben . Nehéz ehhez amatőr észlelőként bármit is hozzátenni (persze, mint ahogyan azt már korábban is írtuk, sohasem állíthatjuk, hogy ez lehetetlen). Ne is így közelítsük meg eme elfoglaltságot. Saját gyönyörködtetésünkre törekedjünk inkább és go ndoljun k arra, hogy így sokkal aktívabban, sokkal ink ább " tes tközelből" isme rhe tjük meg az Uni verzum minket mag ában foglaló kis szigetét, a Naprendszert. 297

296

Észleljünk akár vizuálisan, akár digitális m ódszerrel, nagy örömet jelenth et eredmén yeinket megosztani másokkal.

•

o Vénusz

Merkúr

Mars

0

. @ ~

... • - i.~- .

~Y;

•.

.

Szaturnusz Jupiter

•

megfelelően alakul a megvilágítás mértéke. A megvilágított részt a sötét oldaltól elválasz tó vonalat hívjuk termin átornak. A fázis felső együttállás idején ma ximális (100%-os). Ilyenk or a Nap Földdel ellen tétes olda lán van a bolygó, tehát mérete ekkor a legkisebb, azonban a Naphoz való k özelsége mi att nem lehet megfigyelni, még ha 1'-os inklinációja (az bolygó pálya síkjának és az ekliptika síkjának hajlássz öge) miatt erre elvileg lenn e is esély . Kivételt képez az az ese t, ha az együttáll ás napfogyatkozás idejére esik. Ilyen ritka alkalm akkor megpillantható a .ielimerk űr" . A felső egy üttállás jelenti az esti láth atóság kezd etét (K-i kitérés). A Földhöz közele dő, t őlünk né zve a Naptól az égen távol od ó égitest fázisa egyre csökken, mérete az folyamatosan csökkenő távolságnak köszönhetően fokozatosan nő. A legnagyobb kitérések idején látjuk éppen a felét a korongnak, ekkor a Merkúrról nézve 90 -ra látszik a Föld a Naptól. Ez igaz mind a Ny-i, mind a K-i kit ér ésekre. tehát a hajn ali és esti láth atóságokra egya rán t. Ez az ún. dichotómia időpontja, mely inkább a Vénu sz esetében szá mít fon tos és számunkra érdekes eseménynek (l. a Vénu szról szóló részben). A dichotómia bek övetkezte ut án ismét csökken a bolygó látszó távolsága a Naptól. A látszó á tmé rő további növeked ése mell ett a fázis csökkenése folytatódik. Egyre inkább sa rló alakot vesz fel a korong megvil ágított része. Ez egészen az alsó egyii ttállásig tart, amikor a boly gó a Nap és a Föld között helyezkedik el. Ilyenkor következik be az "újmerkúr" fázis (az újhold anal ógiája). Ha a Merkúr pályája pontosan az ekliptika síkjában feküdne, minden alsó egy üttállás alkalmával elvonuina a napkoron g előtt. A má r említe tt, 1'-os pályah ajlás miatt azo nba n ez csak akkor történik meg, ha az egy üttá llás a csomópontok valamelyikének közelében következik be. (Bőv ebb en l. a Fogyatkozások, csillagfedések c. fejezetben.) Az alsó együttállás a hajnali láthatóság kezd etének időpontja (Ny-i kitérés). Innen kezdve növekszik a fázis és egyre csökken a látszó á tmérő, mivel a Föld és a Merkúr távolodik egym ástól. Ism ét elérve a legnagyobb kitérést és a hozzá tarto zó 50%-os meg világítottságot, a legnagyobb nyu gat i kitérés helyzetébe kerül a Merkúr. A bolygó mérete egyre csökken, fázisa pedig folyamatosan n ő, m ígnem újra eléri a fels ő együttállás helyzetét.

•

O

O

60"

Neptunusz

Uránusz

9.1. ábra. A bolygók látszó méretei legnagyobb, ill. legkisebb földtávol ság idején

Merkúr Bolygórend szer ünk legbelső tagja a legnehez ebben megfigyelhető a Föl~ .típu sÚ bolygók k öz ött . Észrevételét Naphoz való közelsége rendkívül megn~h~zItI; sO~1a nem távolod ik el 28 ál messzebb közp onti csillagunktól, így az alkonyi, Illetve pIrkad ati sz ürkületben kell megkeresnünk, hiszen hely zetének k ösz önh et öen nem so~­ kal ny ugszi k a Nap után, illetve kel a Nap előt.t. . Láthatóságai nem ~gy~orma~ előnyösek, soka t sz árn ít, hogy pont osan mJl~e.~ I.ra~yba ~ va~ a !'J~ptol es en 1léliumba n vagy apllélium ba n van-e az elong áci ó Id oponlJ~. ~ornyeken: A 28.. a~ ap héliumi legna gyobb kitérésre vonatkoz ik. Ha az elo ng áci ó a bolygo nap k öz eli pontjára esik, csupán 18°-ra távolodik el a Naptól. A fentiekből kitűnik, hogy pu sztán a megpillantása is ered ménynek szá mítha t. (: bolygókorong a legk isebb látszó átmérő (5" alatti) idején 400x-os, a legn agyobb (12 ) környékén 150x-es nagyítással l~t~zik a kk or ának . ~m~.t a Hold s#z?bad s.zemmel. A legfeltűnőbb jelenség a bolygó faz/sa. Ez alatt azt értjük, .hogy tolun~ .n:zve nem.a teljes felszín látszik megvil ágítva. A fázis ne~ más~ mmt a m egvil ágított felszl~ na gysága a teljes korong felületéhe z képest. A J;I:nse.? n:egsz~.kot.~ ~oldunk e:eteben, a magyarázat pedi g itt is hasonl ó. A bol ygo es Foldunk kolcsonos helyzetenek 0-n

r

298

9.2. ábra. Merk úr-raizok. Balról jobbra: 2000. június 3. 19:30 UT, CM= 290°, 9 l, 250x, narancs szűrő (Hollósy Tibor); 2001. május 14. 19:00 UT, CM= 270 °, 20 C, 300x, vörös szűrő {Hollósy Tibor}; 2001. május 16. 18:45 UT, CM= 279°, 20 C, 180x, narancs szűrő (Nagy Zoltán Antal)

299

Felszíni alakzatok észlelése még a legnagyobb műszerekkel is nehéz feladat. A horizonthoz közeledve eg yre vastagabb légrétegeken kere sztül jut el ho zzánk egy égitest fénye. Ha a bolygót akkor akarjuk észlelni, am ikor már vagy még nem látszik a Nap, csak a látóhatárhoz közel tudjuk ezt megtenni. A horizont közelében fokozottan j elentkező légköri turbulencia azonban szinte lehetetlenné teszi a felszín részletes megfigyelését. Többnyir e tehát meg kell elégednünk a sö tét és megvilágított rész arányának me gh at ározásával. (Ennek módszer ét a Vénu sz észl elésének leírásán ál találh atjuk m eg.) Szerenes és esetb en, nyugodt légköri pillanatokban azonban a Merkúr koro ngján is láthatunk felszíni alakzatokat. A részletek észlelésé hez a l ehető legnagyobb átmérőt és nagyít ást kell alka lmazn unk. Által án osságb an elmo ndható, hog y ehhez minimálisan 15-20 cm-es tá vcsőátmérőre és legal ább 300x-os nag yít ásra van szükség. Már itt, Naprendszerünk legbelső bolygójának megfigyelésénél fel kell hívnunk a figy elmet a különböző színszűrők alkalmazásának fontosságára is. A Merkúr ész lelése során különösen a vörös és kék szűrők használata vezethet eredmé ny re. A bolygó l egkedvezőbb esti láth atósága (K-i kitérés) a tavasz i hón apokban következik be, a hajnali láthatóságok közül (Ny-i kitérés) a késő nyári, kora őszi id ősza­ kok nyújtj ák a legjobb lehetőséget a megfigyel ésre . Érdemes nappal is prób álkozni a Merkúr és a Vénusz észlelésével. Delelésük környékén az alkonyi és pirkadati légk öri viszonyokhoz képest (ez alatt főkép p a légk öri nyugodtságot értjük) jóval kedvezőbb körülmények között vizsgálhatjuk e plan étakat. Felkeresésükkel akkor érdemes próbálkozni - nem utolsó sorban biztonsági okok m íatt -, amikor legalább 10"-ra vannak a Naptól. Nagy el őn y, ha távcsövünk osztott körökkel van felsz erelve, ekko r a koordináták isme retébe n állítha tjuk be a b első bol yg ókat. Ennek hián yában biriokul árral pásztázva kísérelhetjük meg a Nap környezet ében felkutatni őket (elsősorban a Vénusz esetében van esél y). Fontos, hogy nagyon vig yázzunk, soh a ne kerüljön a Nap t ávcs öv ünk, binokulárunk látómezejébe - a koncentrált fénytől pillanatok alatt megvakulnánk! A zavaró csillogást kiküszöbölhetjük, ha csak igen tiszta, páramentes légk ör alkalmával ész lelün k, illetve neutrál (semleges szín ú, szürk és), va gy vör öses szűrőket has ználunk.

Vénusz Meg figyel ése sokban hasonlít a Merk úr éhoz, de további észlelési területeket is kínál ez a Földhöz igen hasonló m éret ú, vastag légkörrel bíró égitest. A ha sonlóság abb ól adó di k, ho gy - belső bolygó lévén - szin tén jól észlelhető fázist mutat, melynek vá ltozása a Merkúrral egyező módon történik, a hosszabb ker ingési időnek megfelelően hosszabb időközökkel. A nagyobb pályaátmérőnek és Földhöz való közelségének köszönhetően ez az égitest akár 41'-ra is eltáv olodhat a Naptól. Nagy átmérője és k ő­ zelsége lehetővé teszi , hog y alsó együttállás környékén jobb szemű ember sza bad szemme l is észrevegye a vékony Vénusz-sarlót, ekkor ugyanis látszó átmérője eléri, ese tleg meg is haladja az emberi szem felold óképessé gének alsó határ át, mely 1 ívperc körüli ért ék. (A többi bolygó á tmérője még a legn agyobb közelségek idején is jóval kisebb ennél.) Sűrű, vastag légköre leh etetlenné teszi a felszíni rész letek észrevétel ét. így csak a felhőzetét figyelhetjük meg. A fázissal kapcsolatban rögtön szólnunk kell egy érdekes tényről, amit a bolygó légk örének jelenlétével magyarázhatunk. A geometriai helyzet alapján számított me gvilágítottsági értékek eltérnek a megfigyelttől. Itt n em emberi pontatlanságról van teh át sz ó, hanem a valóságban is l étező jel en ségről. A bol ygó lég körén sz ór ódó, ill etől eg el nyelődő fén y a fázis "s ietését" (esti láth atóság), illetve " késését" (hajnali 300

I,áthat ós᧠) , o~ozza. ~z el,őr~ j~lz_ett érték kisebb, illetve na gyobb a tén ylegesen eszlelhe tonel, Igy ~ dichot ómia Idopontja is eltolódik - ez az ún. Schröter-effektus. A tapas~tal,atok szertnt a 30%-os fázis környékén eg yezik a prognosztizált és a me gfigyelt ertek. 1

•• PC4 flS,W

.1 l i :? :)t; f i ;'');, I,~,!)

