METEOROLÓGIAICSILLAGÁSZATI

FÖLDRAJZIÉRTELMEZÔ SZÓTÁR

Összeállította:GERENCSÉR FERENC

Munkatársak:MIHÁLYI GABRIELLA

OLÁH KÁROLY

ISBN 963 9111 39 2

A kiadásért felel az Inter M. D. vezetôje.Készült a Multipress 2000 Kft. nyomdaüzemében.

Felelôs vezetô Kerekes Ferenc.

METEOROLÓGIAICSILLAGÁSZATI

FÖLDRAJZIÉRTELMEZÔ SZÓTÁR

METEOROLÓGIAICSILLAGÁSZATI

FÖLDRAJZIÉRTELMEZÔ SZÓTÁR

INTER M. D.

TARTALOM

1. A Világegyetem

Tájékozódás az égbolton.............................................................. 10Az állatöv és a csillagképek......................................................... 14Az idô ........................................................................................... 18A Nap járása (mint az idôszámítás alapja) .................................. 19A hónap. Az év ............................................................................ 19Világidô. Zónaidôk....................................................................... 22Naptár ........................................................................................... 25A Hold.......................................................................................... 28A Nap (mint égitest)..................................................................... 33A Naprendszer.............................................................................. 37A bolygók..................................................................................... 40Üstökösök, meteorok, meteoritok ................................................ 48Csillagrendszer. Csillagok............................................................ 52Csillagfizika ................................................................................. 80Az elemek keletkezése ................................................................. 98Galaxisok...................................................................................... 99Kozmológia ................................................................................ 108

2. A Föld (mint bolygó)A Föld fejlôdése ......................................................................... 138A Föld vízszintes és függôleges tagolódása .............................. 148A Föld tulajdonságai .................................................................. 152Vulkanizmus és földrengés ........................................................ 167Mûködô vulkánok ...................................................................... 172A föld- és tengerrengések erôssége ........................................... 177Kôzetek. Ásványok .................................................................... 185Földtani idôtáblázat.................................................................... 187

3. A légkör (atmoszféra) rétegzôdése

Az idôjárást alakító tényezôk..................................................... 201Napsugárzás ............................................................................... 201Hômérséklet ............................................................................... 202Fagy............................................................................................ 204Felhôk és köd ............................................................................. 205Esô. Harmat................................................................................ 208Dér. Zuzmara. Hó. Jégesô.......................................................... 210Légnyomás ................................................................................. 211Szél. Szélerôsség. Szélrendszerek.............................................. 213Ciklon. Meleg front. Hideg front ............................................... 217Közép-Európa ismétlôdô idôjárásváltozásai .............................. 217Zivatarok .................................................................................... 218Anticiklonok............................................................................... 218Idôjárási (változási) elôjelek ...................................................... 218

5

4. Éghajlat

Éghajlati övezetek ...................................................................... 222Évszakok .................................................................................... 225

5. Hidroszféra

Tengerek..................................................................................... 227A tengerfenék domborzata ......................................................... 228Az ember által elért merülési mélységek................................... 228Világtenger tagolódása (Óceánok)............................................. 228Jéghegyek................................................................................... 231Apály-dagály .............................................................................. 232Szökôár....................................................................................... 233A tenger mozgása....................................................................... 233Hullámok természetrajza............................................................ 234Áramlatok................................................................................... 236Jéghatár. Hôhatár. Gleccsertípusok............................................ 238Gleccserkatasztrófák .................................................................. 243Folyók. A Föld jelentôs folyói................................................... 244Nagy vízesések........................................................................... 246Jelentôs tavak ............................................................................. 249Talajvíz....................................................................................... 251Források...................................................................................... 252A víz körforgása......................................................................... 253

6. A szárazföld tagolódása

A legnagyobb szigetek ............................................................... 258A legfontosabb hegyek............................................................... 260A felszín alakulása ..................................................................... 265Talaj. Talajtípusok...................................................................... 271Földrajzi övezetek (tájképzô elemek szerint) ............................. 279

7. Bioszféra (az élô világ) ............................................................. 300

8. Tárgymutató............................................................................. 316

6

CSILLAGÁSZAT

A csillagászat vagy asztronómia a világegyetem, az univerzum (a koz-mosz) megismerésének a tudománya. Ez a tudomány foglalkozik azégitestek helyzetével, soha be nem fejezett térképet rajzolva a világe-gyetemrôl, foglalkozik az égitestek mozgásával, keletkezésével és fej-lôdésével (kozmogónia), felépítésével (asztrofizika) a csillagok rádió-sugárzásával és a csillagközi (intersztelláris) anyaggal.A csillagászat – a hétköznapi gyakorlatban, „tudományát” hasznosítva– fontos szerepet tölt be a naptárkészítésben, a pontos idô- és helymeg-határozásban.A csillagászatnak évezredek óta ismert ága az asztrológia, a csillagjós-lás. Eszerint az emberi sorsok elôre kiszámíthatók, elsôsorban a szüle-tés idôpontjában fennálló, látható csillagképek alapján. A horoszkóp azegyén születésének idején fennálló csillagkép – a csillagok egymáshozviszonyított állásának (konstellációjának) – vázlata.A továbbiakban, mielôtt a világegyetem fogalomkörét részleteznénk,tekintsük át a csillagászat kapcsán leggyakrabban elkôkerülô kifejezé-sek jelentését.

Belsô energiaforrású, saját fényû égitest. Energiáit fôleg atommagreak-ciók adják. A Nap is csillag. Vannak a Napnál sokkal fényesebb, ill.halványabb, nagyobb, ill. kisebb tömegû ~ok. A Naprendszerhez leg-közelebbi ~ (a-Centauri) 4,3 fényévnyire van tôlünk. A szabad szem-mel láthatók száma kb. 5 ezer, a legjobb távcsövekkel észlelhetôkétöbb milliárd.Csillag körül keringô, aránylag kis tömegû, saját fénnyel nem rendel-kezô égitest. A mi naprendszerünknek 9 bolygója van: csillagunk, aNap körül kering a Mercur, Venus, Föld, Mars, Jupiter, Saturnus, Ura-nus, Neptunus, Pluto.A Föld és a Nap átlagos távolsága (149,5 millikó km).A földrajzi szélesség és hosszúság meghatározása csillagászati adatokalapján. A szélesség a látóhatár síkja és a pólus iránya közti szög meg-állapítsa. A hosszúság a helyi idô és a greenwichi idô különbségébôladódik. Fôleg hajók és légijármûvek helyének megállapítására szolgál.A csillagok delelése alapján meghatározott idôtartam; egysége a csil-lagnap, amely egy kissé rövidebb a Nap delelése alapján számított kö-zépnapnál, mivel a Nap a csillagok közt naponta kb. 1°-kal K-re mo-zog, s ezért a ~-másodperc is valamivel rövidebb a középidô-másod-percnél.Az égbolton látható állandó csillagok jellegzetes csoportosulásai, ame-lyeket a régiek tárgyak, állatok, emberek formájában jelöltek meg.A Földdel mint égitesttel foglalkozó tudomány, a földrajznak a csilla-gászatra támaszkodó segédtudománya.Csillagok különféle csoportosulásai. Az alacsonyabb rendûek a csillag-halmazok, a magasabb szintûek a tejútrendszerek.

7

Csillag

Bolygó

Csillagászati egység Csillagászati hely-meghatározás

Csillagidô

Csillagképek

Csillagászati földrajz

Csillagrendszerek

Hasonló fizikai tulajdonságú, s széttartó csoportosulásokat alkotó, va-lószínûleg közös eredetû csillagok.Egyenlítô. A Föld forgástengelyére merôleges legnagyobb gömbi kör,amely a Földet É-i és D-i félgömbre osztja. Hossza: 40075,704 km.Nappálya, amely mentén a Nap évi látszólagos pályáját leírja, s amely-nek síkja a Föld pályájának a síkja. Az ekliptika síkja 23°27´ szöget zárbe az Egyenlítôvel. Ez a Nappálya hajlása.Az égitestek és rendszereik eredetével és alakulásukkal foglalkozó tu-domány. Létrejötte elsôsorban azoknak a technikai lehetôségeknek azeredménye, amelyek a csillagászat fejlôdését elômozdították. Elsôneka Naprendszer ~-ját dolgozták ki. Kant (1755) gravitációs erôvel ma-gyarázta a Nap és a bolygók keletkezését egy ôsporból. Laplace (1796)a csillagködöket tekintette kezdetnek, amelyekrôl feltételezte, hogymagas hômérsékletük csökkenése zsugorodásukhoz és forgásukhoz ve-zetett, ez a Naprendszer létrejöttére vezetô mechnaizmus. Ma már ezekaz elméletek túlhaladottak. Korunk ~ja már nemcsak a Naprendszerreterjed ki, hanem a világegyetem távolabbi részeire, a galaktikákra is.Jelenleg általános a csillagok keletkezésére vonatkozólag az a nézet,hogy diffúz gáz- és porfelhôkbôl keletkeztek, s folyamatos fejlôdésenmennek keresztül. A Naprendszer keletkezésére két fô elméletrendszervan jelenleg: az egyik szerint egy ôsködbôl egyszerre keletkezett a Napa bolygóival, a másik szerint elôbb a Nap jött létre, a bolygórendszerutóbb alakult ki. Ismereteink bôvülése ellenére még minden tekintetbenkielégítô ~i elmélet nincsen.A világegyetem felépítésével és folyamataival foglalkozó tudomány.Kopernikusz mindössze négy évszázada tisztázta, hogy a Nap a boly-górendszer központja, s a Föld e bolygók egyike. Kepler kimutatta,hogy a bolygók nem kör-, hanem elipszispályán mozognak. Ma mártudjuk, hogy e Naprendszer a Tejútrendszer (galaxis) része csupán, snagyszámú hasonló galaktikát ismertünk meg (ezekben sok millió csil-lag van), s azt is tudjuk, hogy a csillagközi tér anyaga fôleg nagy ritkí-tású hidrogén.Az ûrhajózás feltételei között az életfolyamatokban beálló változásokatkutató tudományág.Az a kezdôsebesség, amely bizonyos (az ûrhajózásban jelentôs) pálya-típusok kialakításához szükséges. Az elsô ~ v. körsebesség (7912m/sec) a Föld felszínérôl vízszintesen útnak indított lövedéknek földkörüli keringést biztosít, vagyis mesterséges holddá teszi. Ennél na-gyobb sebesség esetén pályája ellipszis. A második ~ v. szökési sebes-ség (11 189 m/sec) következtében a lövedék pályája parabolává alakul,s így nem tér többé vissza a Földre, hanem a Nap mesterséges bolygó-jává válik. Ha a Föld Nap körüli keringése irányában a lövedék sebes-sége eléri a harmadik ~et, a 16,7 km/sec-ot, akkor elhagyja a naprend-szert is.A világûrbôl a Földre állandóan érkezô nagy energiájú korpuszkulárissugárzás. A légkör felsô rétegét érô primer ~ elektronjaiktól megfosz-

8

Csillagtársulások(asszociációk)

Ekvátor

Ekliptika

Kozmogónia

Kozmológia

Kozmikus biológia

Kozmikus sebesség

Kozmikus sugárzás

tott atommagokból áll (kb. 77 % hidrogénmagból, azaz protonból, 21% héliummagból, a többi nehezebb atommag). A levegô atomjaival üt-közve jön létre az a különféle elemi részecskékbôl álló szekunder su-gárzás, amely eléri a Föld felszínét.Asztronautika – ûrhajózásA csillagászat végtelen „kutatóhelye” a Világegyetem, a napfénybenkék vagy szürke (felhô) függönnyel takart, de tiszta éjszakákon fény-pontok sokaságától villódzó égbolt.

9

Kozmonautika

1. A VILÁGEGYETEM

I.

Az égitestek (csillagok, bolygók, meteoritok, üstökösök) a csillagközianyagok és az azokat egybefoglaló tér alkotja a világegyetemet. A világ-ûr kifejezés a csillagközi térséget jelöli, bár ma már tudjuk, hogy a vi-lágûr távolról sem üres. (Nagy ritkítású hidrogén tölti ki.)Az egész folytonosan táguló végtelen világegyetem keletkezését az ôs-robbanás, a „nagy bumm” elmélete magyarázza. Legújabban a világmin-denség tágulásával két elmélet foglalkozik. Az egyik szerint a tágulásvégtelen (az ûrt kitöltô anyag fajlagos ritkulása mellett). A másik véle-mény szerint éppen az anyagritkulás vezet oda, hogy a tágulás lassul,majd megáll, s a Mindenség összeomlik – bekövetkezik a „Nagy Reccs”.A mi naprendszerünk – Napjával és 9 bolygójával, s a bolygók holdjai-val – csupán egy (s nem a nagyobbak közé sorolható) a világegyetemnaprendszerinek sokaságából.Hiszen a mi bolygórendszerünk már eleve része egy másik és hatalmasrendszernek – egy Tejútrendszer, egy Galaxis tartozéka. Ez a Galaxis.A Napot is magában foglaló, kb. 100 ezer millió csillagból álló csillag-rendszer. Spirális rendszerû, átmérôje kb. 100 ezer fényév. A rendszerközéppontjától a Nap kb. 23 ezer fényévnyire esik. A Nap az egész tejút-rendszerrel együtt kering annak középpontja körül, keringési ideje 220millió év, keringési sebessége 200 km/s, a pálya hossza 200 ezer fényév.A tejútrendszerek a saját csillagrendszerünkön túli, nagyszámú csillagbólálló rendszerek, amelyek spirális, elliptikus v. szabálytalan alakúak.

Tájékozódás az égbolton

Hasonlóan ahhoz, ahogyan a földgömbön egy pont helyzetét a földrajziszélességével és hosszúságával adjuk meg, a csillagok helyzetét az ég-gömbön szintén gömbi koordinátákkal határozhatjuk meg.Ilyen koordináta-rendszerben szükség van a kezdôpontra, az alapsíkra,amely a gömböt az alapkörben metszi, továbbá az alapkör pólusaira. Apólusok felé mutató irány merôleges az alapkörre. A kezdôpont a topo-centrikus rendszerben a megfigyelési pont, a geocentrikus rendszerben aFöld középpontja, a heliocentrikus rendszerben pedig a Nap középpontja.Az égitestek irányát a választott kezdôponttól és alapsíktól függôen a kü-lönbözô gömbi koordináta-rendszerekben bizonyos szögek határozzákmeg. Az égitesteknek a kezdôponttól számított távolsága egyelôre határo-zatlan.

A csillagászatban használatos gömbi koordináta-rendszerek

Ez a rendszer topocentrikus, alapköre az M megfigyelô horizontja.Az M megfigyelô fölötti merôleges pólus a Z zenit, az ellenpólus az

10

Galaxis

Tejútrendszerek

Topo-, geo- és heliocentrikus

rendszer

Horizontális koordináta-rendszer

Na nadír. A zeniten és a nadíron átmenô minden sík merôleges a ho-rizontra.

A látható égbolt legmagasabb pontja, az, amely pontosan a fejünk fel-ett van.Az égboltnak a zenittel ellentétes horizont alatti pontja.1. A megfigyelôközpont zenitjén, valamint az É- és D-pontokon átha-ladó legnagyobb égi kör.2. Hosszúsági kör: a sarkokat összekötô vonal a térképészetben, kerü-lete 40 009, 15 km. Ny és K felé 10-180 délkör van. Két szomszédosdélkör között a távolság 1 földrajzi hosszúsági fok. A fokbeosztást agreenwichi csillagvizsgálón áthaladó délkörtôl (0°) számítják (Ny-ihosszúság 0-180°, K-i hosszúság 0-180°).E vertikálisok közül a D déli és É északi ponton átmenô égi meridiántaz tünteti ki, hogy a csillagok itt delelnek (kulmináció), azaz itt veszikfel legnagyobb magasságukat D fölött, illetve itt vannak a legmélyeb-ben É-hoz képest. Ez a vertikális egyúttal az M megfigyelô földrajzimeridiánja is. A Ny nyugati és a K keleti irányon áthaladó vertikális ne-ve: elsô vertikális.Koordinátákként vezessük be az a azimutot és a h magasságot. Az aazimut annak a vertikálisnak az égi meridiánhoz viszonyított helyzetéthatározza meg, amelyben az égitest a megfigyelés idôpontjában tartóz-kodik. D-tôl Ny-on, É-on és K-en át 0°-tól 360°-ig mérik, a horizontona DÁ ív alakjában látható. A h magasságot ebben a vertikálisban a ho-rizonttól a Z zenit felé pozitív, a Na nadír felé negatív értelemben szá-mítják. A h magasság helyett a z=90° – h zenittávolság is használható.Ezek a koordináták az idôben egyenlôtlenül változnak.

11

Zenit

NadírMeridián (délkör)

Hosszúsági kör

Horizontális koordináta-rend-szer; É, D, K, Ny – világtájak;M – megfigyelô; Cs – csillag(Nap); a – azimut (koordináta);h – magasság (koordináta; Á –állócsillag

Ez a rendszer geocentrikus, alapköre az égi egyenlítô (ekvátor). Ebbenmetszi a földi egyenlítô síkja a Föld középpontú gömböt. Az erre a sík-ra merôleges egyenes, amely a PÉ és ÉD pólusokon halad át, a világ-

tengely. A világtengely a Föld ten-gelyének a meghosszabbítása. Haj-lásszöge a megfigyelô horizontálissíkjához képest a megfigyelô ϕ föld-rajzi szélessége. Így megkapjuk azösszefüggést a horizontális rend-szerrel, PÉ-nek ebben mért h maga-ssága az M megfigyelô földrajzi szé-lessége. A PÉ és PD pontokon átmenôminden sík merôleges az ek-vátorra,és az éggömböt az órakörben met-szi. Ennek idôtôl függô helyzetét azégi meridiánhoz képest a τ óraszöghatározza meg. Az óraszöget a napiforgás irányában 0h-tól 24h-ig, illet-ve 0°-tól 360°-ig mérjük. Az óra-közön a δ deklináció határozza mega Cs csillag helyzetét. A deklinációpozitív értelmû PÉ felé, negatív ér-telmû PD felé.1. Mágneses elhajlás: a földrajzi és a mágneses sarkok eltérése követ-keztében a csillagászati és a mágneses É iránya között megállapíthatóeltérés.2. (csill) valamely égitest szögtávolsága az égi egyenlítôtôl.

12

Az ekvatoriális koordináta-rendszer

Óraszög

Deklináció (geofiz)

Ekvatoriális koordináta-rendszer

Az M megfigyelési pont helyzete aFöldön; Z – zenit; a PÉ Északi-sark hmagassági szöge az M megfigyelô ϕföldrajzi szélessége

Minthogy a csillagok látszólagos mozgása a világtengely körül megyvégbe, ezért a deklináció független az idôtôl. Hogy az ekvátoron is azidôtôl független koordinátát kapjunk, a csillagon átmenô órakör helyze-tét nem az égi meridiánra, hanem olyan órakörre vonatkoztatjuk, amelya csillagok látszólagos mozgásában részt vesz, és az ekvátor az γ tavasz-pontban, az ekvátor és az ekliptika metszéspontjában metszi. A tavasz-ponttól a napi forgásiránnyal ellentétesen 24h-ig, illetve 360°-ig az ek-vátoron mért szöget az α rektaszcenziójának nevezzük. Egy csillag αrektaszcenziójának és τ óraszögének az összege tehát a tavaszpont óra-szöge, amely idômértékben kifejezve egyenlô a Θ = α+τ csillag-idôvel. Az ekvatorális rendszer tehát kettôs feldatot lát el: a τ és Θ érté-kek az idômeghatározás céljára szolgálnak, az α és δ értékek pedig csil-lagászati alapkoordináták. Ezek mindaddig változatlanok maradnak,amíg a földtengely, tehát PÉ és PD változatlanok, és amíg a tavaszpontmegtartja a helyzetét.Ez a rendszer heliocentrikus, alapköre az ekliptika.

Az ekliptikai koordináta-rendszer; N – Nap; ε – az ekliptika ferdesége; PÉ – az ek-vátor északi pólusa; PÉ’, PD’ – az ekliptika pólusai; γ – tavaszpont; K – kolúr

Az ekliptika az a kör, amelyben a földpálya síkja a Nap középpontúgömböt metszi. PÉ északi pólusa a Sárkány (Draco) csillagképben, PD’,déli pólusa az Aranyhal (Dorado) csillagképben fekszik. Az ekliptiká-nak az ekvátorral alkotott ε hajlásszöge egyenlô a földtengely és PÉ’,PD hajlásszögével. A PÉ’, PD egyenesen átmenô minden sík merôlegesaz ekliptikára, és az éggömböt a K nagykörben metszi, neve: kolúr. Akolúrok helyzetét síkjuknak a γ tavaszponton átmenô síkkal való λ haj-lásszögük határozza meg. A λ hosszúságot a tavaszponttól a nyárpon-ton át 24h-ig, illetve 360°-ig mérjük.

13

Deklináció

Rektaszcenzió

Az ekliptikai koordináta-rendszer

Tavasz-, nyár- stbpont

Idôben kifejezve: 0h – a tavaszi napéjegyenlôség napja. É-i féltekénmárcius 21. D-i féltekén szeptember 23. Nyárpont É-i féltekén június21. D-i féltekén december 22. Téli napforduló É-on december 22. D-enjúnius 21. Ôsz. É-on szeptember 23-tól; D-en március 21.A Cs csillag kolúrján a β ekliptikai szélességet PD’ felé pozitív értelem-ben, a PÉ’ felé negatív értelemben számítjuk. Az ekliptikai rendszerbena bolygók, kisbolygók és üstökösök mozgását ábrázolják.Ez a rendszer geocentrikus. Alapköve a galaktikus ekvátor, pólusai aGalaxis P*

É északi, illetve P*D déli pólusa. Az l galaktikus hosszúságot

a Tejútrendszernek a Nyilas (Sagittarius) csillagképben fekvô Z cent-rumától a galaktikusegyenlítô és az égi egyenlítô metszéspontjáigszámítjuk abban az irányban, amelyben a Tejútsáv növekvô rektasz-cenzióval észak felé felkel. Ez a felszálló csomópont α = 282,25°-nál van Sas (Aquila) csillagképben, a hajlásszög i=62,6°. A számlálásrégebben a felszálló csomópontnál kezdôdött. Tévedések elkerülésevégett a régi rendszert l1, b1 jelöli. Közelítôleg érvényes: l ≈ l1+32°. ANap a középpont körüli keringése közben az A pont, az apex felé mo-zog.Vagy: a Nap mozgásának az iránya a környezô csillagokhoz képest,vagy: – és itt ez! – a keringési centrumtól mért legtávolabbi pont.

A P*É galaktikus északi pólus a Bereniké haja (Coma Berenices) csil-

lagképben, a P*D déli pólus pedig a Szobrász (Sculptor) csillagképben

van.

A Nap látszólag az állatöv, illetve az ekliptika mentén mozog. Az ek-liptika az égi egyenlítôt két pontban a tavasz- és az ôszpontban metszi.Az ekliptikát már ôsidôktôl kezdve, egyenként 30°-os, 12 részre osztot-ták a tavaszponttól kezdve. Ezeket állatövi jegyeknek nevezték, és a ve-

14

A galaktikai koordináta-rendszer

Apex (Csúcs)

Az állatöv

A galaktikai koordináta-rendszer; A – apex; C – aTejútrendszer középpontja(centruma) felé mutatóirány; P’

É – az egyenlítôészaki pólusa; P*

D, P*É – a

galaktikus egyenlítô pólusai

lük akkoriban egybeesô csillagképek nevét kapták. Minthogy a tavasz-pont visszafelé mozog – ez a tavaszpont precessziója –, ezért az állat-övi jegyek ma már nem esnek egybe a megfelelô csillagképekkel. Aprecesszió a tavaszpont eltolódását jelenti az ekliptikán (nappályán),amely fôleg a Nap és a Hold vonzása miatt áll elô.

A nap pályáját szinuszvonal alakjában ábrázoltuk, amely az égi egyen-lítót a 0h, 12h és 24h rektaszcenzióértéknél metszi. Tavasz kezdetekor,március 21-én a Nap az égi egyenlítô átlépésekor (0h) a régi számítás

A Nap látszólagos pályája a csillagképeken és az állatövi jegyeken át egy esztendôalatt; α = rektaszenzió; δ = deklináció. Az ábra tartalmazza a csillagképek határait.A Nap az egyenlítôn áll, ha δ = 0, és α = 0h, 12h, 24h; legnagyobb távolását δ =23,5°és α = 6h, 18h esetében éri el. Az 1-tôl 9-ig terjedô számok a Halaktól a Skorpióigterjedô csillagképeket jelentik, 10 – Kígyótartó, 11 – Nyilas, 12 – Bak, 13 – Vízön-tô

szerint a Halak csillagképben a Kos jegyébe lép. Június 21-én a Rák je-gyében (6h; Ikrek csillagkép) eléri az egyenlítôtôl számított legnagyobbészaki irányú távolságát.

Az állatövi jegyek

Kos Oroszlán Nyilas Bika Szûz Bak Ikrek Mérleg Vízöntô Rák Skorpió Halak

A Nap pályája szeptember 23-án metszi újra (23h) az egyenlítôt a Mér-leg jegyében (Szûz csillagkép). December 21-én a Bak jegyében (18h;Nyilas csillagkép) eléri az egyenlítôtôl számított legnagyobb déli irá-nyú távolságát. Ezután ismét közeledik az egyenlítôhöz, amelyet már-cius 21-én újra elér.A tavaszpont évente 50,3´´-et vándorol nyugat felé az állatövön. Ez2100 esztendô alatt mintegy 30°-ot és kb. 26 000 esztendô alatt 360°-ot tesz ki. Ez annyit jelent, hogy a tavaszpont 2100 évenként az állat-övnek egy új csillagképébe kerül, és 26 000 esztendô alatt befutja az ál-latöv valamennyi csillagképét. Minthogy az állatövi jegyeket – akár-

15

Precesszió

A tavaszpont precessziója

csak PTOLEMAIOSZ idejében – a Kossal kezdve, a tavaszponttól számít-juk, a jegyek ma már nem azonosak azokkal a csillagképekkel, ame-lyekrôl eredetileg a nevüket kapták. A tavaszpont már jó ideje a Halakcsillagképében van, és kereken 800 esztendô múlva eléri a Vízöntôt.A tavaszpontnak ezt a mozgását precessziónak (praecedere, lat., halad-ni), a 26 000 esztendôs idôközt pedig platóni vagy nagy évnek nevez-zük. Minthogy a csillagok helyzetét a tavaszpontra és az égi egyenlítô-re vonatkoztatjuk, ez a helyzet lassan, de folyamatosan változik. Éppenezért minden csillagtérképen szerepel, hogy a koordinátaértékek mi-lyen idôpontra vonatkoznak. A precesszió következtében az égi pólus,

Az egyenlítô északi pólusának vándorlása egy platóni esztendô alatt, jelenlegi hely-zet + 2000 a

a földtengely meghosszabbítása 23,5° távolságban vándorol az eklipti-ka pólusa körül. Az állatöv az égi egyenlítôt mintegy 23°30´ szög alatt

16

Platóni év

metszi. Ez az ekliptika ferdesége. A ferdeség az idôk során lassan vál-tozik. 1900-ban 23°27´ 8,26´´ volt az értéke, ami 1950-ben 23°26´44,83´´-re változott, 2000-ben pedig 23°26´ 21,42´´ lesz a nagysága.

A távolságmérés egységei

A gömbi koordináták csak a csillagok felé mutató irányt határozzákmeg. A csillagok r távolságát külön kell meghatározni.Az égimechanikában a földpálya ellipszisének a fél nagytengelyéthasználják csillagászati egységként (CsE): 2 CSE = 149 597 900 km.Trigonometriai összefüggések útján ebbôl adódik a parallaxismásod-perc, röviden parszek, rövidítése: pc. 1 pc az a távolság, amelybôl a csillagászati egység 1 ívmásodpercnyi szög alatt látszik. 1 pc = 2,063 · 105 CsE = 3,0857 · 1016 m = 3,086 · 1013 km. A csillag-közi (intersztelláris) térben a kiloparszek (1 kpc = 1000 pc), a galaxis-közi (intergalaktikus) térben pedig a megaparszek (1 Mpc = 106 pc)használatos. A számítások tekintetében kényelmetlen, és ezért távol-ságmegadásra már alig használatos az az idô, amely alatt a fénysugár akérdéses távolságot befutja. 1 fénymásodperc 3 · 108 m-nek, 1 fényév9,4605 · 1015 m-nek felel meg, ami pedig 0,307 pc.Ez az alapja minden csillagászati távolságmérésnek. Az ÁFN három-szögben szögmérés segítségével meghatározzuk a p parallaxist, vagyisa R és r oldal arányát. A Nap távolságának mérésekor az R alap a Földsugara, N a Föld középpontja, F egy pont a Föld felszínén, Á a Nap, r

17

A távolságegységek

Parallaxis sec.(Parszek.Röv.: pc)

Fényév

A trigonometriaimódszer

Az egyenlítôi pólusok ván-dorlása a Föld pörgettyû-ként való precessziója kö-vetkeztében. A nyilak amzgás irányát jelentik, ⊕ aföldi egyenlítôn levô pont, a Napot és a a tavasz-pontot jelöli

pedig a Nap távolsága a Földtôl. A csillagok távolságának mérésekoraz R alap a földpáylya sugara, N a Nap, F a Föld, Á egy állócsillag, rpedig ennek távolsága a Naptól. Ha p értékét ívmásodpercben határoz-zuk meg, úgy p–1 a parszekben kifejezett r távolság.