« J 78 1 ='::"100 d

p: k~t ér~ék hán yadosa a me gvil ágított korongr ész és a teljes korong felületének aranyat adja meg. A fázisb ecslés en kívül lehetőségünk nyílik a felhőzet a!.a~za ta inak észl elésére. Kisebb-nagyobb világos, illetve so tetebb foltok fordulhatnak elő a ragyogó korongon. A sö tétebbeket általában könnyebb észrevenni, a n ehézséget !n kább. a ~~nyes alap on mutatkozó világos folt ok jelentik . A leg kor okozta fén ysz ór ód ás, fén yt örés eredményekén t a pólus környékén kisebb fázis ná l ún . szarvak jelen tkez ne k. Ezek világos ívda rabo k, mel yek átny úlnak a bol ygó meg nem világított részére . Pólussapkáknak nevez zük a pólu.s környéki kifényesedett sü veget. Látv ányuk olyan, mintha eg y-egy fényes jégsapka fedné a két sa rkot. N éha egy árn yaltabb, világos gallér is látszik a 9.4. ábra . Hajszálvékony Vénusz-sarló a nappali pó lu so k kö rnyékén . Gyakran megfigyelhető az éjszakai égen, 2004. június 6-án. és nappali féltekét elvá lasz tó von al szab ályos ívtől el térő Szitkay Gábor és Pete Gáalakja, az ún. terminátor-anomália. Ilyenkor kisebbbor webkamerás felvétele nag yobb csorbulások látszan ak a terminátor m ent én. 15,5 cm-es refraktorral kéPersz e ne úg y nézzünk távcsö vünkbe, hogy minden alszült kalom mal észre "ke ll" vennünk az említett alakzatokat. Gyakori a teljesen ür es korong is. _A ragyogóan fényes Vénusz m egfigyelésénél sokat segítenek a különböző színsz úro~. J;.z er~~ f~~~~ - a .~~zis~rték ~ódosulása nélkül - sz ürke, vagy zöld, ese tleg sárg a szu r~v~l kuszobolhe~~k..kI., A f~ltere~ kiválasztása jelen esetben fok ozottabb figyelme t ig ényel, mert a voros es kek sz me k más, eltérő fázisért éket mutatnak. Min d ig 301

ugyanazt a szűrőt alkalmazzuk megfigyeléseink során egy-egy láthatósági időszakon belül. A Vénusz nappali égen is megfigyelhető, hiszen maximális fényessége eléri a -4';'5 magnitúdót. Jó átlátszóságú, mélykék égen könnyen észrevehetjük, ha tudjuk, hol keressük; binokul árral, kisebb nagyítású távcsővel pásztázva pedig viszonylag könnyű dolgunk van. Érdemes előző este azonos deklinációjú csillagot hasonló pozícióban megfigyelni, így napközben már tudni fogjuk, hol keressük az égitestet. Osztott körökkel ellátott műszer esetén még erre sincs szükségünk. A koordináták és a csillagidő (ha ez utóbbi nem áll rendelkezésünkre, a Nap pozíciójából kiindulva) ismeretében gyorsan rátalálhatunk az égitestre. Nagyon vigyázunk, nehogy a Nap a látómezőnkbe kerüljön. Az alsó együttálláshoz közeledve fantasztikus látványt nyújt a 30x-os nagyítással Hold méretűnek látszó Vénusz-sarló.

A bolygó vöröses alaptónusát adó kiterjedt sivatagos területek teszik ki a felszín nagy hányadát. A legkiterjedtebb a 120-as délkörre nézve szimmetrikus térség. Itt találhatók a Tharsis. Tempe, Arcadia, Amazonis, Mesogaea elnevezésű összefüggő kopár vidékek. Az elsőként említett Tharsis ad otthont a Mars hatalmas, de már régóta nem működő vulkánjainak. Ezek közül a Olympus Mons (Nix Olympica) a legnagyobb és a legismertebb 25 km-es magasságával. Fő krátere akkora, hogya Balatonnak bőven jutna benne hely. Az egyenlítőre 450 - b a n hajló egyenes mentén helyezkedik el még három hatalmas pajzsvulkán. A korábban Patenis Lacusnak nevezett pajzsvulkán pontosan az egyenlítő vonalán található, ettől délre az Arsia Silva, északra az Ascmeus Lacus van . Meg kell jegyezn ünk. hogy még az Olympus Mons észlelése is igen nehéz, még komoly műszerekkel is.

M ars Naprendszerünk bolygói köz ül sok szempontból ez az égitest hasonlít legjobban Föld ünkh öz. Légkörét és felszíni alakzatait egyaránt megfigyelheljük már kisebb műszerekkel is. A pólusok környékén kiterjedt jégsapkák találhatók, melyeket vízjég és szárazjég alkot, és a földihez igen hasonló évszakok váltakozásának megfelelően h ízásnak, fogyásnak indulnak a marsi tél, illetve nyár k özeledt ével. Az északit NPCnek nevezzük, mely az angol North Polar Cap-ből képzett mozaikszó, a déli pólus neve pedig ehhez hasonlóan SPC (South Polar Cap) . A bolygó látszó mérete a legkedvezőbb esetben (nagy oppozíciók idején) 25" körüli, ez azt jelenti, hogy 70x-es nagyítássalláthaljuk akkor ának. mint Holdunkat puszta szemmel. A korong mérete ugyan elég nagy ahhoz, hogy számos részletet észrevegyünk, mégis, első megfigyeléseink alkalmával nem leszünk képesek csak néhány jelentéktelennek tűnő barnás árnyalatú foltot elkülöniteni rajta . Később tudjuk csak igazán értékelni az elénk táruló látványt, amikor már ismeretséget kötöttünk a felszín alakzataival, hozzászoktunk a bolygó gyenge kontrasztjaihoz. Felismerve a térképek mutatta tájat, azonosíthaljuk az űrszondák által már igen részletesen tanulmányozott vidékeket. Fontos, hogya gyakorlat megszerzésének idején ne "igyekezzünk" mindenáron észrevenni azt, amit a térkép mutat. Röviden tekintsük át a bolygó nagyobb felszíni alakzatait, melyeket kellő gyakorlat megszerzésével magunk is felfedezhetünk az apró, narancsvörös korongon. A fe1.~z~­ ni formációk a vörös és barna legkülönbözőbb árnyalataiban mutatkoznak. A sotetebb, barnás felföldeket elsősorban a déli félgömbön találhaljuk meg. Ezek két nagy tömbben csoportosulnak, melyeket az egyenlítő és a kezdőmeridián találkozása közelében található, az egyenlítővel párhuzamosan futó Sabaeus Sinus és Sinus Meridiani köt össze. Az egyik a Syrtis Maior ék alakjához délnyugatról kapcsolódó TrinacriaMare Turrhenum-Heeperin-Ivuue Cimmerium-Ivuire Syrenum területegyüttes. A másik az ettől a Sinus Meridiani irányában, keletre található Mare Erythmeum és az ebből a szélrózsa minden irányába kiágazó Vuleani Pelagus, Bosporos, Aurome Sinus, Margaritifer Sinus nev ű felföldek. Az északi félteke szegényebb sötét árnyalatú, magasan fekvő területekben. A legfeltűnőbb az Erythraeummal átellenes Mare Acidalium, e sötét, trapéz alakú foltnak nincs is vetélytársa a félgömbön. Ugyanakkor látványos - főleg, ha az északi félteke fordul jobban felénk - a sarkkör környékén húzódó, egyes szakaszain lOo-nál is szélesebb arktikus sáv, mely - ha éppen nem takarja el tőlünk a pólussapka (NPC) - feltűnő gallérként övezi a bolygó északi pólusát. 302

9.5. ábra. A Mars térképe (ALPO)

Visszakanyarodva a világos megjelenésű ter ületekhez. meg kell említenünk - immár a déli féltekéről - a Hellas Karib-tenger méretű hatalmas medencéjét, melynek szabályos ovális alakja megfelelő rálátás esetén lenyűgöző. E mélyedés a Trinacriától délre található, karéjszerűen övezve keskeny sötét területekkel (Mare Hadriacum, Hellespontusi. Egy másik, szintén meglehetősen szabályos, nagy kiterjedésű - a Hellasnál azonban jóval kisebb -, világos ovál a Bosporostól D-re eső Argt;re. Ez szintén medence, melyet, akárcsak az előbbit, sötét, gyűrű alakú sánc vesz körül (Nereidum Freium. Marc Oceanidum és Cha/ce). A vulkánokkal még nem ért véget a Mars "leg"-jeinek sora. Hatalmas kanyonrendszer húzódik ugyanis a bolygó déli f éltek éj én. aValles Marineris (korábbi nevén Coprates) . Egy szintén híres, és kisebb műszerekkel könnyebben megtalálható terület, a Solis Lacus (a Mars szeme) közelében fekszik ez a Grand Canyonnál majdnem négyszer mélyebb hasadékvölgy. Hossza 4000 km , egyes részein 200 km széles és 7000 m mély . A Solis Lacust karéjszerűen övezi a Coprates és a Bosporos íve, melyektől a Sinai és Thaumasia világos sávjai választj ák el a nagyobbacska foltot. AValles Marineris közepes. de inkább nagy mű­ szerr el kivehető a "szemgödör" északi részeként.

303

Mars

Véglegesrajz

Észletö

NAG-'1 ~O L:r ~N ~'NIN...

Lak hetv

ElA\') A"EST

a-man:

Datum (UT)

1mI.év

"'-o..

~~?TE Mí'.t K

hó.lL nap

03: 30

-tol

E:

12:

B:

CM. _ _

Fázis : _ _ %

P:

Légkör NyugOdtság

f,

T ávcső tipus:

--p 5

Nagyítás:

1'1-4

Átlátszóság

-o

4-:l

""~ l"-I'-&er--- >o~ "'- 'rii.l;1.d ., fe d , ,,? ""'~ ~ l....~\ VQ \.ú.q ' "lu. """"'7 \ f'.......... ,1' ~ su>........ t \- o-, II ' \--.o r-' í "l..o""\. f e, l '0\...4 \ re..M\-tA -\- 01.·.))

~C

n . ,>- et 'Q~

lOAlI SD

7.