Az Á állócsillag p parallaxisának meghatározása; N – Nap; R – csillagászati egység;r – a csillag távolsága

Ha egy test rövidhullámú jelet vagy lézersugarat visszaver, ezek futá-sidejébôl a távolság nagyon pontosan meghatározható. Ezt a módszertcsak a bolygórendszeren belüli távolságok meghatározásánál alkalmaz-zák.

Ha ismerjük egy csillag M abszolút fényességét, úgy a mért m látszó-lagos fényességbôl az r távolság kiszámítható. Az az M abszolút fé-nyesség, amellyel a csillag 10 pc távolságból látszanék. A fotometriaitávolságmeghatározás döntô kérdése az M abszloút fényesség megha-tározása. A δ Cephei típusú változócsillagoknál az a helyzet, hogy azM fényesség a változási periódustól függ, vagyis a periódus és a fé-nyesség összefüggésébôl meghatározható. Az m látszólagos fényesség,az M abszolút fényesség és a parszekben kifejezett r távolság között akövetkezô összefüggés érvényes: M = m + 5–5 lg r.

Az idô és az idômértékek

Objektív folyamatok egymásutánjának és tartamának mérésére az idôthasználjuk. Idômértékül csak olyan folyamatok alkalmasak, amelyekperiodikusak és változatlan sebességgel folynak le. 1956-ig megfelelôidômértéknek számított a Földnek a tengelye körüli forgása. A másod-percet mint idôegységet a szoláris középnap 86 400-ad részeként defi-niálták. Az így definiált másodpercben a Föld forgásának egyenetlen-ségei miatt 10–8 s nagyságrendú ingadozások mutatkoztak. Ezért a má-sodperc meghatározásánál a Föld Nap körüli keringését vették figye-lembe, és másodpercenként az 1900-as tropikus év 31 556 925,9747-edrészét tekintik. A világidô és a zónaidô meghatározásához az efemerisidô szolgál alapul. Az idômérték alapegységeként 1967-ben, eleintecsak a fizikai méréseknél, az atommásodpercet vezették be. Ez a ma ér-

18

Radarmódszer

Fotometriai módszerek

vényes idôegység. A zónaidôk eltéréseit nemzetközi kooperációbankorrigálják.

Amikor a Föld a tengelye körül egyszer teljesen körülfordul, a megfi-gyelô meridiánja a világûrben ugyanazt a helyzetet foglalja el, mintelôzô nap. Attól függôen, hogy milyen égitestnek a delelését használ-juk fel ennek a helyzetnek a meghatározásához, a csillagnapról vagyszoláris napról beszélünk. Mind a csillag-, mind a szoláris napot 24órára, az órákat 60 percre, a perceket 60 másodpercre osztjuk.A csillagnap a tavaszpont két, egymás utáni delelése közti idô, amelyetaz éppen delelô csillagok rektaszcenziójából határoznak meg.A Nap delelése könnyen megfigyelhetô. Minthogy a Nap egy év alattlátszólag végighalad az ekliptikán nyugatról kelet felé – a látszólagosnapi mozgással ellentétes irányban –, azért a Föld egy teljes tengelyfor-gás után még majdnem 1°-kal kell hogy továbbforduljon ahhoz, hogya megfigyelés helyén a Nap újra a meridiánban legyen. A szoláris napezért kereken 4 perccel hosszabb a csillagnapnál.A valódi Nap azonban idômérônek nem alkalmas, mert nem egyenle-tes sebességgel mozog. A földpálya excentricitása miatt a Föld és en-nek következtében látszólag a Nap perihéliumban gyorsabban mozog,mint a féliumban (napközel, illetve naptávol). Ezért bevezettek egyegyenletes sebességgel mozgó fiktív középnapot, amely az ekliptika he-lyett az egyenlítôn végzi látszólagos évi mozgását, és a Nappal egy idô-ben halad át a tavaszponton.

A közepes szoláris nap ennek a fiktív középnapnak a két egymás utánidelelése között eltelt idô. Ez szigorúan véve – nem állandó.

A Nap és a középnap meridiánátmenetei közti különbség az idôegyen-let. Ezt a megállapodás szerint a szoláris idô és a közepes szoláris idôkülönbségeként képezik. A pozitív érték azt jelenti, hogy a Nap a kö-zépdél elôtt delel, illetve megfordítva.

Az idôegyenlet átlagértékei percekben kifejezve

január 1. –3,2 július 1. –3,5február1. –13,6 augusztus 1. –6,3március 1. –12,6 szeptember 1. +0,3április 1. –4,2 október 1. +10,0május 1. +2,9 november 1. +16,3június 1. +2,5 december 1. +11,2

A Hold fázisait már korán felhasználták idômértékként. A babilóniaiakés az arabok ezen az alapon számították ki az év hosszát (holdév).Többféle hosszúságú hónapot szokás megkülönböztetni.

19

A nap

A csillagnap

A szoláris nap

Idôegyenlet

A hónap

A különbözô hónapok; d – nap (dies); h – óra (hora); min – perc (mi-nutum); s – másodperc (secundum)

a hónap az idôtartam

szinodikus hónap 29 d 12 h 44 min 3 ssziderikus hónap 27 d 7 h 43 min 11 stropikus hónap 27 d 7 h 43 min 5 sdrakonikus hónap 27 d 5 h 5 min 36 sanomalisztikus hónap 27 d 13 h 18 min 33 sszoláris hónap 30 d 10 h 29 min 4 s

A közölt számok középértékek. A hónapok tényleges hossza a pályaza-varok következtében néhány órával is eltérhet a közölt értékektôl.Az év ugyan nem egész számú többszöröse a Hold keringésidejének,azonban 235 szinodikus hónap közel 19 teljes tropikus évet tesz ki, eza Meton-ciklus (METON, i. e. 450). A polgári hónap beosztás januártóldecemberig a Nap-hónapon alapszik, változó hosszának (28 és 31 napközött) történeti okai vannak.

Az év az az idôtartam, amely alatt a Nap látszólag egyszer teljesen kör-bejár az égbolton. Ezt az idôtartamot eredetileg a könnyebben megfi-gyelhetô Hold segítségével határozták meg, késôbb tértek rá a napjárásközvetlen megfigyelésére. A szabad holdév 12 holdkeringés összege,holdtöltétôl holdtöltéig számítva. Ez csak 354 nap. Hogy az évszakokmenetével egyezést érjenek el, szükség szerint, vagy elôírt szabály sze-rint (lásd Meton-ciklus), két- vagy háromévenként egy 13. hónapot ik-tattak be (kötött holdév).Háromféle csillagászati évet definiálunk: sziderikus, tropikus és ano-malisztikus évet. A sziderikus vagy csillagév az az idôköz, amely elte-lik a Napnak az ekliptika ugyanazon pontján való két, egymás utáni át-menete között. Ez tehát a Föld pontos keringésideje a Nap körül,amelynek a hossza szoláris középnapban 365 d 6 h 9 min 9 s, azaz365,2564 középnap.Idôszámításunk alapja a tropikus év. Ez az idôköz, amely a Napnak atavaszponton való két egymás utáni áthaladása között eltelik. Ezalatt atavaszpont az ekliptikán a Nap mozgásával ellentétes irányba 50,3 ív-másodperccel elvándorol, azért a Nap a tavaszpontot egy teljes kerin-gés elôtt éri el újból, vagyis a tropikus év rövidebb a sziderikusnál.

1 tropikus év hossza: 365 d 5 h 48 min 46 s, azaz 365,2422 nap.

Az anomalisztikus év az az idôköz, amely eltelik azalatt, amíg a Földkétszer egymás után áthalad a földpályának a Naphoz legközelebbi

20

Meton-ciklusPolgári hónap

Az év

A csillagászati évSziderikus év

Tropikus év

Anomalisztikus év

pontján. Minthogy ez a pont az ekliptikán évente átalagosan 11,5 ívmá-sodperccel elôrevándorol, az anomalisztikus év valaminvel hosszabb asziderikusnál, 365 d 6 h 13 min 53 s, azaz 365,2596 nap.Ezek az értékek szekulárisan, vagyis lassan és nem periodi-kusan, hosszú idô alatt változnak. A tropikus év jelenleg százévente0,00 006 16 nappal csökken, a sziderikus 0,000 000 11 nappal, az ano-malisztikus pedig 0,000 003 04 nappal nô.Igen nagy, de a szekuláris zavarok miatt pontosan ki nem számíthatóidôköz a nagy vagy platóni év.A csillagászati év ellenpárja a naptári év. A régi kultúrnépek csillagá-szainak egyik legfontosabb feladata a naptári év helyes hosszának amegállapítása volt. A nehézséget az okozza, hogy a napév nem állegész számú napból. Az egyiptomiak éve eredetileg 365 napból állott,úgyhogy 6 órával rövidebb volt a kelleténél. Ezért az i. e. 3. sz. köze-pén minden negyedik évbe egy szökônapot iktattak be. CAESAR az ôró-la elnevezett Julián-naptárban átvette ezt a szokást. A Julián-naptáréve azonban 365 d 6 h 11 s hosszúságával túl hosszú volt. A hiba a 16.sz.-ig már 10 napra növekedett. A XIII. GERGELY pápa által 1582-benbevezetett, ma érvényes Gergely-naptár azzal küszöböli ki ezt a hibát,hogy a szökônapokat a százzal osztható esztendôkbôl elhagyja, kivéve a négyszázzal oszthatókat. A Gergely-féle év középértékben365 d 5 h 49 min 12 s, azaz 365,2425 nap hosszú, tehát csak 26 másod-perccel, azaz 0,0003 nappal hosszabb a tropikus évnél. Ez az eltéréscsupán több mint 3000 esztendô alatt halmozódik egy nappá.

A szoláris középidô még mindig nem szigorúan egyenletes idômérték.A Hold és a Nap által okozott árapályjelenség a világtengerek partjainforgási energiát emészt fel, úgyhogy a Föld forgási sebessége lassancsökken, a nap hossza tehát nô. A szoláris középnap tartama jelenlegegy évszázad alatt 0,001 64 másodperccel nô. De a Föld forgásánakezenkívül még periodikus ingadozásai is vannak. Ezek az ingadozásoka nap hosszát a középértékhez viszonyítva mintegy 0,005 másodperc-cel változtatják meg.

Az ingadozások 1824-tôl 1955-ig. A Föld egyenletesen lassuló tengely körüli for-gásából adódó naphosszúság átlagértékétôl való eltérés (másodpercekben)

21

A naptári év

Julián-naptár

Gergely-naptár

Az efemeris idô

Szigorúan egyenletes idô a csillagászati évkönyvekben 1960 óta beve-zetett, ún. efemeris idô. Ezt nem a Föld változékony forgására, hanema bolygók szekulárisan gyakorlatilag változatlan közepes pályamozgá-saira vonatkoztatják. Ellenôrzése a Hold mozgásának a pontos megfi-gyelésével, továbbá kvarcórákkal és molekuláris órákkal való összeha-sonlítással történik. A kvarc- és molekuláris órák legjobb változataiegy évszázad alatt mindössze 3, illetve 0,0001 másodpercet tévednek.Az efemeris idô és a szoláris középidô közti ∆T különbség nem számít-ható ki elôre, csak utólag határozható meg. Az efemeris idônek csupána kiszámított és megfigyelt bolygómozgások összehasonlítása, vala-mint csillagászati események, pl. fogyatkozások megfigyelése szem-pontjából van jelentôsége.

Az efemeris idô és a közepes szoláris idô ∆T különbsége másodpercek-ben kifejezve. A földi óra késik, ha ∆T > 0

esztendô ∆T esztendô ∆T esztendô ∆T(közép) (közép) (közép)

1900,5 – 3,8 1925,5 +22,6 1950,5 +29,41905,5 + 3,3 1930,5 +23,2 1955,5 +31,61910,5 +10,3 1935,5 +23,6 1960,5 +33,31915,5 ‘16,4 1940,5 +24,3 1965,5 +36,01920,5 +20,5 1945,5 +26,6 1970,5 +40,3

Az azonos délkörön (meridiánon) fekvô helyeken mindenütt azonos ahelyi idô. A különbözô délkörök közti idôkülönbség hosszúsági fokon-ként 4 perc. Gyakorlatilag használható idôszámítás bevezetése végettkülönbözô országokból nagyobb földrajzi egységeket hoztak létre, ésitt egységes vagy zónaidôt alkalmaznak. A zónaidôt a London mellettiGreenwichen átmenô 0 délkörtôl keletre (+) és nyugatra (–) számítják.Az egyes zónaidôk a greenwichi helyi idôtôl kerek egész és fél órákbankülönböznek. A greenwichi helyi idôt világidônek vagy nyugat-európaizónaidônek nevezzük. A zónaidôk egyike a közép-európai zónaidô is,amely egy órával jár elôtte a nyugat-európai idônek.Egyes országokban a zónaidôtôl + 1 óra eltérés lehetséges, amennyibennyáron vagy egész évben nyári idôszámítást alkalmaznak. A csillagá-szati évkönyvekben ez külön nincs feltüntetve.A dátumválasztó nemzetközi megegyezés alapján megállapított olyanhatárvonal, amelynek átlépésekor a dátum és a hét napja megváltozik.Erre a 180. meridiánt (keleti és nyugati hosszúság) választották ki, mertezen a greenwichi nullmeridiántól keletre is, nyugatra is az egyre nö-vekvô idôkülönbség 12 órát ér el. Szibéria északkeleti részén, a Fidzsi-szigeteken és a Szamoa-szigeteken a dátumvonal gazdasági okok miatteltér ettôl a meridiántól. Amikor egy hajó a dátumvonalat kelet felôl

22

Az egységes vagy zónaidô

Greenwichi idô

A dátumválasztó

Kiválasztott példák a zónaidôre. OZ – zónaidô, λ – vonatkozási meri-dián, ∆ = OZ – világidô; * – szabályozással eltér 15°-kal a földrajzi me-ridiántól, pl. dekretális idô

λ OZ ∆

0° 12h 0Világidô, nyugat-európai idô: Izland, Nagy-Britannia, Írország, Portu-gália, Marokkó, Algéria, Guinea, Ghana

15° keleti hosszúság 13h +1hKözép-európai idô: Norvégia, Svédország, Dánia, Németország, Hol-landia, Belgium, Luxemburg, Franciaország, Cseh ország, Szlovákia,Ausztria, Magyarország, Svájc, Olaszország, Szerbia, Horvátország,Szlovénia, Albánia, Spanyolország, Tunézia, Nigéria, Kamerunk, Zai-re (nyugati rész), Kongó, Angola

30° keleti hosszúság 14h +2hKelet-európai idô: Finnország, Románia, Bulgária, Görögország, Török-ország, Libanon, Izrael, Jordánia, Líbia, Egyiptom, Szudán, Zaire (ke-leti rész), Mozambik, Dél-afrikai Köztársaság