....,"" 3f

V. . .

lio

'"

,

'7-7

ot-q:J

O 60

I

I

i I

I

G l

Zol~

"fC»

li'

.,. ~ D.l, - - ..{ ~8 Gl.1 M -t~ 0.3 - - ..{ o1~ {2f' {I;) (Ir{ 3 PG: -t3 i» - - 2. 40"), standard (10°-40"), valamin t televideo rendszerű «l?"). ~ap­ jainkban főleg 10°-40° közötti látómezejű objekt íveket alkalmaznak. Ezt k öveti egy képerősítő rendszer (pl. MCP), majd pedig a CCD érzékelővel felszereIt videokamera. Jó rendszereknél a határmagnitúdó csillagokra +8, +9 körüli, meteorokra alig rosszabb. A legnagyobb nyílást, zoom objektí~ekn~1 a legnagyobb I~t?s~~ge t alkal~a:.zuk, ~z élesre állást érdemes manuálisan vegezm. A kamera belso óráját pontos id őjel adohoz szinkronizáljuk. A megfigyelés végeztével érdemes egy másolatot készíteni a sza lagokról, méghozzá lassú lejátszó módban. A kiér tékelés több módszerrel is végezhető. Történhet manuálisan, a film v~gign~zésével,' Ez. a. le?e?y~zerűbb, de a l egidőigényesebb munka. Minden meteorjelens ég képet digi taliz ální kell. Ehhez 389

képmerevítő szükséges, valamint, hogy a kamera vagy lejátszó analóg kimenete digitális szignálként számítógépbe jusson. A PC-re vitt képadatokból referenciacsillagokhoz képest történhet a poz íci óm ér és, fényesség-meghatározás stb. Érd emes különb öző képjavítási módszereket alkalmazni (kontrasztfokozás, hátt érfén y és csillagok eltü n tetése a meteor előtti kép levonásával stb .). Készültek már olyan berende zé: ek, melye~ autom atikusan k!érték~lik a sza lagot, de az igazi átt örést az ok a fejleszte s alatt allo rendszerek hozzak majd, melyek mell őzik a szalagra rögzítést. Itt a kamera CCD-érzékel őj éb ől él őb en, az "ég alatt" a jelek folyamatosan egy szoftverbe érkezn ek, am ely egy kép elkészülésének ideje alatt felism eri az induló meteorjelenséget, és annak adatait rög zíti . A meteorok nélküli holtidő így nem lesz felvéve, a hull ~csill a g ~k ~iértékelése ezután még egyszerűbb. Legnagyobb előnye, ho gy megfelelo any ag I hattér esetén az év minden derült éjsza káján folyama tosa n működ tethet ö. Ném et és holland észlelők kifejlesztettek , - - - - - - - - r - - - - - - - - - - , egy p rogramot, amely egy sp ecialis, erre a '\ .' -.-: ..' célra használható ún. fram e-grabber kártyával (Matrox-Meteor II) m űködik csak . ...... . . .. együtt. Európ ában összesen 7 álland ó :, kamera figyeli minden derült éjszaka az . ..• égbo lto t (Anglia, Hollandia, Németor' szág, Cseh ország, Szlovénia) . Ezek a kamerák eg y előre szalagra mentenek, és L ---..J azoka t ut óla g vizsgáltatj ák át az autom atiku s felismerő programmal (Astrorec). 12.26. ábra. Több videós Iyrida meteor Hazánkban is történtek prób álkozások egyszerre megjelenített képe o l~~~b~ rendszerek alk:lmazásával. Itt a drága videokamerát és a m ég drágább képerős í t ó t egy egyszeru webkamera vagy biztonsági kamera helyettesíti . A web kam erák hátránya, hog y csak a fén yesebb meteorokat képesek rögzíteni . A bizt?nsági, ill. paneI~amerák között vannak érzékenye bb ( 0,001 lux) tipusok, melyekkel SIkeresen leh et rógzíteni akár 7-8 magnitúdós meteorokat is. A panelkamera sajá t op tikájá t lecser élve eg y fényképezőgép alapobjektív ére. csilla gokra elérhető a 8-9 ma gnitúdós határfényesség is . A ~űsz:re~. m:teorészl:lésben az ezredforduló ut án minden bizonnyal a videós me?!lgy~les j átszik v:zet~ szerepet; A. ~ódszernek sZá~os el őnye van. A kis rajok rad i ánsainak meghatar ozasa a korabbmal so kkal eredmen yesebb . Itt vizuális munkával nem gy űj thető össze anny i meteor, h ogy pontos radi án sm eghatáro zás t őrt éri­ hessen , fotog ra fikus út on ped ig még keves ebb jelen ség rögzíthető . Emellett sz imu ltán videós ész leléseknél sok rajtag űrb eli p ályája me gh atáro zh ató . A radi áns közvetlen m egfigyelésével p edig annak finomszerkezete, éjszakáról éjszakára történ ő válto~ása is ~yom?n kö~ethető .• A .~óds zerr~ 1 nagyon halv án y meteorok is megfJgyelhetok, meghozza nagy egteruleten, ezaltal pontosabbá válik a raj sze mcseeloszlásának ismerete. A vide ós rög zítéssel még rendkívül erős akti vitáskor sem vesznek e ~ meteorok. Lassítva, a kép eket k ülön-kül ön vizsgálva részl etesen megfigyelhető a fen ym enet, a d arabolódás, a nyomok változása stb.

,..

"

-;

.

390

Különleges jelenségek Nagy meteorzáporok. A n agy meteorzáporok, meteorkitörések a leg látvá nyosabb ter mészeti jelenségek közé tart oznak . Ilyen kor a hullócsillagok tuca tszámra tűn­ nek fel az ég bolton . olyan gyorsan, hogy szin te szá mo lni sem lehet őke t . A legnagyo bb meteorv ih aroknál úgy "ömlene k" a h u ll ócsillagok. hogy folyamatosan kira jzolják a radiáns helyz etét. A kitörések általába n rövid ek, néh ány p ercig, néhányszor 10 p ercig ta rtana k csak. Kitörés ka tegóriába sorolják, ha az aktivitás a megszokott szi n tet 2- 3-szor, vagy még jobban megh aladj a . Kisebb kitörésekb ől átlagosan egy jelen tkezi k éven te, m íg igazán nagy meteor záp orok öt- tíz- húsz évente tűnnek fel. A kitör ések általában egy ismert raj maximuma kö rnyékén zajlana k, ekkor a meteoráram latba n eg y sűrű an yagfeIh őv el találk ozunk. (Az ilyen s űrű felhők a tapasztalat szerin t nemc sak aszülőobjek tu m közelében, han em attól nagy távolságra is előfo rd u l ha tnak.) A mell ékelt tábl ázatb an az ut óbbi 200 év nagyobb rneteorkit ör éseit tüntettük fel. Bár az aktivitás db/órában olvasható, a zápor általában nem tartott egy órán keresztül.

12.27. ábra. A Leonidák 1833·as kitörése

egy 19. századi metszeten

Az elmúlt 200 év nagy meteorkitörései

Meteorraj

Kitörés ideje

Aktivitás (db/óra)

Leonid ák Leonid ák And romedidák And romedidák Draconidák Draconidák Leonid ák Mon ocerot idák

1833.11.1 2. 19 66.11.1 7. 1885.1 1.2 7. 1872.11.2 7. 193 3.10.09. 1946.10 .09. 1866.11. 13. 1935 .11.21.

20000-100000 50000-100000 4000-40000 5000-20000 4000-10000 2000-6000 2000-5000 2000

"Mesterséges" meteorok. Időnként előfordul, hogy egy-egy műhold, vagy elhasznált rakétafokozat visszatér bol ygó nk légkörébe. Ekkor a test felizzik. és meteorjelenséget vált ki: ezt gyakran műholdégésnek nevezik. Általában a meteoroknál lényegesen lassabb és hosszabb tünemények. Előfordul, hogy egy-két perc is eltelik, mi~e egy ~lizzó műhold áthalad az égen. Gyakran látványos nyomot húznak maguk utan, felvillannak. darabok szakadnak le róluk. A műholdégések, a többi hullócsil391

lagtól el ütnek, így könnyen megkülönböztethetők.Az eddigi legnagyobb mesterséges tűzgömböt a Skylab és a Mir űrállomások elégése okozta. Egy időben a szovjet Kozmosz mesterségeshold-sorozat tagjai hullottak vissza "rendszeresen", 1979 januárjában egyikük egy dél-angliai golfpályába csapódott be, Eastboume-ben, Hanghatások. A meteorikus testek repülésük során lökéshullámokat keltenek a levegőben. Az így keletkezett hullámok - szerenesés esetben - hanghatásként is felfoghatók. A hangforrástól távolodva fokozatosan gyengülnek. Ahhoz, hogy egy meteor hanghatását érzékeljük, a hullócsillagnak általában legalább 20-40 km-es magasságig le kell jutnia. Négy csoportját különböztetjük meg a földfelszínről észlelhető hanghatásoknak: 1. Hangrobbanás. Itt ugyanazzal a jelenséggel állunk szemben, mint a szuperszonikus repülőgépek hangrobbanásainál - a hanghullámok interferenciája, egymásra rakódása okozza a hirtelen nyomásváltozást. Amikor a meteorikus test sebessége a hangsebesség alá csökken, éles csattanás figyelhető meg. Ezt általában elhaló morajlás követi, melyet a hangrobbanás különböző tereptárgyakról, és légrétegekről történő visszaverődése okoz, akárcsak a mennydörgésnél. A fény- és a hanghatás észrevétele között több perc különbség is lehet, a hang kisebb terjedési sebessége miatt. 2. A test darabolódása szintén csattanásszerű zajokat vált ki, melyeket ritkábban követ morajlás. Itt ugyancsak nagy időbeli különbség lehet a látható és a hallható jelenség között. 3. A meteorikus test becsapódásakor szintén hanghatások keletkeznek. Sípoló, fütyülő hangok hallhatók, ha a meteoroid a hangsebesség alá lassult, majd tompa puffanás, durranás a becsapódás pillanatában. Ha a test a becsapódáskor még több km/s-os sebességgel halad, hatalmas robbanás történik a földet éréskor. 4. Az elektrofonikus "hangok" a legérdekesebb jelenségek mind közül. Itt a meteor repülésével egy időben "hallhatók" furcsa sziszegő, sercegő, kopogo, pattogó hangok. Ez esetben a hang látszólag a fény sebességével terjed. Ilyenkor a meteorjelenség alacsony frekvenciájú elektromágneses sugárzása ér el hozzánk, melyet agyunk egy része talán hanghoz hasonló jelenségként fog fel, illetve az hanghatást válthat ki a környezetünkben. Előfordul, hogy sztatikus elektromos jelenségek is megfigyelhetők, pl. a fémkorlátok megrázzák az embert, a könnyű függöny enyhén meglibben stb . A hanghatások jelentkezését, jellegét számtalan tényező befolyásolja. Létrejöhet csatornaeffektus az erős szelek által, mely messzire viszi a hangot. A különböző hő­ mérsékletű légrétegek ide-oda tükrözik a hanghullámokat - a felszínen ún. csendzónákat okozhatnak. Mivel a meteor a hangnál gyorsabban halad, az egymástól távoli megfigyelők más-más sorrendben hallhatják az egyes hanghatásokat. Láthatóvá váló meteorrajok. Ha egy meteorraj elég sűr ú, bolygónk erősen megközelíti, és a megfelelő irányban - lehetőleg "hosszában" -látunk rá, előfordul, hogy a raj még az űrben láthatóvá válik. Ilyenkor az apró porszemcsékről visszaverődő napfényt látjuk, akárcsak az állatövi fény esetében. A megfigyeléshez a kitűnő égbolt mellett igen kedvező helyzet kell, a jelenség rendkívül ritka. Ennek ellenére már több alkalommal is sikerült a tüneményt megfigyelni, például az Andromedida vagy a Perseida meteorrajjal kapcsolatban. 1993-ban nagy várakozás előzte meg az augusztusi perseidák jelentkezését, ugyanis nagy meteorzáporra volt kilátás. Bár hazánkból a kitörést nem sikerült elcsípni, több európai - köztük magyar - észlelő is látta a Perseida-felhőt (12.28. ábra). 392

-- ---

o Görbült meteorpályák? Több évtizede l' .' folyik vita a görbült meteorpályák léte--.:..-.: o o ..... 1---0- - , t:.:;:.., "I!I"' zése kapcsán. Eleinte optikai csalódás~.," ~ ként magyarázták a jelenséget, azonban "L ~ ~' . , I ma már fotó kkal is rendelkezünk, meli, No. lyeken a meteorok nyomvonala eltér az o 1______. ..... egyenestől. A vizuális észlelésekkor ,~ "'- - ,--- - --r- - - "I- - -,- , ---,

eJ

13. 0 < m ~ 15.0

.---........-,- ... •

...

+e

--, .

•+

00

I

• •4t

o

.._-\..J-,__ ~ -,- _.- ~

•

0l

:

Q

Do

••

00

10

•

•

- -----~., o •• I

1:- : I

r.:-:.t?

=+

O.

+. o.: L. L-....2-..l---w.........+.-----11---.--;.: o+t

:;. l

o

oc(J:...l.o

20°

:00

o

10° ' 00

o

o ~ o o •• o

• •

••• •••••

! 0: •

;t:..l

i

~o ~ o

••• ~ + O

t.

:~

~

,

t ..

•

'.

.0:·+0• .•

• o j.

~:_._~ . i

•

:

00

:t::~~:

... :'-I"":fA

••• . . . .

o

o

I

..

o

.

o

A légkör szerepe a vizuá lis megfigyeléseknél

o

+.

...

.

o

i

D'

13.12. ábra. A több száz kisebb galaxishalmazt tartalmazó Perseus-Pisces szuperhalmaz látm szó lag a két névad ó csillagkép határ vidékén húzódik az égen . Az ábra a 13 és 15 m közötti galaxisok eloszlását mutatja az adott területen. A szimbólumok az egy négyzetfokon található galaxisok számára uta lnak (kör: 2-3 db, kereszt: 4-7 db, kereszt négyzetben: 8-15 db)

Kvazárok, gravitációs lencsék. Az első csillagszerű extragalaktikus objektumot, a "Humason-Zwicky-csillagot" (HZ46) 1938-ban találták. Sok évre rá ugrásszerűen felgyorsult a gyorsan távolodó, a Hubble-törvény által tehát nagyon távolinak vélt, nagyenergiájú, csillagszerű rádióforrások felfedezése . Ekkoriban ragadt rájuk a "kvazár" elnevezés, az angol "quasi stellar radio source" (csillagszerű rádióforrás) kifejezésből. A kvazárok mibenlétével kapcsolatban sok ezer oldalt írtak, és alapvetően két nagy elmélet látott napvilágot, amelyek k özül egyik sem tisztázta 100 százalékos biztonsággal a misztikus kérdést. Az egyik a már említett Hubble-törvény megfelelő interpretációja, ezek szerint tehát a kvazárok némelyike 10 milliárd fényéves távolságban van, és az Univerzumot jelenlegi életkorának 20%-os ~llapotáb~n mut~tja. Lehet, hogy kialakulófélben lévő galaxisok, vagy a Seyfert-galaxisok extrem esetet. A másik elmélet Hallan C. Arp elmélete, amely úgy találja, hogy látszólag a kvazárok feltűnő hányada esik jóval közelebbi galaxisokkal majdnem egy látóirányba, egyes esetekben a kölcsönhatás jeleit mutatva. így tehát nem egyebek, mint "közeli" objektumok, amelyek fényé t például a galaxis valamely nem ismert hatása felerősíti. 412

Manapság a kutatások inkább az első elméletet támasztják alá. A kvazárok tetemes része változtatja fényességét, ezért keresőtérképek a Változócsillag Atlasz füzeteiben is fellelhetőek (pl. 3C 273, BL Lac, OJ 287). A legtöbbjük maximális fényessége 14m alatt van, és még a legnagyobb csillagászati távcsövekben sem egyebek, mint kiterjedés nélküli, halvány "csillagok" (akad pár kivétel is, ahol robbanásra utaló jeteket lehet megfigyelni) . Nagyon sok egyéb kvazárszerű fényforrás ismert (pl. BL Lacertae objektumok, aktív galaxismagok), amelyek részletes tárgyalása meghaladja könyvünk kereteit. Einstein pusztán elméleti úton, 1915-ben jósolta meg a gravitációslencse-hatást általános relativitáselméletében, amely 1979-ben fantasztikus módon igazolódott. Ekkor jöttek rá ugyanis, hogy az Ursa Maior csillagképben látszólag egy galaxishalmazban fekvő kettős kvazár egy és ugyanazon kvazár gravitáció által megkettőzött képe. Azóta több lencsehatást mutató objektumot sikerült feltárni, amelyek közül némelyik amatőrtávcsövekszámára is elérhető.

Az átlátszóság (transparency). Megszállott csillagászok legszívesebben eltüntetnék a Föld légkörét egy mesebeli vákuumszivattyúval, csak hogy ne zavarja őket az észlelésekben. Sajnos atmoszféránknak "vétójoga" van az összes földi észleléssel szemben, csak az elektromágneses színkép egy csekély tartományát engedi át, amely behatolása után szóródik a légkör molekuláin, visszaverődik a porrészecsk éken. elmosódik a légköri turbulenciákon, és végül egy felhőben köt ki. Erről a jelenségről a tapasztaltabb amatőrcsillagászokMurphy-törvénykönyvet írhatnának, itt azonban ki csit optimistábban próbáljuk az átlátszóság körülményeit körüljárni. Magas hegységekben nappal sokkal kékebb az ég, éjszaka sokkal több csillag látszik, mint a tengerszint közelében. Ennek három fő oka van. A légkör magasságsűrűség függvényére nagyjából igaz a barometrikus magasságformula. tehát a levegő sűrűsége a magasság növekedésével exponenciálisan csökken, a légkör tömegének 90 százaléka a földfelszín 5 km-es rétegében helyezkedik el. Az első ok tehát az, hogya hegyekből jóval vékonyabb légrétegen nézünk át, tehát kevesebb részecskén szűrődik át a fény. Meg kell említeni azt a tapasztalattal jól egybevágó tényt, hogy csak az első két-háromezer méteres tengerszint feletti magasság sz ámít igazán, utána már nem javul számottevően az ég . A második ok az, hogy ilyen magasságokban sokkal kevesebb pára és por van, ugyanis mindkettő inkább a völgyekben ül meg. Harmadrészt az emberiség szerencsére fázós, és nem is túl könnyű metropoliszokat építeni a hegycsúcsokra, ezért a fényszennyezés a hegyekben (egyelőre) nem túl jelentős. Halvány csillagokat az égi háttérhez viszonyított kontraszt alapján veszünk észre. Az előbb említett hatások főként az égi háttér fényességének csökkenésében mutatkoznak meg, és ebből a szempontból az átlátszóság elnevezés kicsit félrevezető. A mindennapi észleléseknél hasonló tényezők korlátozzák távcsöveink és szemünk teljesítőképességét.Próbáljuk meg észlelőhelyünketa lehetőségekhez mérten a lehető legmagasabban. a városok fényburájától minél távolabb kialakítani. A mélyég-objektumok többsége bársonyfekete égi hátteret kíván, ezért csak újhold környékén érdemes komoly munkába fogni, egyébként a Hold fényétől származó háttérfényesség elnyomja a halvány ködösségeket. Hasonló a helyzet télen a hótakaróval. ilyenkor ugyanis a visszavert fény miatt - sokunk tapasztalata szerint - szemmel jól láthatóan világosabb az ég . Magyarországra nem jellemző, hogy sarki fények rontanák el az eget, ez inkább magasabb északi szélességeken jelent problémát. 413

A horizont közeli átlátszóságbó l már nappal levonhatjuk a megfelelő konzekvenciát, például ha 200 km-re lévő hegyek látszanak, és a műholdkép szerint a felhőzet elvon ulóban van, akkor érde mes kicipelni a távcs övet. Gyakoriak a kiváló éjszak ák egy átdübörgő hidegfront után, ame ly pár napra megtisztítja a levegőt. Szintén gyakorta e lőford ul az, hogy hajn alra az ég sokat javul. Ez valószínűleg azért van, mert a nappal ge rjesztett magas légköri gázok kisül ése napnyugta után még pár órán át folytatódik, de hajnalra számottevően csökken. Városok közelében azt is számításba kell venn i, hogy a csökkenő forgalomma l csökken a füs tkibocsátás és leülepszik a por. Az átlátszós ágot komolyabb műszerekkel úg y m érik, hogy megadják az éjszakai égbolt 1"x'l" -es területének fényességét: Magnitúdó/négyzetívmásodperc

Objektum

18 20 23

hold fény es ég, horizonton ho ldtalan, tiszta éjsza kai ég, hor izont holdtalan , boru lt ég, horizonton sötét, vidéki ég, ze nitben

. .. •... • 153.

163

. ••

•191.

.

1~2

' ':',,',

""< ·, '2..1 4 x S

6"

r ~

A látottak megörökítése A sze bbnél szebb objektumok ezreit szemlélve felm erül az ember természetes megörökítési igénye. Ennek ér telmé t nem feltétlenül a hasznoss ágban. hanem sokszor a kikapcsolódásban, a gyűjtésben, a megőrzés i és feltáró szándékban kell keres ni. Borús d élut ánokon. egy régi rajzot szemlélve, éveket röppenün k vissza, és em lékezetünkbe ugranak az illatok, a hangok, a hőmérsékle t és a látvány, amely viszont már évezredek távlatába mutat. A rajzok sokféleségé t alapvetően megszabja az igény, amellyel k észítj űk őket, az elhatározás, a konvenci ók, a lustaság és az észlelési kö r űlm ények, de a rajztudás szerepe elenyésző. Amennyiben ez utóbbi sz ámít, az lelkesedéssel és gyakorlássa l könnyen megszerezhető. Hevenyészett vázlatot készítünk a l á t ó mez őről. vagy egy részéről, ha valamely érdekes eseményt, vagy rész letet k ülön ösebb időráfordítás nélkül szeretnénk feljegyezni - ebben a pontos lá tó mezőrajzna k nin cs túl nagy szerepe. Ilyen lehet egy kisbolygó mozgása, vagy egy szupern óva, amikor való ban szo rít az i dő. Részletrajzot készíthetünk. ha már egy pontos látómezőraj z rendelkezésünkre áll, és an na k egy kicsiny tar tom án yában valam i ed dig meg nem figyelt érdekességre leszünk figyelmesek. Más esetekben a körül mén yek annyira kivételesek lehetnek, hogy csak az objektum szűkebb környezetét rajzoljuk le, azzal a belső ígérettel, hog ya lé-