45° keleti hosszúság 15h +3hOroszország II* zóna (moszkvai idô): Irak, Etiópai, Szomália, Kenya,Uganda, Tanzánia, Madagaszkár

521/2° keleti hosszúság 15h30min +3h30minIrán

60° keleti hosszúság 16h +4hOroszország III.* zóna (Gorkij): Mauritius

66°1/2° keleti hosszúság 16h30min +4h30minAfganisztán

75° keleti hosszúság 17h +5hOroszország IV.* zóna (Szverdlovszk): Pakisztán

821/2° keleti hosszúság 17h30min +5h30minIndia, Srí Lanka

90° keleti hosszúság 18h +6hOroszország V.* zóna (Omszk): Banglades

971/2° keleti hosszúság 18h30min +6h30minBurma

23

λ OZ ∆

105° keleti hosszúság 19h +7hOroszország VI* zóna (Krasznojarszk), dél-kínai part idô: Nyugat- ésDél-Kína, Laosz, Thaiföld, Szumátra, Jáva, Balí

1121/2° keleti hosszúság 19h +7h30minMalaysia

120° keleti hosszúság 20h +8hOroszország VII. zóna (Irkutszk), kínai parti idô: Kína keleti és délipartvidéke, Vietnam, Fülöp-szigetek, Borneó, Celebesz, Lombok,Nyugat-Ausztrália

135° keleti hosszúság 21h +9hOroszország VIII.* (Nyercsinszk, Jakutszk), közép-japáni idô: Japán,Mandzsúria, Korea

1421/2° keleti hosszúság 21h30min +9h30minDél-ausztráliai idô: Észak- és Dél-Ausztrália

150° keleti hosszúság 22h +10hOroszország IX.* zóna (Habarovszk), kelet-ausztráliai idô: Mariana-szigetek, Pápua Új-Guìnea, Queensland, Victoria, Új-Dél-Wales,Tasmania

165° keleti hosszúság 23h +11hOroszország X.* zóna (Magadan): Új-Hebridák

180° keleti hosszúság 24h +12Oroszország XI.* zóna (Korf, Petropavlovszk): Fidzsi, Új-Zéland

165° nyugati hosszúság 1h –11hOroszország XII.* zóna (Anadir): Alaszka (nyugati rész), Aleut-szigetek, Nyugat-Szamoa

150° nyugati hosszúság 2h –10hAlaszka, Hawaii

135° nyugati hosszúság 3h –9hAlaszka (keleti rész)

120° nyugati hosszúság 4h –8hPacific Standard Time: USA (csendes-óceáni partvidék), Kanada (nyu-gati rész)

24

λ OZ ∆

105° nyugati hosszúság 5h –7hMountain Standard Time: Kanada, USA, Mexikó (Északnyugati rész)

90° nyugati hosszúság 6h –6hCentral Standard Time: Kanada keleti része, USA keleti része, Mexikó(délkeleti rész), Nicaragua

75° nyugati hosszúság 7h –5hEastern Standard Time: Kanada keleti középvidéke, USA (keleti zóna),Kuba, Panama, Equador, Peru, Nyugat-Brazília

60° nyugati hosszúság 8h –4hIntercontinental Standard Time: Grönland (nyugati part), Kanada(keleti rész), Venezuela, Közép-Brazília, Bolívia, Paraguay, Chile

521/2° nyugati hosszúság 8h30min –3h30minLabrador, Suriname

45° nyugati hosszúság 9h –3hGrönland, Kelet-Brazília, Argentína, Uruguay

15° nyugati hosszúság 11h –1hIzland, Bissau Guinea

nyugat felé lépi át, a dátum további 24 órára megmarad. A következônapon ugyanazt a dátumot írják, mint az átlépés pillanatában. Pl. haéppen január elseje van, úgy még egy napig január elsejét számolnak.Ha viszont nyugatról kelet felé lépik át a dátumvonalat, akkor egynapot átugranak, pl. január elseje 24 óra után január harmadika 0 órakövetkezik. Aki tehát átlépi e dátumvonalat, látszólag egy napot veszítvagy egy napot nyer.

A naptár a mindennapi élet évszaki beosztását a Nap vagy a Holdjárásának megfelelôen szabályozza.A Gergely-naptár és elôdje, a Julián-naptár a 365,2422 napból állótropikus éven alapszik. A Julián-naptárt egyházi naptárként még ma ishasználja néhány ortodox (görögkeleti) nemzeti egyház. Az új keletinaptár, amelyet több ortodox nemzeti egyház 1923-ban vezetett be,majdnem azonos a Gergely-naptárral. A gergely-naptártól az elsôeltérés 2800-ban következik be, amely az új keleti naptár szerint nemszökôév. A következô szekuláris szökôév 2900-ban esedékes.A zsidó naptár a Hold-Nap-éven alapszik. Minthogy a holdév 12 szi-nodikus hónapja csupán 354 napot tartalmaz, egy 19 esztendôs ciklus

25

A naptár

Naptárformák

Új keleti naptár

Zsidó naptár

során hétszer iktatnak be egy egész hónapot, hogy meglegyen azösszhang az évszakok váltakozásával (lásd Meton-ciklus). A zsidó nap-tár szerint a hónapok hossza váltakozva 29 és 30 nap. A közönséges évhossza lehet 353, 354 vagy 355 nap, a szökôévé 383, 384 vagy 385 nap.Az évek számlálása i. e. 3761-ben kezdôdik.

Az aj – zsidó és az am – mohamedán naptári év kezdônapjának a GN– Gergely-naptár szerinti dátuma

aj GN am GN

5734 1973. szept. 27. 1294 1974. jan. 25.5735 1974. szept. 17. 1395 1975. jan. 14.5736 1975. szept. 6. 1396 1976. jan. 3.5737 1976. szept. 25. 1397 1976. dec. 23.5738 1977. szept. 13. 1398 1977. dec. 12.5739 1978. okt. 2. 1399 1978. dec. 2.5740 1979. szept. 22. 1400 1979. nov. 21.5741 1980. szept. 11. 1401 1980. nov. 9.

A mohamedán naptár 354, illetve 355 napos (szökôév), és a tisztaholdéven alapszik. Az idôszámítás kezdete MOHAMED meneküléseMedinába 622. július 16-án (hedzsra, arab, kivándorlás).A keresztény egyházakban húsvét, áldozócsütörtök és pünkösd a vál-tozó ünnepek. Húsvét napja az 1582-bôl származó egyházi szabályzatszerint a tavaszi holdtölte utáni elsô vasárnapra esik. Húsvét napjaennek megfelelôen március 22-e és április 25-e közé esik. Áldozó-csütörtök negyven napra húsvét után, pünkösd ötven napra húsvét utánesik (pentekosztosz, gör., ötvenedik).

A csillagászatban SCALIGER (1582) javaslatára folyamatos napszám-lálást, az ún. Julián-dátumot (J.D.) alkalmazzák. A naptár kezdetiidôpontja: i. e. 4713. január 1. 12h világidô J. D. 0,0). Az órákatperceket és másodperceket a nap törtrészével fejezik ki. A nap kezdete:déli 12 óra világidô.A J. D. bevezetése lehetôvé teszi nagy idôközök könnyûmeghatározását anélkül, hogy a hónapok és évek egyenlôtlen hosszátfigyelembe kellene venni. A fogyatkozások, bolygóállások, periodiku-san ismétlôdô jelenségek, pl. a változó fényû csillagok fényereje, sokévre és évszázadra elôre csak így számíthatók ki egyszerûen.

A táblázat szerint pl. 1910. március 1. Julián-dátuma 2 418 732 d. Afenti táblázatból megállapítható, hogy október15-ig még 228 nap vanhátra. Így 1910. október 15. Julián-dátumát e kettô összege, 2 418 960adja meg. Ugyanígy, 2 443 204 d jelenti 1977. március 1-ét, amibôl

26

Mohamedán naptár

Változó ünnepek

Julián-dátum

Március elseje 12 óra világidô Julián-dátuma

év Julián-dátum év Julián-dátum év Julián-dátum

1850 2 396 818 1973 2 441 743 1987 2 446 8561900 2 415 080 1974 42 108 1988 472221910 18 732 1975 42 473 1989 47 5871920 22 385 1976 42 839 1990 47 9521930 26 037 1977 43 204 1991 48 3171940 29 690 1978 43 569 1992 48 6831950 33 342 1979 43 934 1993 49 0481960 36 995 1980 44 300 1994 49 4131965 38 821 1981 44 665 1995 49 7781968 39 917 1982 45 030 1996 50 1441969 40 282 1983 45 395 1997 50 5091970 40 647 1984 45 761 1998 50 8741971 41 012 1985 46 126 1999 51 2391972 41 378 1986 46 491 2000 51 605

A március elsejétôl eltelt napok száma (a hónapokat római számokkaljelöltük)

1. 5. 10. 15. 20. 25. 30.

III 0 4 9 14 19 24 29IV 31 35 40 45 50 55 60V 61 65 70 75 80 85 90VI 92 96 101 106 111 116 121VII 122 126 131 136 141 146 151VIII 153 157 162 167 172 177 182IX 184 188 193 198 203 208 213X 214 218 223 228 233 238 243XI 245 249 254 259 264 269 274XII 275 279 284 289 294 299 304I 306 310 315 320 325 330 335II 337 341 246 351 356 361

364 d hozzáadásával a következô év február 28-át kapjuk. 1978.február 28. Julián-dátuma tehát: 2 443 568 d. 1910. október 10-tôl1978. február 28-ig így 2 443 568 d – 2 418 960 d = 24 608 d teltel.

27

Öröknaptár (1901-tôl 2008-ig)

A táblázat alapján kiszámíthatók egy adott éven belül az idôpontoknapokban vett távolságai. A számlálást március 1-vel kezdik, hogykényelmesen figyelembe vehessék a szökôév és a rendes naptári évközötti eltérést. A pontosabb számításoknál az órákat, perceket ésmásodperceket a nap törtrészeiben fejezik ki. Ha egy változócsillagmaximumát 1969. augusztus 14-én 23 h 34 min 31 s-kor észlelték, ezazt jelenti, hogy pl. 1969 március 1-tôl a maximumig 166,482 303 dtelt el. Ha a csillag periódusa 128,1289 d, akkor 1969. március 1-tôl akövetkezô maximumig 294,611 203 d, azaz 294 d 14 h 40 min 8 s telikel. 294 d múlva 1969. december 20. 12 h lesz, így a második maximumidejére 1969. december 21. 2 h 40 min 8 s adódik.Az a kérdés, hogy egy bizonyos múltbeli vagy jövôbeni dátum a hétmelyik napjára esik, az ún. öröknaptár segítségével válaszolható meg.

A Hold

A Hold látszólagos átmérôje a telihold átmérôjével egyezik meg, és ez függ a távolságtól. Középértéke 31´5´´. A Hold igazi átmérôje0,27 földátmérô, azaz 3476 km. A Hold tömege a Föld tömegének0,0123-ed része, vagyis 7,35 · 1025 g. A Hold sûrûsége 3,34 g/cm3, azaza Föld sûrûségének a 0,61 része. A gravitációs gyorsulás csupán161,93 cm/s2, vagyis a földinek 1/6-a.

28

Öröknaptár

A Hold jellemzôadatai

A Hold távolsága a Földtôl 356 400 km és 406 700 km között változik,a középértéke 384 404 km. Ha a Holdnak a Föld körüli pályáját ellip-szisként ábrázoljuk, ennek a numerikus excentricitása 0,055,pályasíkjának az ekliptikával alkotott szöge 5°8´43´´. A fel-szálló csomópont közti két átmenet között a drakonikus keringésidô27,212 22 nap. A két újhold közti szinodikus keringésidô 29,530 59nap, az ugyanazon csillagig való visszatérésig tartó sziderikus keringésidô pedig 27,321 66 nap. A Holdnak a tengely körüli forgása

A Hold sziderikus és szinodikus keringése

kötött forgás, tartama megegyezik a Föld körüli sziderikus ke-ringésidôvel. A Hold ezért mindig ugyanazt a felét fordítja a Föld felé.Ennek ellenére a Földrôl a Hold felszínének az 59%-a figyelhetô meg.A Földnek ugyanarról a helyérôl nyugatra és keletre azért lehet belát-ni, mert a Hold pályasebessége nem állandó, észak és dél felé pedigazért, mert a pályasíkja ferde Földéhez képest. A Holdnak a Földrôlnem látható oldaláról elôször a Lunyik III, késôbb a Zond-3 és a LunarOrbiter holdszatellit, valamint az Apollo-ûrhajók készítettekfelvételeket. A Hold heliocentrikus pályája váltakozóan erôsebben,illetve kevésbé görbült ellipszis. Ez a Föld és a Hold tömegközéppont-jának a pályáját, amelyet földpályának szoktunk nevezni, és amelymeghatározza az ekliptika helyzetét, évente kereken 12 és félszer met-szi. Ha ezt a földpályát 6 cm sugarú kör alakjában ábrázoljuk, úgy aholdellipszis a 0,3 mm vonalvastagságon belül marad.Albedónak nevezik egy felület fényvisszaverô képességét. A Holdalbedója csupán 7,3%, ami rendkívül kicsiny, és arra vall, hogy a fel-színi kôzetei igen sötétek, hasonlók a földi vulkáni hamukhoz éstufákhoz.A hamuszürke fény, amelynek a fényrendje –1,6 magnitúdó és amelyetfôként tavasszal este és ôsszel napfelkelte elôtt a Hold Nap által megnem világított részen láthatunk, a Föld által „megvilágított” holdgömbvisszfénye. Nagyságából ki lehet számítani a Föld albedóját, amely

29

Albedó

40%, tehát igen nagy érték. A telihold legnagyobb látszólagos vizuálisfényessége –12,74 magnitúdó. Ha a Nap a zeniten áll, a Hold felszínihômérséklete +130 °C, az éjszakai oldalon viszont –150 °C. A nagyhômérséklet-különbséget az okozza, hogy a Holdnak nincsen légköre.Ha a Holdnak egyáltalában volt valaha légköre, az a kis vonzóerôkövetkezétben már régen kiszökött a világûrbe, csupán némi nyomamaradhatott meg. A 3-70 cm közötti rádiófrekvenciás hullámhossztar-tományban végzett mérések tanúsága szerint a holdfelszín alatt néhányméterrel a hômérséklet megközelítôleg állandó, mintegy +30 °C.

A Hold fázisait a Holdnak a Föld körüli keringées okozza. Az újholdkét egymás utáni bekövetkezése közti idôt szinodikus hónapnak nevez-zük. A holdpályának a látszólagos nappályával, az ekliptikával való kishajlásszöge következtében a telihold télen, a növekvô Hold tavasszal,a fogyó Hold pedig ôsszel áll olyan magasan, mint a Nap nyáron.