428

13.23. ábra. A Meteor mélyég-rovatánál használato s ész le lőla p

429

Az észlelőlap. A rajzolás alapja a fehér papír, amelyre könnyen lehet ceruzával rajzolni. Lehet kapni fényes, nem párásodó típusokat is, amelyekkel sajnos nem lehet megfelelő színvonaion dolgozni. Kompromisszumos esetben a normál lapokat a nedvesedés elkerülése végett mappában kell tartani, az éppen aktuális lapot pedig érdemes észlelés közben hajszárítóval kezelni. A fehér lapon fekete rajz a távcsőben látottak negatív képe, minél sötétebb egy terület, annál fényesebb volt a valóságban sötét égi háttéren. A legelfogadottabb technika szerint az észlelőlapra már jó előre megrajzoljuk a látómezőnek megfelelő kört, amely gyakorlati okokból általában 7 cm átmérőjű. Kivételesen gazdag látómező esetén használhatunk nagyobb kört is. Javallott a Meteor mélyég-rovata által kiadott. előre nyomtatott észlelőlapok használata, mert - a 13.23. ábra tanúsága szerint - az észlelőlapon nagyon sok fontos dolgot fel kell tüntetni. Szánjunk időt az átlátszóság (T) és nyugodtság (S) megbecslésére! A rovatvezető dolgát megkönnyíti, ha a lakhelyünket is feljegyezzük a lapra. Maradjon sok hely a leírásnak és a részletrajzoknak. mert ezeket akár évek múltán is alakíthatjuk! A rajzokat, akárcsak egy kollekci ót, szép és tiszta dolog egy könnyen hordozható rnappában, tartóban gyűjteni. Legelterjedtebb a lyukasztós technika, amikor a lapokat kilyukasztva fűzzük be tartójukba. Ezek idővel könnyen kíszakadhatnak, amit a hátuljukra ragasztott, velük együtt átlyukasztott cellux megakadályoz. A rajzfelszerelés. Az ég alatt ceruzával rajzolunk. mert a kisebb hibákat így könynyebb javítani. A ceruzakészlet fontos kelléke a Rotring ceruza (0,5 mm, 0,3 rnm), nagyjából HB-s hegyekkel töltve. Ajánlatos egyszerű, puha (2B) ceruzákkal is felszerelkezni, amelyek nagyobb felületek satírozására alkalmasak. Vékony tollakat, cső­ tollakat csak nagyon ritka esetben használunk, amikor például egy gömbhalmaz részleteit és csillagait próbáljuk lerajzolni. A jó minőségű radír létkérdés. Csak kihegyezett radírral, vagy a mindenhol kapható csőradírral valósítható meg a pontos radírozás. A keletkező piszok eltávolítása gyakran vezet maszatoláshoz, ezért jó hasznát vehetjük egyecsetnek is. A pontosság elengedhetetlen feltétele egy kis műanyag szögmérö, amelyet vonalzóként is használhatunk. A látómező beállítása. A látómezőt is sok szempontnak megfelelően kell beállítani, akárcsak a "mezei" fényképezés során. A legalkalmasabb nagyítást választva sok részlet kell hogy látszódjék, és a kiszemelt objektumoknak is esztétikusan el kell férniük a látómezőben. Gondoljunk előre arra, hogy túl nagy nagyítás eset én, óragép hiányában, a rajzolás nagyon kényelmetlenné válhat. Érdemes talán nagyobb látómezővel rajzolni, és a finomságokat nagyobb nagyítással. részletrajzként feljegyezni. A legtöbb távcsövön nincs óragép. ezért az objektumokat követni kell. Ahhoz, hogy pontosan tudjunk követni, reprodukálható látómezőt kell keresni, például a diffúz objektum helyett egy csillagot kell középre állitani. vagy keresni kell olyan csillagokat, amelyek kijelölik a látómező peremét. A rajzolási technika. Maga a rajzolás az előző pontban említett beállítással kezdő­ dik. A legbiztosabb technika az objekturnhoz közel eső csillag középre állítása. Miután ezt egy kis pöttyel bejelöljük a papíron, megkezdődik az érdemi munka, a fényesebb csillagok nagyon pontos berajzolása. A pontosság kulcsfontosságú az elsődleges váz kialakításában, mert később a halványabb csillagokat a fényesekhez képest fogjuk beje1ölni. A második csillagot a látómező közepéhez és a széléhez viszonyítjuk, például megpróbáljuk megmondani, hogy 7/10, vagy 8/10 úton fekszik kifelé . A harmadik csillag pozícióját már az előző két csillag és a látómező pereme alapján állapítjuk meg. Maga a technika így folytatódik 5-15 csillag berajzolásáig. Mivel ebben a stádiumban a látómező peremét is alapul vesszük, folyamatosan nagyon precízen 430

utána kell állítani. E legnehezebb lépés végeztével rátérhetünk a halványabb csillagok bejelölésére. Ilyenkor már kellemetlenebb a folyamatos követés, de ha az imént pontosan dolgoztunk, akkor már elég csak a fényesebb csillagokhoz viszonyítani. Az esetek többségében törekednünk kell az összes látható csillag lerajzolására! A l át ómez~é~ az objektum kinézetét alapvetően meghatározza a csillagmező; nem mindegy p éldául, hogy egy hemzsegő Tejút-felhőben megbújó, vagy a Virgo csillagszegény vidékein tengődő planetárist rajzol unk le, holott mindkét rajz ugyanazt a benyomást keltheti, ha lustaságunk diadalmaskodik. Nagyon csillagdús vidéken való rajzolás, nyílthaln:azo~ és gömbhalmazok megörökítése könnyen visszariaszthatja az észlelőt. Van, arnikor Ilyen különleges esetekben más technikához kell fordulni (1. később), vagy sajnos kompromisszumot kell kötni, és a perem halvány csillagait kihagyni. Az objektum közvetlen környezetében minden esetben ésszerű követelmény a teljesség.

l.-l

• ( cl

.1

• l.

..

2.

. .".-- .. ' )

1

2.

l· l

• ~

•

.. ...

\

_- " I

.

1. I

13.24. ábra. Az ábrasorozaton szépen megfia csillagváz kialakításának lépcsőfokai, ill. a végleges rajz. Először a lehető legpontosabban berajzoljuk a legfényesebb csillagokat és bejelöljük relatív fényességüket (balra fent). Ezután kiegészítjük a vázat halványabb csillagokkal, és körvonalazzuk a ködösséget is. Ilyenkor érdemes bejelölni a nyugati irányt is. A végleges rajz balra lent látható (az NGC 6781 jelű planetáris köd) gyelhetőek

•

1-1

Miután úgy érezzük, hogy lelkiismeretesen lerajzoltuk a csillagokat, pár perc alatt felállíthatjuk a fényességi sorrendet. A , .. ". látómező legfényesebb csillagait l-es szammal, a kovetkezoket kIS 2-essel jelöljük, a látómezőtől függően akár tíz osztályt !s ~ia~akítva . ,~és~b ezek ~Iapján fogjuk a csillagokat megfelelő méretű koronggal jel ölni, de errol a reszletes kidolgozásn ál lesz szó. Ha a környéken ismerünk változó, •

431

csillagot, akkor a látómező karakterisztikus csillagainak megadhatjuk hozzávetőleges fényességét. Az előbb említett technikát könnyen követhetjük a 13.24. ábrán. Többnyire a csillagmező befejeztére már elfárad az észlelő, és bizony nem árt egy kis torna és egy csésze tea, mielőtt nekiáll az objektum berajzolásának. Az éj leple alatt, -lQ oC-os ujjakkal ne is álmodjunk arról, hogy végleges formájában meg tudjuk rajzolni az elmosódott k öd össéget. vagy a burjánzó gömbhalmazt, ezért megfelelő kódoláshoz kell folyamodni, amely objektumról objektumra változik. Nyílthalmazok esetén van úgy, hogy reménytelen esetnek tűnik a rajzolás, főként azért, mert ezek a halmazok a Tejút síkja mentén tömörülnek. A fényesebb és jellegzetes csillagok berajzolása után - enyhén defokuszált képnél - tanulmányozzuk a nyílthalmaz alakját. Az életlen és halvány csillagok összemosódnak és nagyszerűen kirajzolják a nyílthalmaz jellegzetességeit. A valódi csillagok méretétől jól megkülönböztethetően ezt a formát halvány háttérpöttyökkel vagy maszatolással rávezethetjük a rajzunkra. Természetesen a szöveges leírásban ezt mindenképpen említsük meg! Gömbhalmazok rajzolásánál hasonlóan járhatunk el, de még defokuszálásra sincs szükség. Nagy távcső eset én, a fényesebb csillagok jelölését követően próbáljuk berajzolni a több ezer csillag által kialakított láncokat, csomókat és hasadásokat. A ködös objektumok (galaktikus ködök, galaxisok, galaxishalmazok) esetén a ködösséget éjszaka nem lehet kidolgozni, hanem nappaIra kell halasztani. Ehhez Rotring ceruzával halványan jelölni kell a ködösség kont úrjait. fel kell tüntetni a fényes csomókat és minden egyéb részletet. A részletes írásbeli magyarázat segít a későbbi "előhívásban" . A kvazárok részlet nélküli objektumok. A csillagmezőben kis nyíllal kell őket megjelölni, a későbbi azonosítás érdekében. Az üstökösök rajzolásáról is itt beszélünk, hiszen szinte mindenben ugyanúgy kell eljárnunk. mint a mélyég-objektumoknál. Fontos k ülönbs ég, hogy az üstökös megörökítésére nincs tetszőlegesen hosszú időnk, mert a leggyakoribb esetben gyorsan (10 perc, 1 óra) elmozdul a látómezőben, és hosszabb idő alatt a kinézete is megvaltozhat. A csillagmezőt, nem az üstököshöz viszonyítva, pontosan megrajzolhatjuk, majd viszonylag rövid időnk van arra, hogyakométát bejelöljük a csillagokhoz képest. Alaposan ügyeljünk a kóma nyúlványainak és a csóva szerkezetének a pontos megfigyelésére! További nehézségeket jelent, hogy az üstökösök gyakran nagyon közel látszanak a Naphoz, ezért az esti sz ürkület, illetve a hajnalpír (esetleg állatövi fény) is sürgeti a megfigyelőt. A látómezőben is, akárcsak egy térképen, fel kell tüntetni az irányokat. Először azzal a gyakori esettel foglalkozunk, amikor a látómező kicsiny « 5°_lQ) és az égi pólustól távol helyezkedik el (8 < 80). A látómezőt a rajz mintájára beállítva hagyjuk, hogy kimenjen, miközben a csillagok, akármilyen optikai rendszer esetén nyugatra (PA 270) mozognak. Ha nem használunk zenitprizmát, akkor észak (PA O) az óramutató járásával ellenkező irányban, nyugat derékszögben helyezkedik el, zenitprizma esetén pont fordítva. A gyakorlatban azt nézzük meg, hogya középsé csillag helyére az idő múlásával a csillagmező melyik része kerül. Általában nincsen olyan szerencs énk, hogy idővel középre a lerajzolt látómező egy másik csillaga kerül, és így kijelöli a K-Ny irányt. Ilyenkor sajnos becsléseket kell tennünk, amelyek pontossága 0-os így is elérheti az 5 határt. Ezután a szögmérő segítségével már bejelölhetjük az északi irányt is. Amennyiben a másik eset forog fenn, tehát nagy a látómezőnk és közel van a p ólushoz. akkor az égi irányok a látómezőben pontról pontra változnak. 432

Például az égi pólusnál - szingularitása miatt - nincs is értelme az irányoknak, "minden irányban dél van". llyenkor elég az objektum közvetlen környezetében, esetleg más helyeken is meghatározni az irányokat. A szöveges leírás. A sz öveges leírás szervesen kiegészíti a rajzot, hiszen nagyon sok dolog egyáltalán nem rajzolható le. Feladata elsősorban az objektum és környezetének jellemzése, az élményanyag leírása. Megemlíthetjük a keresés részleteit, a csillagmező kin ézetét, a szemet szúr ó, jellegzetes alakzatokat, a környék egyéb érdekességeit. Lehetnek szép kettőscsillagok, színes csillagok, változócsillagok és egyéb érdekes objektumok a közelben. Az észleléssel és rajzolással kapcsolatban nagyszámú fontos megjegyzés születhet. Legfontosabb része az objektum jellemzése, amely könnyen lehet semmitmondó (szép nagy és fényes) és nagyon tömör is (5'-es derengés, az előzőnél halványabb). A nyílthalmazok észlelésénél fontos megbecsülni a látszó méretet és a tagok számát. Kisebb gyakorlattal, az üstökösökhöz hasonlóan, az összfényességet is behatárolhatjuk. Tegyünk említést a furcsa ny úlványokról. csomókr ól, kettőscsillagokról és színes csillagokról! Nagyon sokat ér, ha hozzávetőlegesen meg tudjuk állapítani a halmaz Trümpler-féle besorolását. Gömbhalmazok észlelésénél szempont lehet a bontottság foka, a m éret, az összfényess ég. a mag alakja, a gömbhalmaz elnyúltsága, az elnyúltság foka és iránya. Ha nem bontottak még a külső régiók sem, akkor nincs jelen valamilyen grízes megjelenés? Nincsen a peremen kiugróan fényes csillag? Sok nagy észlelő (pl. Rosse) látott extrém sötét sávokat gömbhalmazok középpontjában. Számos gömbhalmaz közvetlen környezete nyüzsög a halvány galaxisoktól, sőt két gömbhalmazban planetáris ködöt is ismerünk (MIS, M22). Galaktikus ködök észlelésénél ugyanolyan fontosak a méretek, a mintázat és a fényességek szűrővel és anélkül. Ez a terület egy kész asztrofizikai laboratórium, még vizuálisan is! Vajon jobban látszik a reflexiós köd kék szűrővel? Milyen hatása van egy HU felhőnél a Hp szűrőnek? Tényleg zöldes a planetáris köd? Látszik a központi csillaga? Planetáris köd ök esetében próbáljuk meg a PK besorolást vizuálisan megállapítani! Nagyon ritka esetben külső halókat is megfigyelhetünk. Egyes esetekben a központi csillag változó (pl. NGC 6543). A galaxisok többségénél nem lehet vizuálisan kivenni a spirálszerkezetet, de érdekes becsléseket tehetünk a kinézet alapján a Hubble-féle besorolására. Fontosak a méretek, fényességek. elnyúltság foka, iránya, felületi fényesség és a galaxis magjának jellemzése. Nincsen véletlenül szupernóva a galaxisban? Galaxishalmazoknál a tagok egyedi jellemzésén túlmenően összehasonlítást tehetünk más halmazok sűrű­ ségével, fényességeloszlásával. A kvazároknál egyedül a fényességbecslés lehet hasznos, ugyanis gyakoriak a változó fényességűekis (pl. 3C 273, O] 287). Egy alternatíva - a magnóra mondás, Az írás éjszaka elég kényelmetlen, főleg, hogy fényre is szükség van, ami csekély mértékben ugyan, de lerontja szemünk érzékenységét. Mindezt megkerüljük, ha a szöveges leírást diktafonra vagy magnóra mondjuk. Vigyázzunk arra, hogy a módszer könnyedsége miatt ne essünk a bőbe­ szédűség csapdájába! Speciális rajzok. A mai észlelők nemcsak az optika és a műszerek fejlődése miatt látnak többet, mint a nagy régiek - ha ugyan igaz ez -, hanem agyuk tele van tömve az objektum HST képeivel, és ez akaratlanul is befolyásolja őket. A legtisztább technika szerint úgy kellene nekiálIni a rajzol ásnak. hogyacélpontunkról még sohasem láttunk semmiféle rajzot, vagy fotót. Ez merőben lehetetlen, hiszen érdeklődésünket 433

részben a fotók és egyéb beszámolók keltik fel. Sokkal jobb úg y észlelni, hogy már elolvastunk egy cikket, és tisztában vagyunk azzal, hogy mit is nézünk. A csalóka, befolyásoló képeket egy hat árig akarattal is a háttérbe lehet szo rítani. A tiszta technika szerint a csillagmezőt és az objektumot is úg y rajzoljuk. hog y közben nem tartunk a közelben egyéb fotókat és rajzokat. Sokszor azonban előnyösebb lehet egy másik mód szer is, amelyet dús csillagmezők és kev és rendelkezésre álló id ő esetén preferálha tunk. A térképes technikát használva, az adott ég területről pontos térk épet (illetve fotót) ker esünk, és az általunk látott köd össéget az így nagyon precíz csillag vázra vezetjük fel. Kimondottan előnyös és kén yelmes lehet az Uranometria csillagainak felhaszná lása.

.N

LN-rqjz

Részlefrqjzok: 'l:. ~F'(

l' N

\

\ -, 1) , ( , •.•

.c: " ,:-~ ,

13.26 . ábra. Részlet az észlelőnaplóból: az M51 (Örvény-köd) 44,5 cm-es Dobson-t ávcsővel készült rajza (Bakos Gáspár)

Általában a csillagok megrajzolásával nincsen gond, eltekintve attól, hogy az észtöbbségén ov álisak, elm osódottak és nem elég hat ározottak. A ködösség megrajzolása sokkal finomabb munka, és sokan sajnos ennél a fázisnál buknak el. Az alábbiakban mindenféle különleges rajztudástól mentes technikát vázol unk. A kontúrok alapján, puha ceruzával besatírozzuk a megfelelő ter űl eteket. majd valamilyen maszatolással próbáljuk a ködösség érzetét utánozni. A maszatolás legdurvább formája egy nem igaz án steril ujjunk dörgölése a papíron, de ez hamar a papír felsza ggatásához vezethet. Vigyázzunk arra, hogy dörgölés közben a papír alatti d omborzati körülmények is megjelennek, ezért a papírt gyakran forgassuk! Ezzel a maszatolással a kapott ködösség felülete matt és grízes lesz, ami egyes esetekben (pl. gömbhalmazok) előnyös . Máskor visz ont nagyon finom, márványos diffúz hatást kell előh ívni. és ilyenkor további módszereket kell bevetni. Egy felesleges papír kicsiny területét puha ceruzával na gyon intenzíven besatírozzuk, majd egy 13.27. ábra. Amikor a mélyég- és a változó"kihegyezett" radírt szánt szándékkal csillag-észlelés "találkozik": szupernóva az összekoszolunk. A grafitos radír mozgaM51-ben (SN 2005cs). Horváth Tibor és tásával nagyon finom és fénylő ködösséget Tuboly Vince felvétele 140/500-as Schmidttudunk kialakítani. Fényes galaxisok és Newtonnai és Amakarn CCD-kamerával képlanetáris ködök esetén még egyenleteszült, 2005. július 2-án lelőlapok

13.25. ábra. A Perseus-ikerhalmaz KissPéter rajzán (11 cm-es Newton-reflektor, 32x-es nagyítás)

Az

"előhívás".

Az enyhe nyári éjszakák kivételével a rajzok másnap reggel elkeserítően néznek ki. Éjszaka nem lehet elkerülni a gyűrődést, a rajzra törő állatok özönét, a párát és a maszatokat. Éppen ezért a piszkozat névre valóban rászolgáló lapot egy ablaküvegen át szokás átmásolni egy tiszta lapra, amelyen az objektumot friss memóriánkra hagyatkozva dolgozzuk ki. A csillagokat a mellettük álló számnak megfelelő méretű koronggal jelöljük. Nagyon fényes csillagok esetén természetesen csalni kell. Az objektum kontúrjait kétszer is érdemes átmásolni az új lapra; egyrészt a látómezőrajzzal együtt, másrészt részletrajzként is. A szintvonalak és egyéb kódok alapján kezdhetünk hozzá a részletes kidolgozáshoz.

434

..

435

sebb ködösséghez ju tunk, ha egy tiszta, fehér lapp al kenjük el a gra fitot. A mélyégobjektum felszíne sokszor tar kítot t vé le tlenszerű, szinte feljegyezhe tetlen részle tekkel, amit csak impresszióként vesz észre a megfigyelő, és gyakran "márványos megjelenésűnek" jelleme z. Ezt a képe t kiválóan lehet utánozni a finom szé tkenési techn ik ákkal, úgy, hogya papír alá valamilye n egye ne tlen felszínű tárgyat, példá ul újságpapírt he lyezünk. A ködösség kialakítása közben ne lepődjünk meg azo n, hogy az erősen elkent grafi t minden rad íron kifog! A kívánt kép eléréséig az egész lap eny he háttérfényességet kap, amit radírral még kön nyen kifehéríthetünk. A részletrajzokat is hasonló módon készítsük. Az előzőekben azoka t a módszereket próbáltuk vázla tosan összefoglalni, amelyeket bárki elsaj átíthat. de csak az alapjait képezik tömérdek egy éb apró trükknek, és amelyekre csak hosszú évek tapasztalata taníthat meg .

.~

• •

o

o

0°

0°

•

.

.• o o

. 0

o ~

•

o

..

.. . '.

•

•

., oo

•

..

oo

..

•

o

•

• '0

o

•

. ,. . .

0

•

."..