A Hold állásai vagy konstellációi és a holdfázisok létrejötte

Napfogyatkozás csak akkor következhet be, amikor a Hold a Föld és aNap közé kerül, azaz újholdkor. Ha a Hold pontosan az ekliptikánmozogna, úgy minden újholdkor napfogyatkozás következnék be. Aholdpálya azonban a nappályát két pontban, a holdpálya-csomópontok-ban, valamivel 5° fölötti szögben metszi. Amikor a Hold délrôl északfelé metszi az ekliptikát, a felszálló csomón halad át. Ezzel szembenhelyezkedik el a leszálló csomó. Ezek a csomópontok az ekliptikán18 év és 7 és fél hónap alatt egyszer visszafelé végighaladnak.Napfogyatkozás csak akkor következhet be, ha a Hold a pályán a

30

A Hold fázisai és a fogyatkozások

Napfogyatkozás

csomóponttól nincsen 16°-nál nagyobb távolságra. Valójában a Földsötétedik el, mégpedig csupán egy keskeny sávban, amelynek ahelyzete fogyatkozásonként változó. Ha a Hold a Napot a Föld vala-mely pontjáról nézve eltakarja, úgy a napfogyatkozás a kérdéses helyenteljes. Ha a fogyatkozás akkor következik be, amikor a Hold a leg-nagyobb távolságban van a Földtôl, úgy a Hold korongja nem elégnagy ahhoz, hogy a Napot teljesen elfedje. Ekkor gyûrûs napfo-gyatkozásról van szó. Ha a teljes fogyatkozás zónája mentén a fo-gyatkozás kezdetben gyûrûs és késôbb teljes, vagy megfordítva, úgy afogyatkozást gyûrûs-teljesnek nevezzük. A teljes fogyatkozászónájában a sötétség tartama a legkedvezôbb esetben 7,5 perc lehet. Ateljes fogyatkozási zóna két oldalán több ezer kilométer távolságra aHold a Napot csak részlegesen takarja el.Holdfogyatkozás csak akkor következhet be, amikor a Föld-Hold aHold és a Nap közé kerül, vagyis holdtöltekor. A Hold távolsága acsomóponttól eközben nem lehet nagyobb 10°-nál. Az árnyékmagjában a Föld egészen eltakarja a Nap tányérját, a félárnyékban csakrészben. A holdkorong áthaladásának a tartama centrális fogyatkozás-nál mintegy 4 óra.

A teljes holdfogyatkozások táblázata 1950-tôl 2000-ig. A hónapokatrómai számokkal jelöltük

1950. IV. 2. IX. 26. 1975. V. 25; XI. 18.1953. I. 29. VII. 26. 1978. III. 24; IX. 16.1954. I. 19. 1970. IX. 6.1956. XI. 18. 1982. I. 9. VI. 6; XII. 30.1957. V. 13. XI. 7. 1985. V. 4. X. 28.1960. III. 13. IX. 5. 1986. IV. 24. X. 17.1961. VIII. 26. 1989. II. 20. VIII. 17.1963. XII. 30. 1990. II. 9.1964. VI. 25. XII. 19. 1992. XII. 9.1967. IV. 24. X. 18. 1993. VI. 4. XI. 29.1968. IV. 13. X. 6. 1996. IV. 4. IX. 27.1971. II. 10. VIII. 6. 197. IX. 16.1972. I. 30. 2000. I. 20.1974. XI. 29.

A felszálló csomóponton való két egymás utáni áthaladás közti idôtar-tamot drakonikus hónapnak nevezzük. A nap- és holdfogyatkozásokhasonló jellegû visszatéréséhez nyilvánvalóan az szükséges, hogy adrakonikus hónapok egy egész számú többszöröse lehetôleg egyenlôlegyen a szinodikus hónap egy egész számú többszörösével. Ez a felté-tel kereken 242 drakonikus hónap esetére teljesül, amely 223 szi-nodikus hónappal, azaz 18 évvel és 11 1/2 nappal egyenlô. Ezt az ún.

31

Gyûrûs és teljes napfogyatkozás

Holdfogyatkozás

Drakonikus hónap

Holdfogyatkozás menete. A Földárnyéka az ekliptikán a Földrôlnézve kör alakú. A Napot a megfi-gyelô háta mögé kell képzelni. Azárnyék magjában a Föld teljeseneltakarja a napkorongot, afélárnyékban csak részlegesentakarja; M – Hold; a, b, c a külön-féle holdpályákat ábrázolja

Szárosz-ciklust már az ókorban is ismerték.A Földnek ugyanazon a pontján a holdfogyatkozások száma gyakoribb,mint a napfogyatkozásoké, a Föld egészére vonatkoztatva azonbanfordított a helyzet. A Hold tényleg elsötétül, és ez a folyamat minden-hol látható a Földön, ahol a Hold a horizont fölött áll.

A Holdnak a Föld félárnyékán való áthaladása szinte észre sem vehetô.Az a rézvörös szín, amelyet a Hold teljes fogyatkozás közben felvesz,attól a vöröses fénytôl ered, amelyet a földi légkörnek a Föld mértaniteljes árnyékkúpja felé való fénytörése okoz.

A Hold felszínére olyan képzôdmények jellemzôk, amelyek a Földöncsak kivételesen fordulnak elô. A szabad szemmel is látható sötétfelületek nagy alföldek, amelyeket tengereknek is neveznek (latinulmare; többes szám: maria). Elsôsorban a Hold felénk forduló oldalánláthatók. A legtipikusabb képzôdmények azonban, nagyság szerintcsökkenô sorrendben, a többnyire kerek mélyedések, gyûrûs hegységekés kráterek. A faluk kifelé enyhén, befelé meredeken lejt, és a kráterközepén rendszerint egy vagy több hegykúp emelkedik. A nagy gyûrûshegységek fala sokszor 3000-4000 m-rel magasabbak a középrésznél.A legmagasabb holdhegyek több mint 8000 m-re magasodnak ki akörnyezetükbôl.A lyukkráterek a holdtalaj félgömb alakú bemélyedései. A gyûrûsképzôdmények nagysága igen változó, az átmérôjük néhány méter éstöbb mint 200 km között ingadozik. Számuk fôként a déli póluson és aHold ellentétes oldalán igen nagy.A hegyláncok és a hegyek gyakran kiemelkednek a holdfelszín fölé.A rianások a felszín beszakadásai. Szakadékok vagy barázdákalakjában még a hegyláncokon, a kráterfalakon és a krátereken isáthaladnak. Hosszúságuk néha még a 400 km-t is túllépi. Máig rejté-lyesek azok a világos sávok, amelyek a nagy gyûrûs hegységekbôl(pl. Tycho, Kopernikusz) sugarasan kiindulva, egyenes vonalban ha-

32

Szárosz-ciklus

A holdfelszín

ladnak végig hegyeken és krátereken, néha több száz kilométerhosszúságban.A holdfelszín finomszerkezetérôl már a simán leszálló Luna-9 ésSurveyor holdszondák is szolgáltattak adatokat 1966-tól 1968-ig.Gazdag ismereteket hozott az ember Holdra szálása. Pl. ALDRIN ésARMSTRONG, akik az elsô holdutazást végezték. 1969. július 20-nértek Holdat a Mare Tranquillitatisban, és fontos eredményeket szol-gáltattak az irányított automatikus holdjármûvek is, mint pl. aLunahod. A holdfelszín egy része különbözô méretû kövekkel borí-tott görgeteges vidék, más helyeken pedig porózus, morzsalékosanyagréteg alkotja a felszínt. Mindez a napszél, a kozmikus sugárzásés a meteoritok eróziós hatásaként jött létre. Számos, nyilvánvalóan ameteoritbecsapódások során megolvadt, üvegszerû darabkát is lehettalálni. A kôzetek a földi bazalthoz hasonlóak, és fôként a Földön isismert érceket tartalmazzák. Az elemgyakoriság helyrôl helyre vál-tozik. A kôzetek kora a lelôhelytôl függôen 2-3,6 milliárd év közötti,a Mare Tranquillitatisból származó porban 4,7 milliárd éves szem-cséket is találtak. A holdképzôdmények keletkezését illetôen mégeltérôek a vélemények. Sok jelenség a belsô okok – tektonikus erôk,vulkanizmus – mellett tanúskodik, míg mások külsô hatásokra,meteoritbecsapódásokra utalnak. Valószínû, hogy mindkét folyamat-nak döntô szerepe volt a holdfelszín mai arculatának kialakításában.

A Nap

A Nap látszólagos átmérôje az égbolton 31´ 59,2´´. Ingadozásait a Földés a Nap távolságának a változása okozza. A távolság perihélium-ban (napközelben) 1,471 · 108 km, aféliumban (naptávolban) pedig1,521 ·108 km. A középérték a csillagászati vagy asztronómiai egység(CsE, illetve AE): 149 597 900 km. Szokták a távolságot a közepesegyenlítôi-horizontális parallaxissal is megadni. Ez az a szög, amelyalatt a Föld egyenlítôi sugara a Nap középpontjából látszik. Ennek a szögnek a nagysága 8,794 ívmásodperc. A Nap valódi átmérôje1,392 · 106 km, térfogata 1,412 · 1033 cm3, tömege 1,99 · 1033 g,közepes sûrûsége pedig 1,41 g/cm3. Tömege 746-szor akkora, mintvalamennyi bolygóé együttvéve, és a Föld tömegének a 333 000-szerese. A nehézségi gyorsulás a Nap felületén 274 m/s2, ez kereken27-szer nagyobb, mint a Föld felületén. A Nap helyzeti energiája 7,4 ·1041 Nm, ennyi munkát kellene végezni, ha egész tömegét mindenhatáron túl szét akarnánk szórni. Tengely körüli forgásának a tartamanem egységes, 25-31 nap. A leggyorsabban forognak az egyenlítôirétegek. Lassú forgása miatt a Nap lapultsága olyan kicsi, hogy nemmutatható ki. A Nap közepes szögsebessége a meridiánhoz viszonyítva15´´/s, a tavaszponthoz viszonyítva pedig 4,11 · 10–2n/s. A környezôcsillagokhoz képest a Nap 20 km/s sebességgel mozog az apex, azéggömb α = 271°, δ = +30° helyzetû pontja felé. A Tejút közép-

33

A Nap fontosabbadatai

pontjához viszonyított sebessége 215 km/s, és az α = 313°, δ = +46°helyzetû pont felé irányul. Bolometrikus fényességét, mbol = –26,85magnítudó (–26,m85), a valamennyi hullámhosszat magában foglalóösszsugárzásból, a fotovizuális fényességet, mpv = –26,m86, és afotografikus fényességt, mpg = –26,m41, az emberi szem, illetve a közön-séges fényképészeti emulzió érzékenységi tartománya alapján határoz-zák meg. Ezeknek az értékeknek r = 10 pc távolságban az alábbiabszolút fényességek felelnek meg: Mbol = 4,m72, Mpv = 4,m71 és Mpg = 5,m16. A színindex tehát a következô: mpg–mpv = 0,m45. A Napspektrális típusa G2, fényerôosztálya V, effektív felületi hômérséklete5785 K. Összsugárzása, az egy másodperc alatt kisugárzott összenergianagysága, 3,90 · 1026 J. A Föld légkörén kívül egy négyzetcentiméterenpercenként 8,25 J energia halad át, ez az ún. napállandó vagy szolárisállandó. A napfény közepes fénysûrûsége a Földön 2,08 · 109 cd/m2,fényereje 3,16 · 1027 cd, a megvilágítás erôssége pedig 1,41 · 105 lx.

A látható fény a fotoszférából származik. Ez kereken 400 km vastagréteg, amely 10–7 g/cm3 sûrûségû és 6000 K közepes hômérsékletû izzógázokból áll. E réteg fényelnyelése következtében az alatta fekvô for-róbb rétegek nem láthatók. A fotoszféra fölött több ezer kilométer ma-gasságig terjed a kromoszféra (chroma, gör., szín). Ez a teljes napfo-gyatkozáskor vöröslô lángtengerként tündöklik a holdtányér peremén.A gázsûrûség a kromoszférában 10–11 g/cm3-rôl kifelé haladva 10–15 f/cm3-re csökken, miközben a hômérséklet 300 000K-reemelkedik A kromoszféra fölötti nagyon ritka napkoronában a sûrûség10–16 g/cm3 és 10–19 g/cm3 között van. A hômérséklet a koronábanmintegy 106 K. Ez a hômérséklet az atomok mozgási energiájárajellemzô, a szilárd testek egyensúlyi hômérséklete jóval ezen érték alattmarad. A napfogyatkozások alkalmával látható korona több milliókilométernyire belenyúlik a bolygóközi térségbe.Sugaras szerkezetû, és szerkezete a napfoltciklus során erôsen változó.A napfoltmaximum idején a koronasugarak egyenletesen haladnakminden irányba, a minimum idején azonban a pólusok felé erôsenmegrövidülnek. A korona valószínûleg a fotoszféra felôl hevül fel,akusztikus hullámoktól származó lökéshullámok következtében.Színképében megtalálhatók a 10–15-ször ionizált vas színképvonalai.A napatmoszférának nincsen éles külsô határa. A mûholdas megfi-gyelések szerint a Nap által kilökött plazma a Föld közelében is kimu-tatható. Ez a plazma protonokból és elektronokból áll, és napszélneknevezik.A fotoszféra legfelsô és a kromoszféra legalsó rétegében levô kishômérsékletû gázok a fotoszférából eredô fénybôl elnyelik azokat afrekvenciákat, amelyeket (magasabb hômérsékleten) maguk kibocsá-tanak. A fotoszféra folytonos spektrumában ezért sötét vonalak, az ún.Fraunhofer-féle vonalak jelennek meg. Napfogyatkozáskor azonban afotoszféra fényét a Hold takarja. Ekkor a fotoszféra fölötti gázok által

34

A Nap légköre

Napkorona

Napfoltciklus

Napszél

Fraunhofer vonalak

oldalra kisugárzott fényben éppen a spektrumnak azon a helyeinkapunk világos vonalakat, ahol egyébként sötét vonalakat látunk. Eztvillámspektrumnak nevezzük. A fraunhofer-féle vonalak segítségévelsikerült kimutatni, hogy a földi elemek közül 57 a Napon is elôfordul.Ilyen elmemek egyebek között: a hidrogén, a hélium, az oxigén, anitrogén, a szén, a vas, a magnézium, a nátrium, a kálium, a kalcium ésaz alumínium. Az elemek gyakorisága a következô: 75% hidrogén,23%, hélium, 2% nehézelem.