0

• 13.28. ábra. Az Észak-Amerika-köd. lőrincz Imre rajza több éjszakán át készült 10 cm-es refraktorr al, 20x·os nagyítással. A képm ező kb. 5 0 -os 436

Az ellenőrzés. Az észlel őt a fáradságos munkával készült rajzok kidolgozása jóles ő érzéssel tölti el, amelyet kellő igényesség esetén beárnyékolhat a köve tkező éjszaka sötét ege. Ebből az éjszakából ugyanis érdemes pár percet szánni a rajz és a valóság összevetésére, hogy meg lepve tapasztaljuk a kicsiny különb ségeket. Ilyenkor de rül ki, hogy az objek tumot túlhangsúlyoztu k a l átómez őb en, a kontrasztok nem hasonlítanak az ered etire. nem pontos a nyugati irány, és még hosszasan lehetne sorolni. Jó rajz esetén csak apró javításokhoz és megjegyzésekhez kell folyamodnunk. Ezeket a kiegészítéseket éveken át gyűj thetjük, ameddig nem tudunk lustaságunk fölé kerekedni, hogya rajzot újból kidolgozzuk. A folyama tosan változó rajzok arculatát igazán pa tinássá a módosítások szorgalmas feljegyzés ének hosszan tekergő sora teszi. A tartós ítás és az átm ásolás. Ha a rajzokat nem is az örökkévalóságnak készítjük, sze retnénk őket legalább egy emberöltőig megőrizni. A lapozgatás és állandó használa t legn agyobb há tulü tőj e a grafi t lassú elhalványodása, ame ly során a rajz lassan "szétfolyik", és az enyészeté lesz. Külön ennek a meggátolásá ra árusítanak grafikai bol tokban rögzítő sprayt, amelyet a lapra permetezve védőréteget alakít ki, és a továbbiakban már a radír sem törli az információt. Éppen ezért alaposan meg kell fontolni, hogy az ado tt észlelőlapon tervezünk-e a közeljövőben rad írozással járó m ódosításokat, mert a tartósítás végeztével a látómező már "csak olvasható" lesz. A pe rmetezést - a használati utasítástól eltérően - legalább 40-50 cm-ről végezzük! Inká bb több részletben, fokozatosan védjük le a rajzot, me rt nagyadag permet átáztatja és felgyűri a lapot! A tar tósítás másik formája a ha lvány fénymásolat, ame lyet ut ólag ceruzával d olgozunk ki, és kevésbé érzékeny az idő múl ására. Ez egyben a másolatok készítésének egy igen kényelmes módszere is. A számítógépek és szkennerek elterjedésével a látómezőt a kettes számrendszerben is tárolhatjuk. Szerencsére manapság képfeldolgozó programok tucatjai teszik lehetővé a rajz finom alakítását. Az, ahogyan Jaspers a filozófiáról és a gondolkodásról vélekedik, érvényes a csillagászati megfigyelésekre is: "A filozófia végső forrásának mégis a valódi kommunikációra va ló törekvés tekin thető, ame ly minden egyebet magában foglal" . A rajzolásban mint kedvtel ésben. megszállottságban lelt örömünk is sok forrásbó l gyökerezik. Az egyik ilyen eredet a kommunikáció; összevetés mások rajzaival. leírásaival és fotóival. A több órás bogarászások is hozzá tartoznak a munka ör öm éhez, egyúttal nagyon érdekes tapasztalatokh oz veze thetnek. Ennek azonban feltétele az, hogy ho zzánk hasonlóan, mások is hajlandóak legyenek a kitar tó munka közben az élmények megosztására, am i végső soron egy egészséges sze llemi légkör kialakulásához vezethet.

A ceruzán túl... Az utókor és persze önmagunk számára történő meg örökítési vágyunk új eszközöket is alkalmazha t a mélyeges objek tumok megfigyeléseinek rögzítésére. A jól bevált grafikus/rajzos és a sajnos nem annyira elterjedt fotós módszer melle tt a rnikroelektronika/számítástechnika ut óbb i években tapasztalható hihetetlen iramú fejlődése új, roppant ha tékony eszközöket adott a kezünkbe. Könyvünk Csillagászati kép rögzítés c. fejezetében találh at a kedves olvasó részle tes, mindenre kiterjedő infor mációkat ezen forradalomról és annak számunkra lecsapó dó hasznáról, itt csupán megemlítjük a mé lyeges felhasználási lehetőségeket.

437

Sajnos a közelmúltban hozzánk még meglehetősen lassan és borsos áron gyűrűztek be a legújabb elektronikus "mütyürök", az utóbbi időben szerencsére többen is felfedezték ~~guknak ezeket az eszközöket illetve megengedhették maguknak az anyagi l~:mst IS)e!ent(het~ő ~eruházá,st. A tende~cia az árak csökkenését és a képességek novekedeset mutatja, Igy remelhetőleg mmd többen "nehezítik" távcsövüket elektronikus (és persze hagyományos) képrögzítő eszközökkel. A lehetőségek sokrétűek a digitális csillagászati képalkotás területén is. Az elmúlt években tapasztalható, kizárólag CCD-s alkalmazások jelentette egyeduralom megtörni látszik, új eszközök keresnek és találnak maguknak teret a mélyeges képrögzítés területén (is). A webkamerák használata főként a bolygók leképezésénél jelentett hatalmas minőségi előrelépést, de éppúgy alkalmasak mélyeges célpontok rögzítésére. A CCD-kamerák egyre nagyobbra "híztak", ma már elérhetőek a kisfilmes formátu- 13.29. ábra. Az NGC 4565 jelű galaxis Berkó mot realizáló, tízmilliót meghaladó pixel Ernő felvételén (35,5 cm-es Newton + számú chipek is, amelyekkel tekintélyes AmaKam CCD.kamera). Jóllátható a galaxis méretű égrész megörökíthető. Az árak síkjában húzódó porsáv sajnos még mindig horribilisak (legalábbis itthoni amatőr pénztárcák tömöttségét ~éve a~apul). Viszonylag újdonságszámba mennek a néhány nagyobb amerikai cég altal pIacra dobott, egyszerűen számítógépre csatlakoztatható, aktív hűtés nélküli (fizikailag és a chip re vonatkozóan is) kisméretű leképező eszközök. Ezekkel is remek képek készíthetőek mélyeges célpontokról, viszonylag rövid expozíciós idejű felvételek összegzése révén. Szintén a legújabb idők hozta lehetőség a digitális kamerák csillagászati, ezen belül mélyeges alkalmazása. Ezen sorok írásakor (2005 őszén) a nagy és híres gyártók már piacra léptek akifejezetten amatörcsillagászok. asztrofotósok számára kifejlesztett eszközeikkel. Ezek olyan fejlesztéseket, megoldásokat alkalmaznak, mint például a beépített zaj- 13.30. ábra. A Hercules-gömbhalmaz (M13) csökkentés, a hidrogén vonalain fokozott az óbudai Polaris Csillagvizsgáló 2B cm-es érzékenység vagy a fokuszálás folyama- Schmidt-Cassegrain-távcsövével. Nagy Zoltán Antal és Tordai Tamás felvétele Canon 3500 tának elősegítése és egyszerűsítése. Remélhetően egyre több amatőrtársunk digitális fényképezőgéppel készült. A felvétel jól mutatja, hogya digitális technika és a alkalmazza majd a jövőben ezen technikai újdonságokat a "mélyegek" kimeríthetet- számítógépes feldolgozás révén még fény. len csodáinak megörökítésére is, örömet szennyezett észlelőhelyről is olyan képek kéokozva ezzel mind önmagának, mind szíthetők, melyekről korábban álmodni se mertünk embertársainak.

438

Mélyég-észlelés MagyarországoD A mél yég-észlelésnek nagy hagyományai vannak hazánkban, gondoljunk csak Gothard Jenő úttörő asztrofotográfiai munkásságára - a 19. század végén vil ágszinvonalon művelte a csillagászati fényképezést. Gothard leggyakrabban említett asztrofotográfiai eredménye a Lyragyűrűsköd központi csillagának 1886-os lef ényképezése, azonban ennél sokkal szerteágazóbb volt tevékenysége, mel y egyebek mellett kiterjedt a nóvák és üst ökösök színk épi vizsgálatára is. A híres központi csillag megörökítése a legutóbbi időkig komoly fegyverténynek számított hazai amatőrcsillagász k örökben, vizuálisan nem könnyű célpont a mai korszer ú, nagy átmérőjű távcsövekkel sem. Bár a mélyég-objektumok minden korok amatőrjeinek kedvenc c élpontjai voltak és maradnak, a hazai szervezett "mélyegez és" viszonylag későn, az 1970-es években indult meg, Szentmártoni Béla kezdeményezésére. Az általa alapított Albireo Amatőrcsillagász Klubban vált igazán népszerűvé a mélyég-objektumok megfigyelése. Mindebben óriási szerepe 13.31. ábra. Szentmártoni Béla (1931-1988) volt a klub Albireo c. lapjának, melyben saját készítésű fényerős Newton-távcsövével az észleléseket (szinte kizárólag szöveges leírásokat) közzétették. Rengeteg lelkesítő, hangulatos cikk, nagyrészt fordítás is napvilágot látott az Albireóban, ill. megszámlálhatatlanul sok mellékletében. A több ezer leírás ma is értékes dokumentuma a 70-es, 80-as évek hazai észlelőkultúrájának. A Meteorban 1984-ben indult mélyég rovat Papp Sándor vezetésével, majd 1991ben külön rovat indult a Messier-objektumokkal foglalkozók tájékoztatására, Nagy Zoltán Antal irányításával. A leírások mellett egyre nagyobb hangsúlyt kaptak a rajzok, majd a technikai feltételek javulásával (ez alatt mind az asztrofotográfiai hazai fejlődése, mint a nyomdai lehetőségek pozitív változásai értendők) a fotók és a digitális technikával készült felvételek kerültek egyre inkább előtérbe. A korszerű digitális fényképezőgépeknek köszönhetően egyre többeknek adatik meg a lehetőség látványos mélyég-felvételek készítésére, ugyanakkor a jó minőségű, nagy átmérőjű távcsövek, a nagy látómezejű okul árok és a mélyég-szűrők a vizuális mélyég-észlelés további fejlődését eredményezték.

439

Irodalom Arp H .: 1966, Atlas of Peculiar Galaxies, California Institute of Technology Burnham R.: 1978, Burnham's Celestial Handbook, Dover Clark R.N .: 1990, Visual Astronomy of the Deep Sky, Cambridge Uni versity Press H odge P.W.: 1981, Atlas of the Andromeda Galax y, Univ ersity of Washington Press Jones K.G.: 1974, Messier's Nebulae and Star C!usters Luginbuhl CB., Skiff B.A.: 1990, Observing Handbook and Catalogue of Deep Sky Objects, Cambridge University Press Mallas J.H., Kreimer E.: 1985, A Messier-album, Gondolat Mitton S.: 1983, A Rák-köd, Gondolat Neckel T ., Vehrenberg H .: 1985, Atla s Galaktischer Nebel I-II, TreugesellVerlag Nilson P.: 1973, Uppsala General Catalogu e of Gala xies - UGC, Upp sala Observatory Perek L., Kohoutek L.: 1967, Catalogue of Galactic Planetary Nebulae, Prága Rappaport B., Tirion W.: 1988, Uranometria 2000.0, Willmann-BelI Inc. Shapley H., Ames A.: 1932, A Survey of the external gala xies brighter tha n the thirteenth magnitude, Annals of Harvard College Observatory Tirion W.: 1988, Sky Atlas 2000.0, Sky Catalogue 2000.0 de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A.: Reference Catalogue of Bright Galaxies I-III (refer encia katalógus, I: 2599, II: 4364, III: 23 024 galaxis) Voroncov-Veljaminov: Morphological Catalogue of Galaxies-MCG (29 OOO galaxis) Zwicky P.: 1968, Catalogue of Gala xies and Clu sters of Galax ies (15';'5 -ig, 31000 galaxis, 9700 halmaz) A Deep Sky Journal számai A Sky & Telescope számai

440

Kettőscsillagok Egy fén yes, könnyen felbontható kettőscsillag megpillantása rendszerint minden távcsöves élmé ny ei közé tartozik. Akit megr agad egy csillagpár vagy egy többes rendszer látv án ya, egy nehezebben észlelhető halván y társ felfed ezése va gy egy, a távcső felbontókép ességének határán levő kettős felbont ása, az akár egy sze rényebb m űszer vag y városi ég mellett is hosszasan tanulmán yozhatja a több ezer kettőscsillag színes világát. a ma tőrcsilla gász első

Mik is a

kettőscsillagok

valójában?

A kettőscsillag fogalma. Azt, hogy mi szá mí t kettőscsill agna k, neh éz pontosan d efiniálni. A szakirod alom kettőscsill agnak két olyan csillag egy ü ttesét tek inti, ahol az egymáshoz viszonyított mo zgás során a két komponens töme gvonzása meghatározó. Az észl elő csillagászok azonban ebb e a kategóriába sor olják az op tikai, teh át egymással fizikai kapcsolatban nem álló kettősöket is (lásd később) , ugyanis vizuális kettősöknél a megjelenésben általában nem különböztethető meg egy csillagpár optikai va gy fizikai mivolta . Egy másik kérdés, hogy milyen szögtáv olság-intervallumba szo ríthatju k be a kettősöket, az az van-e olyan konkrét érték, ame ly távolságon belül két csillagot kettősnek nevezünk. Nos, ilyen hat ár nincs. A felfed ezők általában 40"50"-ig katalogizálták kettősként az egymáshoz szorosan közel álló csilla gokat. Optikai társnak kb . 2'-ig nevezhető a k ís éré, ,----, de találunk olyan fizikai kapcsolatban álló y And rendszert is, amely komponensei 12' -re látszan ak egymástól (ez a szabad szemfizikai pár mel is megfigyelhető Mizar-Alcor pár ). p= 10,3" Alsó határt már könnyebb húzni. A legA szo ros abb kettős, amit vizuálisan felbontottak. 0;'1 közel ében volt, és e sorok írója p =61 év is ész lelt a nizzai obszervatórium 50 cmes refraktorá val egy 0;'25-es párt, ami a p = 0,4" vizu ális felb ontóképesség alsó határ án ak B C közelében va n . A viz uá lis felbon tásna k spektroszkópiai ugyani s a légk ör szab hat árt, teh át hiáb a b társ észlelné n k egyre nagyobb és nagyobb p = 2,7 nap távcsövekkel kettősöket a jobb felbontás érd ekében, a légk ör zavar ó hatása miatt nem érné nk el jobb ered mé ny t. Nem vi- '-_ zuá lis (pl. spektroszk op iku s, ellipsze idális) kettősök esetében a szögtávolság 14.1. ábra. A y Andromedae hie rarchia-f ája na gyságrendekkel kisebb leh et. A sz akcsillagászok al apvetően csak azokkal a párokkal foglalkoznak, amelyeknek komponensei fizika i kapcsolatb an állna k egym ással. Ez a viz uá lis megj elenésben anny it tesz, hogya két csillag szögt ávolsága ilyenkor kicsi, teh át szo ros an egymá s

441

mellett látszanak (legtöbbször 5 belül). A rendszer szögtávolsága minél nagyobb, annál kisebb az esély a fizikai kontaktusra; persze ettől még a távcsőbeli látvány nagyon szép és érdekes lehet. Természetesen a több mint 100 ezer bejegyzést számláló Washington Double Star Catalogue (WDS) is több ezer lOu-nél nagyobb szögtávolságú párt tart nyilván, amelyeket nagy obszervatóriumok műszereivel fedeztek fel. A felfedezés pillanatában még nehéz megállapítani a két csillag egymáshoz való viszonyát. Ha hasonló a fényességük és a spektrumuk, akkor nagyobb esély van a fizikai kapcsolatra, esetleg a pályamozgásra. Azonban az ellenkezőjére is találunk híres példát a Sirius A és fehér törpe kisérője, a Sirius B esetében, ahol a két csillag fényességkülönbsége 10 magnitúdó, de mégis fizikai kettős rendszerről van szó. Magától értetődően a két csillag esetében azt, amelyhez a másik csillag helyzetét viszonyítjuk, főcsillagnak nevezzük, amit viszonyítunk, azt kísérőnek vagy társnak. (A rendszerre párként. összetevőire komponensekként vagy tagokként is hivatkozhatunk.) A főcsillag rendszerint a fényesebb, de rendhagyóan találkozhatunk olyan többes rendszerrel is, amelynek főcsillaga a legnyugatibb tag (pl. az Orion Trapeziumának esetében). Többes rendszerek. Többes rendszerről akkor beszélünk, ha bármilyen észlelési technikát felhasználva legalább három komponens jelenlétét ki tudjuk mutatni. Jól szemlélteti ezt a 14.1. ábra, amely a y Andromedae hierarchia fáját mutatja. Az első szinten, szabad szemmel, a y And magányos csillag, amely már egy kis távcső segítségével felbomlik két csillagra. A B komponens nagyobb műszerekkel két újabb tagra szeparálható. és a negyedik szinten spektroszkopikusan egy újabb tag jelentkezik (b). Egy többes csillagon belül a tagokat a főcsillagtól való távolság függvényében általában rendre az ABe betűivel jelzik, tehát a főcsillag az A, a legközelebbi társ a B és így tovább, de előfordulnak, főleg a későbbi felfedezéseknél. kisbetűs jelölésű komponensek is. Ha egy többes rendszerben két tag távolsága elég kicsi, akkor a harmadik tag szögtávolságát gyakran a kettőh öz viszonyítva adják meg, pl. az említett y And esetében a 10;'3 az A és a Be tagok távolságára utal, jelölése AxBC. A szögtávolság és a pozíciószög. A kettőscsillagok dél megfigyelése alapvetően a két fő paraméter, a szögtá180" volság és a pozíciószög meghatározására irányul. Má,, sodsorban feljegyezzük még a komponensek fényességét és színét is. A szögtávolság a két komponens s\ PA ~ kelet k öz ötti távolságot jelenti ívmásodpercben, amelyet p nyugal "I" 90" vagy S betűvel jelölünk. A társ irányának az északi 270" iránnyal bezárt szöge az óramutató járásával ellenkező irányban mérve a pozíciószög, amelyre 6-val vagy észak PA-val hivatkozunk. Ez a két össze tevő idővel terméO" szetesen megváltozhat. A katalógusadatokról. A kettőscsillagok megfigyelésének szükséges feltétele a katalógusok használata, 14.2.ábra. A kettőscsillagok két ugyanis észlelési programot csak ezek használatával fő paraméterének, a szögtávolságnak (S) és a pozíciószögnek tudunk összeállítani: az észlelni kívánt kettőscsillag (PA) a meghatározása paramétereinek távcsövünk teljesítőképességén belül kell esniük. Példaként álljanak itt az a Cvn-t leíró adatok a WDS-ből: U-en

*

frI

12560+3819 STF 1692 18221998 78 225 230 20,0 18,8 2,89 5,61 442

A 2000-es koordináták után a névhez a kettős katalógusbeli elnevezése kerül, amely fényesebb csillagok esetében nem egyezik meg a triviális névvel. Az egymás után következő két évszám a nyilvántartásban szereplő első és utolsó mérés időpontját jelenti, amelyek után a mérések száma következik. Ezeket rendre az első és utolsó időpontban mért pozíciószög, illetve a szögtávolság követi. Az utolsó két érték a fő­ csillag és a kísérő fényessége. Kiegészítésképpen a WDS-ben, illetve más kettőskatalógusokban más adatok is szerepelnek, amelyek ismerete az észleléshez nem feltétlenül szükséges, de nagyon érdekes lehet. Így megtaláljuk a komponensek színképtípusát, a kettős sajátmozgásának irányát és nagyságát, ADS-számát (lásd később) valamint egyéb megjegyzéseket (a keringés periódusa, név stb.)

A

kettősök

csoportosítása

A kettőscsillagokat különböző szempontok alapján csoportosíthatjuk: feloszthatjuk őket aszerint, hogy kornponenseik fizikai kapcsolatban állnak-e egymással, vagy osztályozhatjuk őket akár fejlődési állapotukat szem előtt tartva is. Az amatőrcsillagászok számára a legkézzelfoghatóbb felosztási mód, ha vizuálisan felbontható és vizuálisan felbonthatatlan kategóriákba különítjük el a kettősöket, nyilván az első csoport jelentőségére fektetve nagyobb hangsúlyt. A vizuális kettősök körébe az optikai, a közös sajátmozgású párok és az asztrometriai kettősök tartoznak. Optikai kettősök. Ezek a rendszerek csak szorosan egymás mellett látszanak, de fizikailag nem kapcsolódnak össze. A két csillag közel azonos látóvonalba esik, de valójában egymástól távollevő csillagokról van szó (14.3. ábra). A komponensek sajátmozgása egyenes vonalú és egyenletes, valamint irányuk eltérő. A különböző távolság miatt a tagok para1laxisa (ha mérhető) sem egyezik meg. Jó példa egy optikai párra a o Her, amelyről a 19. században végzett méréseket a 14.4. ábra szemlélteti. Asztrometriai kettősök. Az amatőrök számára a vizuális kettőscsillagok legérdekesebb csoportját alkotják, ugyanis kellően gyors pályamozgást produkáló pároknál a komponensek egymáshoz viszonyított elmozdulását néhány év alatt könnyen megfigyelhetjük. E rendszerek

14.3. ábra. Optikai pár 180'

27~90'

'o"

I

14.4.ábra. A 1) Herculisoptikai kettőscsillag 443

tagjai gravitációs kontaktusban állnak egymással, közös tömegközéppontjuk körül keringenek, amelynek periódusa néhány évtől több évez red ig terjedhet. A keringés folyamán azt az állapotot, amikor a két csillag a legközelebb kerül egymáshoz, periasztronnak, a legtávolabbit apasztronnak nevezzük. A megfigyelhető ellipszispálya a valódi pályának az éggömb érintősíkjába eső vetülete. A látszó pálya mérete és alakja lehet övé teszi a valós ellipszis megszerkesztésé t. Hat pályaelem szükséges a pálya méret ének, alakjának, térbeli orientációjának, valamint a keringés periódusának a meghatározásához. Két közkézen forgó katalógusban is fellelhetjük a kettőscsillagok hat pályaelemét. Az Atlas Coeli Katalog 607, a Sky Catalogue 2000.0 518 ilyen kettős pályaelemeit tartalmazza. Nézzük példaként a 70 Oph pályaelemeit a Sky Catalogue-ból! P= 88,13 T= 1984,05 a= 4;'545 e= 0,50 i= 121,15 1Il= 13,2 il= 301,7 P: a keringés periódusa (év) T: a periasztron-átmenet időpontja a: a pálya fél nagytengelye (ívmásodperc) e: apályaellipszis excentricitása (O