A fotoszféra granulációt mutat, aminek következtében a Napfelületének középsô része szemcsés szerkezetûnek látszik. A szemcsésképzôdmények mintegy ezer kilométer átmérôjû örvények, amelyeketfelfelé irányuló csôszerû áramlások hoznak létre, és hôleadás közbennéhány perc alatt feloszlanak.A napfoltok hômésréklete kereken 1200 fokkal alacsonyabb, mint akörnyezetüké. A fotoszféra alatti mélyebb rétegekben mágnesesörvények következtében keletkeznek, és áttörik a fotoszférát. A nap-foltokban a mágneses térerôsség néha a 3,2 · 105 A/m-t is eléri, holotta Föld mágneses mezejének az erôssége mindössze 40 A/m. A nagy-obb napfoltok több tengelyfordulást is túlélhetnek. Az eddig megfi-gyelt legnagyobb napfolt átmérôje elérte a földátmérô 18-szorosát. Afoltgyakoriság mértéke a napfolt-relatívszám: R = 10 g + f, ahol g afoltcsoportok száma, f pedig az összes foltok száma. A maximum és aminimum értéke ciklusonként változó. A növekedés maximum felégyorsabb, mint a csökkenés a minimum felé. Az új ciklus elsô foltjaiközepes szélességen jelennek meg, az utolsók pedig az egyenlítô

A napfoltok gyakorisága 1745-tôl 1975-ig

közvetlen közelében figyelhetôk meg. A foltok száma a napegyen-lítôtôl északra és délre 20°-ra a legnagyobb. A 200 fölötti csúcs-értékeket, amelyeket 1947 májusában, 1956 februárjában és 1957novemberében észleltek, a napfoltok száma évszázadok óta nem érte el.A napfáklyák fényessége és hômérséklete nagyobb, mint akörnyezetüké. Többnyire a napfoltok közelében lépnek fel, fénylôfoltok és hosszú fényerek alakjában jelentkeznek, és a legjobban a nap-

35

A különbözô napjelenségekGranuláció

Napfoltok

Napfáklyák

korongszélén figyelhetôk meg. Átlagos élettartamuk 15 nap, ami sok-szor hosszabb, mint a hozzájuk tartozó foltoké.Eruptív protuberanciák 400 km/s sebességgel sodródnak ki egészen 1millió km távolságig, majd visszasüllyednek, miközben hat rájuk a Napmágneses tere. A felszálló protuberanciák leválnak a Napról, és eltûn-nek a világûrben. A napkorongra vetülô protuberanciák ún. filamen-tumok (sötét fonalak) alakjában válnak láthatóvá.Többnyire foltcsoportokon belül lépnek fel mint igen gyorsan növekvôvilágos kitörések. Csak percekig, legfeljebb órákig tartanak, azonbanugyanazon a helyen sokszor több órás idôközökben megismétlôdnek.Közben az elektromágneses hullámokon kívül részecskefelhôk is ki-sodródnak a Napból, pl. proton- vagy elektronfelhôk. Sebességükelérheti a 150 000 km/s értéket is, azaz a fénysebesség felét. Az ener-giafelszabadulás mértéke 1025 Nm, ami 50 millió hidrogénbomba rob-banóerejének felel meg.A Nap aktivitási központjaiból kiinduló sugaraknak ésrészecskeáramoknak hatásuk van a Föld légkörére is. Ezek a hatásokpl. sarki fény, mágneses viharok, rádió-összeköttetési zavarokalakjában jelentkeznek.

A Nap rádiósugárzása a centiméteres és a méteres hullámok sávjábanfigelhetô meg. A rádiónap jóval nagyobb, mint a látható napkorong,minthogy a rádiósugárzás forrása fôként a korona. Elsôsorban a na-gyobb hullámhosszúságú, méteres hullámok érkeznek olyan tar-tományokból, amelyek több napsugárnyira vannak a korong közép-pontjától.Különbséget teszünk a nyugodt Nap és az aktív Nap rádiósugárzásaközött. A nyugodt Nap sugárzása csupán a napfoltminimum idejénfigyelhetô meg.Az aktív Nap rádiósugárzása két összetevôbôl áll. A lassan változóösszetevô szoros összefüggésben áll a napfoltciklussal, és a koronaalsó részében, a foltcsoportok fölött van a forrása. A gyorsan változóösszetevô rádióviharokból, amelyek néhány óráig, esetleg napokigtartanak, és rádiókitörésekbôl, illetve burstökbôl állnak. Az utóbbiakmásodpercek vagy percek alatt zajlanak le. Ez az összetevô gyakrankapcsolódik a kromoszféra erupciókhoz. Amennyiben közel fény-sebességgel haladó relativisztikus elektronok sodródnak ki, ezekmágneses térben való mozgásuk közben szinkrotronsugárzást (IV-estípusú burst) bocsátanak ki. Gyorsan táguló gázfelhôk lökésfront-jában levô plazma rezgése II-es és III-as típusú burstöt idéz elô, és asugárzás egy keskeny színképi sávra korlátozódik, amely azonbannagyon gyorsan széles frekvenciasávra terjed ki. Ezt a jelenségetfrekvenciadriftnek nevezik. Hogy a rádiókitörések jellemzôit, így azintenzitást és a frekvenciát az idô függvényében tanulmányoznilehessen, dinamikus rádióspektrumrögzítést végeznek. Távoli csil-lagok, napok rádiósugárzása is eljut hozzánk. Ezek elemzését végzi a

36

Eruptív protuberanciák

Kromoszféra-erupciók

A Nap rádiósugárzása

Rádióvihar

rádiócsillagászat. A kvazárok megfigyelése a dolga. A kvazár csil-lagszerû rádióforrás, amelynek színképében vörös eltolódás figyel-hetô meg.

A Nap középpontjában a hômérséklet 15 millió fok, a nyomás a földiatmoszféra nyomásának 2 · 1011-szerese, a sûrûség 100 g/cm3, aprotonok közepes sebessége 600 km/s. A magas hômérsékletkövetkeztében az atomok jelentôs hányadának olyan nagy asebessége, hogy az összeütközések atommagreakciókat ered-ményeznek. A proton-proton reakció, vagy röviden pp-reakciókövetkeztében összesen négy hidrogénatomból egy héliumatomképzôdik, és közben sugárzás és az atomok mozgási energiájaalakjában 26,2 MeV = 4,19 · 10–12 Nm energia szabadul fel. A közép-pontban a Nap anyagának minden grammja másodpercenként 2 · 10–6

Nm energiát termel.A folyamat erôs hômérséklet-függôsége következtében az energiater-melés a Nap központi tartományára korlátozódik. A teljes sugárzásiteljesítmény 90%-a a Nap sugarának 0,2 részével egyenlô sugarúgömbön belül termelôdik. Ez a rész a Nap tömegének a 35%-át tartal-mazza. Középen a hidrogéntartalom a héliumtartalom javára a fejlôdéssorán 50%-ra csökkent. De a még fel nem használt energiatartalékelég ahhoz, hogy a Nap jelenlegi sugárzását még 10 millárd esztendeig fenntartsa.A pp-reakció során képzôdött neutrínó akadálytalanul elhagyja aNapot, mert az atommagokkal szinte semmilyen kölcsönhatásba semlép. Ez a neutrínó 0,26 MeV nagyságrendû energiáját magával viszi,ami a Nap számára haszontalanul veszendôbe megy. A Napról eredôneutrínóáramot azonban még a gondosan elôkészített kísérletekellenére sem sikerült eddig kimutatni. Ha e neutrínók segítségévelközvetlenül a Nap közepébe „pillanthatnánk”, kialakulhatna az ún.neutrínócsillagászat.

A Naprendszer

A Naprendszer 9 nagybolygóból, a körülöttük keringô 33 holddal, szá-mos kisbolygóból (össztömegük mintegy 0,001 része a Földtömegének), 1010–1011 számú üstökösbôl és meteorból áll, amelyekbôleddig kereken 30 meteorrajt figyeltek meg. A kisbolygók közül 1973-ig 1813-at katalogzáltak, és legalább 4000-et egyszer észleltek.Számukat a 20. nagyságrendig bezárólag 75 000-re becsülik. Azüstökösök ismert száma 1600, amelyek közül 94-nek a keringésidejekisebb 200 esztendônél.

A Nap fénye nyolc egész egyharmad perc alatt ér a Földre, a Plutobolygót pedig 5 és fél óra alatt éri el. A Naprendszer 109 : 1 arányúmodellje jól szemlélteti a viszonyokat.

37

Kvazárok

A Nap energiatermelése

Proton-proton reakció,

Távolságok és nagyságrendek a Naprendszerben

A Naprendszer 109 : 1 arányú modellje; d – átmérô milliméterben; r –a Naptól számított távolság méterben – a Nap itt egy 1,4 m átmérôjûgömb

bolygó nagyság d r

Merkur borsó 5 58Vénusz cseresznye 12 108Föld cseresznye 13 150Mars borsó 7 228Jupiter kókuszdió 143 778Szaturnusz kókuszdió 121 1400Uránusz alma 48 2900Neptunusz alma 45 4500Pluto cseresznye 14 5900

Ebben a léptékben 106 km 1 m-re csökken, és a Napból 1,4 m átmérôjûsugárzó gömb lesz.

A Bolygóknak a Nap körüli keringése három Kepler-törvény szerintfolyik le. Ezek a következôk:

1. A bolygók a Nap körül olyan ellipszispályán keringenek, amelynekaz egyik gyújtópontjában áll a Nap.2. A bolygót a Nappal összekötô egyenes, azaz a vezérsugár vagyrádiuszvektor egyenlô idôk alatt egyenlô területeket súrol.

Egy bolygó rádiuszvektora egyenlô idôk alatt egyenlô területeket súrol; F1 – az agyújtópont, amelyben a Nap áll; AM = BM = α – a pályaellipszis fél nagytengelye;CD – kistengely; M – az ellipszis középpontja

38

Kepler-törvények

Ebbôl következik, hogy a bolygók napközelben gyorsabban mozognak,mint naptávolságban.3. A bolygók T keringésidejének a négyzetei úgy aránylanak, mint a félnagytengelyek köbei, vagyis a3 arányos T2-tel, azaz a3/T2 = állandó. Acentiméter és a másodperc (s) egységeket használva, az állandónagysága 3,38 · 1024 cm3/s2. Ha a értékét csilalgászati egységekben, Tértékét években adjuk meg, az állandó értéke 1 lesz.

Példák KEPLER harmadik törvényére. Az a középtávolságot csil-lagászati egységekben (CsE), a T keringésidôt években adjuk meg

a T a3 T2

Merkur 0,3871 0,2408 0,0580 0,0580Vénusz 0,7233 0,6152 0,3784 0,3785Föld 1,0000 1,0000 1,0000 1,0000Mars 1,5237 1,8808 3,5375 3,5374Jupiter 5,203 11,862 140,8 140,7Szaturnusz 9,539 29,457 867,9 867,7

NEWTON a Kepler-törvényekbôl levezette az F = G · m1m2/r2 gravitá-ciós törvényt. E törvény szerint az az F erô, amellyel az m1 és m2tömegek vonzzák egymást, egyenesen arányos a tömegek m1m2 szor-zatával, és fordítottan arányos távolságuk (r) négyzetével. Azarányossági tényezô a G gravitációs állandó: G = 6,674 · 10–8 cm3/gs2.A törvény a mechnaika egyik alaptörvénye. NEWTON felismerte, hogya Föld nehézségi ereje az általános tömegvonzás speciális esete (gra-vitas, lat., nehézség).

A kilenc nagybolgó pályaelemei 1970. január 1-én 0 óra világidôszerint; T – a sziderikus keringésidô években, T – a szinodikus ker-ingésidô napokban; a, illetve a´ – a Naptól való középtávolság csil-lagászati egységekben (CsE), illetve 106 km-ben; ε – a numerikusexcentricitás; i – a pálya hajlásszöge az ekliptikához képest; Ω – a fel-szálló csomó hosszúsági foka; π– a perihélium hosszúsági foka; L – abolygó hosszúsági foka

39

Newton-féle gravitációs törvény

A Newton-féle gravitációs törvénybôl az empirikus Kepler-törvényeklevezethetôk és finomíthatók. Ha feltételezzük a gravitációs törvényegyetemes érvényét, úgy felhasználható a csillagok tömegénekkiszámításához. Ehhez a kettôscsillagokra vonatkozó megfigyeléseketvesszük alapul. Olyan két csillagról van szó, amelyek a gravitációs erôhatására egymás körül keringenek. A mechanika alaptörvényeként agravitációs törvény az állócsillagoknak a Tejútrendszer középpontjakörüli mozgására is érvényes.A bolygók sziderikus keringésideje a bolygók valóságos keringésidejea Nap körül, vagyis az ugyanazon állócsillaggal való két egymás utánikonjunkció közben eltelt idô.

A legtöbbször használt konstellációk: a belsô bolygóknál az alsó, a felsô együtt-állást, kE a keleti, nyE a nyugati maximális elongációt, a külsô bolygóknál azegyüttállást, * a szeksztilt, – a kvadratúrát, a trigont, pedig a szembenállástjelöli.

Ebbôl a harmadik Kepler-törvény alapján kiszámítható a bolygóközepes távolsága a Naptól. A szinodikus keringésidô a Föld-Napirányra vonatkozik, és azonos fajtájú, két egymás utáni konjunkcióvagy két egymás utáni oppozíció közti idôvel mérhetô.Minthogy a bolgyók ellipszispályán mozognak a Nap körül, amelynekegyik gyújtópontjában a Nap áll, az r távolság állandóan változik. Azidôbeli változás követi KEPLER második törvényét; a nagyság szerintiváltozás az a fél nagytengelybôl mint középtávolságból és a pályael-lipszis ε excentricitásából határozható meg.A középtávolság és a numerikus excentricitás meghatározza az ellip-

40

A bolygók pályaelemei

szis nagyságát és alakját. A pálya ekliptikához való i hajlásszögeegyenlô az ekliptika síkjának és a bolygó pályasíkjának a hajlásszögé-vel. A két sík a K1K2 csomóvonalban metszi egymást. A K1 és K2 pont,amelyben a pályasík az ekliptika síkját metszi, a két csomó. A

Elliptikus bolygópálya jellemzô adatai: a – a nagytengely fele; b – a kistengelyfele; e – a lineáris excentricitás; ε – a numerikus excentricitás; r – a rádiuszvektor;θ – a valóságos anomália; rP = a(1 – ε) – a perihéliumtávolság; r∆ = a(1 + ε) – azaféliumtávolság

Egy bolygópálya térbeli helyzete: i – a pályasík hajlása az ekliptikához; A – aféli-um; P – perihélkum; K1 – felszálló csomó; K2 – leszálló csomó; K = K1K2 – acsomóvonal; AP – apszisvonal; γ – a tavaszpont felé mutató irány; Ω – a K1hosszúsága; ω – a perihélium K1-tôl való távolsága

41

csomóvonal helyzetét az ekliptika síkjában az Ω szög határozza meg,amelyet a felszálló csomó hosszának neveznek. A K1 felszálló csomó Ωhossza és az i hajlásszög által meghatározott síkban a bolygópályahelyzetét a P perihéliumnak a K1 csomótól való ω távolsága határozzameg.

A bolygók további jellemzô adatai: dmin – a Földtôl számítottlegkisebb, dmax – a legnagyobb távolság 106 km-ben; Dmin – a látszóla-gos legkisebb, Dmax – a látszólagos legnagyobb egyenlítôi átmérô; Dv– a valódi egynelítôi átmérô km-ben; U – lapultság; V/VF – a Föld tér-fogatára vonatkoztatott térfogat, VF = 1,09 · 1012 km3; Φ – sugáráramJ/(cm2 min) egységekben; A – albedo; mmax – a legnagyobb, mmin – alegkisebb fényesség; T – a megvilágított rész hômérséklete K-ben;M/MF – a Földére vonatkoztatott tömeg, ahol MF = 5,97 · ·1027 g; ρ/ρF– a Földére vonatkoztatott sûrûség, ahol ρF = 5,52 g/c3; a – felületi gyorsulás m/s2 egységekben; a/g – a földire vonatkoztatottgyorsulás; vF – szökési sebesség km/s egységekben; sR – sziderikusrotáció; FA – a légkör fô alkotórészei; pf – a felületi nyomás kPaegységekben. A Merkurnál a fényesség alsó határa nehezen adhatómeg; a Szaturnusz fényességét a gyûrû nélkül adjuk meg; a Vénuszhômérsékletét a Venyera–4, –5 és –6 bolgyószondák méréseredményeiés rádiómérések alapján közöljük. A Vénusz tengelyforgása apályamozgással ellentétes, retrográd

A Földtôl számított legnagyobb és legkisebb távolságot a bolygók apálya elliptikus volta miatt nem érik el minden egyes szinodikus ke-ringés közben.A bolygók látszólagos, szögmértékben kifejezett nagysága a legna-gyobb és a legkisebb távolságnak megfelelôen szintén két szélsô érték

42

Távolság a Földtôl:látszólagos

és valódi nagyság

(Dmax, Dmin) közé esik. A bolygók valódi nagyságviszonyát az ábraszemlélteti. A V térfogat az U lapultság ismeretében számítható ki.

A bolygók valódi nagyságrendi viszonyai

A napsugárzásnak valamely bolygóra gyakorolt hatását a Φ su-gárárammal jellemezzük. Középértékként a Naptól való középtávolság-ra vonatkoztatják, a Föld esetében napállandó vagy szoláris állandó aneve. A bolygók a sugárzásnak az A albedóval jellemzett törtrészét visz-szaverik, ez okozza a bolygók m fényességét. Minthogy a bolygókfényessége nemcsak a Naptól számított távolságtól és külsô rétegeinekalbedójától, hanem a Földtôl számított távolságuktól, átmérôjüktôl, abe- és kisugárzási (beesési és visszaverôdési; ford.) irányszögétôl, azún. fázisszögtôl is függ, ezért minden bolygó m fényessége egylegkisebb és egy legnagyobb érték között ingadozik: mmin < m < mmax.A napsugárzás vissza nem vert része felmelegíti a bolygót, úgyhogy akülsô rétegei meghatározott T egyensúlyi hômérsékletet vesznek fel,amely természetesen függ e rétegek anyagösszetételétôl, valamint alégkör „üvegházhatásától”.A hold nélküli bolyók tömege a Newton-féle gravitációs törvényalapján más égitestekre gyakorolt vonzóerejükbôl közvetlenülkiszámítható. A többi bolygó M tömege a harmadik Kepler-törvényállandójából határozható meg. Az M tömeg és a V térfogat segítségé-vel kiszámítható a ρ átlagsûrûség. Az M tömegbôl és D átmérôbôlkiszámítható továbbá az a gravitációs gyorsulás a bolygó felületén,valamint a vF szökési sebesség. Ez az a sebesség, amelyre – ha eltekin-tünk a súrlódástól – egy testnek szüksége van ahhoz, hogy elhagyhas-sa a bolygó vonzási tartományát.A bolygók közül csak a Merkur és a Mars felszíne látható. Ha aMerkurnak volt is valaha légköre, úgy ez egyrészt a Nap által való erôsfelhevítés, másrészt a bolygó kis vonzóereje következtében, néminyomoktól eltekintve, már régen megszökött a világûrbe. A Hold és aMars felszínéhez hasonlóan a Merkurt is kráterek borítják.A Mars ritka atmoszférája, amelyben a széndoioxidon (CO2) kívülvalószínûleg csak nyomokban van jelen vízgôz (H2O), lehetôvé teszia felszíni struktúrák tanulmányozását. A pólusok világos sapkáinkívül sötét és világos területeket, valamint évszaki változásokatészleltek. A Mariner-4 által 1965-ben készített felvételeken, s azazóta készített képeken, vagy az 1997-ben a Mars-járó Földre továb-

43

Sugárzás, fényességés hômérsékletSugáráram

Szoláris állandó

Fázisszög

Tömeg, sûrûség,vonzás, hatások,forgás

Szökési sebesség

Légkör és felszín

Merkur

Mars

bított felvételein egyaránt a Hold felszínéhez hasonló krátervidékekvoltak láthatók.A többi bolygót sûrû felhôréteg övezi, noha a Plutóra vonatkozóanazonban a nagy távolság miatt semmit sem mondhatunk. A Vénusz-4(1967-ben), a Vénusz-5 és a Vénusz-6 (1969-ben) bolygószondák beha-toltak a Vénusz atmoszférájának alsó részébe, és meghatározták annakösszetételét. A fô alkotórész CO2, százalékaránya 93-97%, a többinitrogén (2–5%) és kis mennyiségben oxigén (0,4%). A Vénusz-9 és aVénusz-10 sima leszállást végzô egységei fényképezhették a Vénusz-felszínt, és további fontos adatokat rögzíthettek: (90±15) · 105 Pa (105 Pa ≈ 1 atm) nyomást és mintegy 475 °C ± 20 K felszíni hômérsék-letet mértek.A Jupiter felhôtakarója sávos szerkezetû.A felhôzet az egyenlítôi zónában gyorsabban forog, mint kisebb szé-lességi fokokon. Az ún. vörös folt valószínûleg egy igen tartós, kiter-jedt atmoszférikus örvény. A múlt század közepén kereken 40 000 km·· 14 000 km-es méretet ért el. Magának a bolygótestnek forgási perió-dusa valószínûleg 9 h 55 min 29,4 s. Ekkora periódussal forog egy, aJupiter felszínén jól lokalizálható rádióforrás, amelyet alighanem abolygó mágneses tere visz magáva. Valószínû, hogy a Jupiter, azUránusz és a Neptunusz nagybolygók légkörének az összetételeazonos. Hidrogénen (H2) és metánon (CH4) kívül még ammónia (NH3)jelenlétét is sikerült kimutatni. A Szaturnusz legnagyobb holdjának, aTitannak szintén metánatmoszférája van.

A földi értelemben vett élet meghatározott fizikai és kémiai feltételeketkíván. A felszíni hômérsékletnek a 200-300 K tartományban kelllennie. E követelményeknek megfelelôen a Nap és bármely csillagkörül fellelhetô egy bioszféra, egy olyan gömbhéj, amelynek belse-jében ezek a hômérsékletek kialakulhatnak. A határfelületek azonban abolygók különbözô sugárzási tulajdonságai miatt természettôl fogvaelmosódottak. A Naprendszerben a Vénusz a bioszféra belsô határ-felületén, a Föld és a Mars pedig abban benne van. A hômérsékletnekazonban nem szabad tartósan a fagypont alá csökkennie, mert akkor avíz nem lehet cseppfolyós állapotban. A bolygónak azonban légköre iskell hogy legyen, amelyben a szabad oxigén hányadának nem szabadnagyon kicsinynek lennie. Ezenkívül bizonyos elemeknek, elsôsorbanszénnek és nitrogénnek, kellô mennyiségben kell jelen lenniük.Végezetül a központi csillagnak, a mi esetünkben a Napnak, néhánymilliárd esztendôsnek kell lennie, mert az élet kialakulásához ennyiidôre van szükség. Éppen ezért valószínû, hogy a Tejút számos csil-lagának a bioszférájában levô bolygókon még nem alakult ki élet.

A Naprendszerben a Mars, a Jupiter, a Szaturnusz, az Uránusz, aNeptunusz és a Pluto bolygók körül holdak keringenek. A Phobos nevûhold gyorsabban kering a Mars körül, mint ahogyan a Mars megfordul

44

Plutó

Vénusz

Jupiter

Uránusz, Neptunusz,Szaturnusz

Élet más bolygókon

A bolygók holdjai

a tengelye körül, úgyhogy a Mars egén nyugaton kel és keletennyugszik. A Jupiter négy nagy holdja már kis nagyítású távcsôvel islátható, gyakori fogyatkozásukat a tengerészek régebben idôjelekkénthasználták. Az ötödik hold a négy nagy holddal együtt ahhoz az alrend-szerhez tartozik, amelynek a tagjai a Jupiter egyenlítói síkjában mozog-nak.

A többi bolygó holdjai; N – elnevezés és a bolygók száma; E – abolygótól számított távolság 1000 km-ben; T – sziderikus keringésidônapokban; D – átmérô kilométerben; m - közepes oppozíciósfényesség; r – retrográd mozgás

N E T D m

Mars (2):I Phobos 9,38 0,32 12 11,5II Deimos 23,46 1,26 6 12,5

Jupiter (13):I Io 422 1,77 3340 5,5II Europa 671 3,55 2920 5,8III Ganymedes 1071 7,15 5100 5,1IV Kallisto 1884 16,69 4720 6,3V Amalthea 181 0,5 140 13VI Himalia 11 470 251 100 14VII Elara 11 740 260 20 18VIII Pasiphae 23 500 737 r 20 18,5IX Sinope 23 700 758 r 16 19X Lysithea 11 850 255 14 19XI Carme 22 560 692 r 16 19XII Ananke 21 200 631 r 12 19XIII Leda 11 100 239 r 20? 20

Szaturnusz (10):I Mimas 186 0,94 600 12,1II Enceladus 128 1,37 600 11,7III Tethys 295 1,89 1000 10,6IV Dione 278 2,74 1000 10,7V Rhea 527 4,52 1400 10,0VI Titan 1223 15,95 4880 8,3VII Hyperion 1484 21,28 400 14,5VIII Japetus 3563 79,33 1000 11IX Phoebe 12 950 550,41r 200 14X Janus 158 0,75 350? 14

45

N E T D m

Uránusz (5):I Ariel 192 2,52 600 14II Umbriel 267 4,14 400 15III Titania 439 8,71 1000 13,8IV Oberon 587 13,46 800 14V Miranda 128 1,41 200 16,9

Neptunusz (2):I Triton 353 5,88r 4000 13,6II Nereida 5600 359,9 200 19,5

A hatodik, hetedik és a tizedik hold egy másik alrendszert alkot, amely-nek a fôsíkja az egyenlítô síkjával kereken 30°-os szöget zár be. Anyolcadik, kilencedik, tizenegyedik és tizenkettedik hold pedig aJupiter befolyási övezetének külsô részén kering, a tengelyforgássalellentétes irányban. Lehetséges, hogy befogott kisbolygókról van szó.A Szaturnusznak szintén három hasonló alrendszere van. Az elsôtôl ahetedikig számozott holdak az egyenlítôi síkban keringenek. A nyol-cadik hold pályasíkjának a hajlásszöge kereken 14°, a kilencedik holdpedig nagy távolságban, a tengely körüli forgással ellentétes iránybankering. Az öt Uránusz-hold pályája a bolygója egyenlítôi síkjába esik.A Neptunusz belsô holdja, a Triton a bolygót a tengely körüli forgássalellentétes irányban kerüli meg. Az Uránusz ötödik holdját, a Mirandát1948-ban, a Neptunusz második holdját 1949-ben, a Jupiter tizenkette-dik holdját 1951-ben a Szaturnusz tizedik holdját pedig 1966-banfedezték fel. A tizenharmadik Jupiter-kísérôt 1974-ben, a Pluto-holdat1978-ban fedezték fel.A Szaturnusz gyûrûi szintén a holdak, illetve szatelitek közészámíthatók, mert rengeteg apró testbôl állnak. A gyûrûk a legnyitot-tabbaknak akkor látszanak, amikor a Szaturnusz a Földrôl nézve a Bikaés az Ikrek között vagy a Kígyótartó csillagképben tartózkodik. Haazonban a Halak vagy az Oroszlán jegyében áll, úgy a gyûrûk szinteláthatatlanok, mert az éle felôl nézünk rá, amely csak mintegy 20 kmvastag. A legnagyobb nyílás és a láthatatlanság idôpontja között hét évés négy hónap telik el.A gyûrûk közti hézagokat tiltott zónáknak tekintjük, ahol a belsôSzaturnusz-holdaktól erdô zavarások miatt stabilis pálya nem lehet-séges. Az Uránusz-átmérônek egy háttércsillag elfedése alkalmávalvégzett meghatározásakor, 1977 márciusában az Uránusz átvonulásaelôtt és után is még fedést észleltek. Ez a megfigyelés egy rendkívülritka, 5 gyûrûbôl álló rendszerre utal, amelynek az össz-szélességekereken 700 km.

46

A Szaturnusz és az Uránusz körüli

gyûrûk

A Szaturnusznak és gyûrûrendszerének az átmérôje 1000 km-ben

egyenlítô 120,67meridián 109,2külsô gyûrû, kívül 276,0

belül 240,0belsô gyûrû, kívül 232,0

belül 180,0fátyolgyûrû, belül 142,0

Az an = 0,4 + 0,3 · 2n távolsági szabályt TITIUS ismerte fel, és BODEpublikálta.

A bolygók relatív távolsága a Naptól; an – a távolság TITIUS-BODEszerint; a – középtávolság csillagászati egységekben: n – sorszám

bolygó neve n an a

Merkur – ∞ 0,4 0,39Vénusz 0 0,7 0,72Föld 1 1,0 1,00Mars 2 1,6 1,52Kisbolygók 3 2,8 (2,78)Jupiter 4 5,2 5,20Szaturnusz 5 10,0 9,55Uránusz 6 19,6 19,20Neptunusz – – 30,09Pluto 7 38,8 39,5

Eszerint a Naptól asztronómiai egységekben számított távolság az nsorszámtól függ. Ámde a Merkur – ∞ sorszáma és a Neptunusz mellet-ti hézag alapján világossá vált, hogy nincs szó szigorú törvényszerû-ségrôl. A Mars és a Jupiter között már KEPLER által hangsúlyozotthézag a 3-as sorszámot kapta. Amikor az 1787-ben felfedezettUránuszt a 6-os sorszámmal szintén sikerült a sorozatba beilleszteni,elkezdték kutatni az n = 3 sorszámú bolygót. Így fedezték fel a plane-toidák rendszerét.A planetoidák többsége a Mars és a Jupiter közti térségben kering. Abiztosan ismert pályák száma jelenleg 1800. A kiszámított, de újra megnem talált pályájú aszteroidák száma 3000-nél nagyobb. Teljes szá-mukat 75 000-nél többre becsülik. Össztömegük kereken 7 · 1024 g,vagyis a Hold tömegének kereken az egytized része. Ez a tömegegyenetlenül oszlik el a Mars és a Jupiter pályája között. Vannak

47

A kisbolygók,aszteroidák vagyplanetoidákTitius-Bode-szabály

Kisbolygók

hézagok és vannak halmozódási helyek, amelyeket a Szaturnuszgyûrûihez hasonlóan a Jupiter, és kisebb mértékben a Mars zavarásai isokoznak. A planetoidák 98%-a a 2,3–3,7 CsE távolságban kering.Egyesek bekerültek a Naprendszer belsô részébe, mások pedig aJupiter pályájánál távolabb vannak.

A periodikus üstökösök többé-kevésbé nyújtott ellipszispályán kerin-genek a Nap körül, és keringésidejükkel, valamint a Naptól számítottlegkisebb és legnagyobb távolságukkal jellemezhetôk. Az ilyen ellip-sziseket már kis zavarások is parabolákká vagy hiperbolákká alakítják.Az üstökös ebben az esetben elhagyja a Naprendszert. Vannak azonbanfordított esetek is, amikor a Naprendszer új üstökösöket fog be.

A Naprendszer központi részének üstökösei, növekvô keringésidôszerint rendezve; É – a felfedezés esztendeje; n – a perihélium-idôpont-ban (Tn) észlelt mejelenések száma; T – keringésidô esztendôkben;Lmax és Lmin – a Naptól számított legnagyobb és legkisebb távolságcsillagászati egységekben

É n T Lmin Lmax

Jupiter-családEncke, Tn: 1961. február 6.1786 46 3,300 0,34 4,1Tempel II, Tn: 1962. május 12.1873 12 5,259 1,36 4,7Pons-Winnecke, Tn: 1964. március 23.1858 15 6,296 1,23 5,5Kopff, Tn: 1964. május 19.1906 8 6,318 1,52 5,3Giacobini–Zinner, Tn: 1959. október 27.1900 7 6,416 0,94 6,0Biela, Tn: 1852. szeptember 24.1826 6 6,621 0,86 6,2Whipple-Fedtke, Tn: 1963. április 30.1942 5 7,462 2,47 5,2Wolf I, Tn: 1959. március 22.1884 10 8,430 2,51 5,8Neptunusz-családOlbers, Tn:1956. június 16.1815 3 65,564 1,18 32,6Halley, Tn: 1910. április 20.i.e. 240 29 76,029 0,59 35,3

48

Üstökösök

A zavarások részben a nagybolygóktól erednek, amelyek döntôbefolyást gyakorolhatnak az üstökösök pályájára. Minthogy azüstökösök kis tömegük következtében könnyen kibillenthetôkpályájukról, visszatérésük mindig bizonytalan. A zavarás megrövidít-heti vagy megnövelheti a keringésidôt. Pl. a Biela-üstökös 1845-benkét részre bomlott fel, amelyek egymástól való távolsága 1872-re már2,411 · 106 km-re nôtt. Azóta nem látták többé, de helyette 1872-ben és1885-ben fényes hullócsillagrajok jelentek meg.Az üstökösök fejbôl és csóvából (farok) állnak, a fej részei pedig a magés a kóma.A csillagszerû mag átmérôje általában 5-100 km, a felhôszerûburoknak, a kómának az átmérôje rendszerint a Földének többszöröse.A Finsler-üstökösé (1937) 48,8 földátmérô, vagyis 626 000 km. Atompa fényû csóva a Nap közelében gyakran tetemes hosszúságot ér el.Pl. az 1861 II jelû üstökös csóvája az égbolton több mint 120°-otfoglalt el. Az 1843 I jelû üstökös csóvája 2,5 · 102 km hosszú volt.A Nap közelében a kóma és a csóva átalakulása az üstökösfényességének a növekedésével jár. Nemcsak a Nap fényét veri vissza,hanem igen ritka gázait a Nap önvilágításra, az ún. rezonanciásvilágításra gerjeszti. Az 1744. évi üstökös fejnek fényessége megha-ladta a Vénuszét. A Napsugárzás hatására kilépô gázt az üstökös magjaelveszíti, úgyhogy ezek az égitestek az idôszakos, de rendszeres fel-bomlás állapotában vannak. A fôként jégbôl álló mag, amelybe alegkülönbözôbb nagyságú meteoritok ágyazódnak be, felbomlik, ésszilárd alkotórészei idôvel eloszlanak az üstököspálya mentén.Meteoritgyûrû képzôdik, amely általában láthatatlan, és ezért rend-szerint felfedezetlen marad. Amikora Föld a Nap körüli pályáján egyilyen meteoritgyûrû pályáját keresztezi, ebben az idôpontban éventemeteorok raja jelenik meg az égbolton.

A meteor-rajokat azon csillagképek szerint nevezik el, amelyekben amegjelenési maximum idôpontjában a meteorok kisugárzási pontja(radiáns) fekszik. Ami a meteorok eredetét illeti, egy részükrôlismeretes, hogy olyan üstökösöktôl származnak, amelyek pályájukmentén több-kevésbé eloszlottak. A meteor-rajoknak mintegy 20%-ailyen pályán kering. A szabályos visszatérés arra mutat, hogy az anyaga raj pályája mentén egyenletesen oszlik el. Amennyiben az anyag ahajdani üstökös pályáján még annak a közelében halmozódik fel, úgymeteorok csak az üstökös visszatérésekor láthatók. Ilyen pompás jelen-séget nyújtottak az ún. Októberi Drakonidák, amelyek a Giacobini-Zinner-féle üstököstôl származnak. Október 9-e táján jelennek meg,elôször 1926-ban figyelték meg ôket. 1933-ban és 1946-ban gazdagmeteorhullást okoztak; 1933. október 9-ének estéjén a közepes meteor-gyakoriság óránként 1400 hullócsillag volt, ami néha percenként 350meteorra emelkedett.A hullócsillagok porszemtôl, diónagyságig terjedô, apróbb,

49

Rezonanciás fény

Meteoritgyûrû

Meteorit, meteor

Hullócsillag

halványabb meteorok, amelyek 15-70 km/s sebességgel érkeznek acsillagközi térbôl, s a Föld légkörében surlódva felizzanak, s láthatóváválnak.Az ekliptikális jelzô arra utal, hogy a raj pályája csak kis szöget alkotaz ekliptikával, és valószínû, hogy összefüggésben áll a kisbolygókrendszerével.A hullócsillagok és a nagyobb meteorok egy igen kis része a csil-lagközi (intersztelláris) térségbôl származik, és az egész esztendôbenegyenletesen oszlik el.

A meteorjelenséget olyan meteoritok (szilárd testek) idézik elô, ame-lyek 10-70 km/s sebességgel hatolnak be a Föld légkörébe. Nagyságuklehetp roszemnyi, ezek a mikrometeoritok, de lehet hatalmas szik-latömbnyi is, ezek az óriásmeteoritok. A meteoritok a légkör felsôrészében elpárolognak, és annál nagyobb magasságban fékezôdnek le,minél kisebbek. A hullócsillagok 70-120 km magasságban villannakfel. A tûzgolyók már lejjebb jutnak, mielôtt elpárolognának. A na-gy-obb meteoritokat a felhevülés és a légnyomás feldarabolja. A legnagy-obb meteoritok egy része földet ér, és ott nagy rombolásokat idéz elô.Így képzôdnek a meteoritkráterek. Ámde a meteoritok gyakorisága atömeg növekedésével igen erôsen csökken, úgyhogy a veszedelmes

50

óriásmeteoritok rendkívül ritkán esnek a földre. Összetételük szerintmegkülönböztetünk kômeteoritokat, vaskômeteoritokat és vasmeteori-tokat. Az elsô csoport van túlnyomó többségben, aránya 88tömegszázalék, a másik két csoport tömegaránya nagyjából egyenlô,6% körül van. Az egy esztendô alatt a Földdel összeütközô meteoritok

A jelentôsebb meteorithullámok és -leletek

a leesés, illetve a leeesés, illetvea lelet helye a felfedezés idôpontja

kômeteoritokFurnas Co., Nebraska(USA) 1948. február 18.mintegy 11 darab kô, köztük az egyik 1073 kg

Long Island, New York(USA) 1891564 kg

Knyahina (Csehszlovákia) 1866. június 9.1000-nél több kôdarab, az egyik 293 kg súlyú

Pultusk (Lengyelország) 1868. január 30.kôesô, mintegy 100 000 darab, ököl és fej nagyságú kô

vasmeteoritokHoba (Délnyugat-Afrika) 1920a legnagyobb vasmeteorit, súlya 60 t

Cape York (Grönland) 1895egy 33 tonnás, és még további darabok

Szihote-Aliny(Kelet-Szibéria) 1947. február 12.sok tömb és repesz, összesen mintegy 70 t súlyban, az egyik 1754 kg

összanyagát kereken 4 · 105 t-ra becsülik. Ebbôl kereken 105 t a tisztavas. A Föld meteoritanyaga évi növekedésének a fô részét, 99,75%-ota mikrometeoritok szolgáltatják, a távcsövekkel látható meteoritokramintegy 0,2% jut, a szabad szemmel látható hullócsillagok 0,05%-ot

51

tesznek ki, végezetül pedig a nagy tûzgolyók részaránya csupán 0,01%.Néhány nagy meteorit lezuhanásának helyét alaposabban meg lehetettvizsgálni. A tunguszkai meteorit, amely Szibériában 1908. június 30-ánzuhatn le, a fállományt 1200 km2-nyi területen pusztította el.Meteoritanyagot nem találtak, valószínûleg az történt, hogy az anyag abecsapódás után teljesen elpárolgott. A történelem elôtti idôkbenképzôdött Arizona-kráter átmérôje 1175 m és 1265 m, a mélységepedig a külsô síkra vonatkoztatva 134 m. Fala 46 m-nyire emelkedik afelszín fölé. Csak jelentéktelen mennyiségû meteorvasat találtak benne.1950-ben fedezték fel Kanada Quebec tartományában a Chubb-krátert,amelyet tó tölt ki. Ennek az átmérôje mintegy 3,2 km. 1956-banfedezték fel Saskatchenwanban (Kanada) a Deep Bay meteoritkrátert,amelynek az átmérôje eléri a 13 km-t.

Csillagrendszerünk

A régi idôkben a szomszédos csillagok egyes csoportjait az egyes csil-lagok közé képzelt egyenes vonalakkal képekké foglalták össze.Ezeknek a csillagképeknek a latin nevébôl olyan rövidítéseket alkottak,amelyek a csillagos ég egyes helyeit jelölik. Az északi csillagos égbolt,a déli csillagos égbolt és az egyenlítôi zóna legismertebb csillagképeitehát a csillagos égbolt beosztását szolgáltatják. A csillagok számáravonatkozóan támpontot ad az N(m) csillagszám, amely megadja, hogyaz m fényrendig mekkora az egy tartományban megszámlált csillagokszáma.WEBER és FECHNER (1859) pszichofizikai törvénye szerint az érzetek azingerek logaritmusával arányosak.POGSON ennek megfelelôen 1860-ban a csillagászati fényességrend-szert a már az ókorban bevezetett fényrend alapulvételével úgydefiniálta, hogy két csillag m1–m2 fényességkülönbsége az S1/S2 inten-zitásarányuktól a következô módon függ: m1–m2 = – 2,5 lg (S1/S2),illetve S1/S2=10–0,4(m1–m2). Két csillag akkor különbözik egy fényrend-del egymástól, azaz m1–m2 = 1, ha S1 : S2 = 1 : 2,512,

mert –2,5 lg = 1.

A skála nullapontjának meghatározása végett a Sarkcsillaghoz az m = 2,12 fényrendet rendelték. A nullapont ma már egy sor jól kimért,fényes standardcsillag segítségével pontosan definiált. A fényrendetfelsô indexbe tett „m” betûvel jelöljük, pl. 10,m0 tízes fényrendû csil-lagot jelent. Az m1–m2 fényrendkülönbséget a mag betûkkel jelölik(magnitúdó, lat., nagyság). A 12m fényrendû csillag pl. 2 mag-valgyengébb fényû, mint a 10m fényrendû. A mért csillagfényesség azalkalmazaott mérômûszer, pl. az emberi szem, a fényképezôlemez, afényelektromos elem spektrális vagy másképpen színképiérzékenységétôl függ. A fényrend rövid megjelölésekor ezért feltün-

52

Tunguszkai meteorit

Csillagképek

Fényességrendszer

12,512

tetik az alkalmazott színrendszert is, pl. mpg a fotografikus fényrendetjelenti. A csillag valamennyi hullámhossztartományra kiterjedô össz-sugárzásának a mértéke a hôelemmel, bolométerrel vagy sugárzás-mérôvel mért mbol bolometrikus fényrend. A különbözôp spektrális tar-tományokban mért fényrendek különbségébôl megkapjuk az mpg–mpv,illetve U–B, illetve B–V színindexeket. A színindex a csillag sajátszínének mértéke, vagyis a hômérsékletére jellemzô. A fényrendskálanullapontja a különbözô színtaratományokban úgy van definiálva,hogy egy közepes AO V csillag színindexe nulla legyen.

Az M abszolút fényesség az m látszólagos fényességbôl és a csillag pc-ben kifejezett r távolságából a következô képlet alapján számítható ki:M = m + 5 – 5 lg r. Az abszolút fényesség egyenlô a látszólagosfényességgel, amellyel a csillag 10 pc távolságban látszana.

A csillagképek neve (latinul és magyarul) és rövidítése. A csillaggaljelzettek az északi és déli égbolton egyaránt

latin név jel magyar név

Andromeda And AndromédaAntlia Ant LégszivattyúApus Ap ParadicsommadárAquarius Aqr VízöntôAquila* Aql SasAra Ara OltárAries Ari KosAuriga Aur SzekeresBootes Boo Ökörhajcsár (Pásztor)Caelum Cae VésôCamelopardalis Cam ZsiráfCancer Cnc RákCanes Venatici CVn VadászebekCanis Maior* CMa Nagy KutyaCanis Minor CMi Kis KutyaCapricornus Cap BakCarina Car HajógerincCassiopeia Cas KassziopeiaCentaurus Cen KentaurCepheus Cep CefeuszCetus* Cet CetChamaeleon Cha KaméleonCircinus Cir KörzôColumba Col Galamb

53

Bolometrikusfényrend

Csillagképek

latin név jel magyar név

Coma Berenices Com Bereniké hajaCorona Australia CrA Déli KoronaCorona Borealis CrB Északi KoronaCorvus Crv HollóCrater Crt SerlegCrux Cru Dél KeresztjeCygnus Cyg HattyúDelphinus Del DelfinDorado Dor AranyhalDraco Dra SárkányEquuleus Equ CsikóEridanus Eri Eridánusz fulyóFornax For KemenceGemini Gem IkrekGrus Gru DaruHercules Her HerkulesHorologium Hor IngaóraHydra* Hya VízikígyóHydrus Hyi Déli VízikígyóIndus Ind IndusLacerta Lac GyakLeo Leo OroszlánLeo minor LMi Kis OroszlánLepus Lep NyúlLibra Lib MérlegLupus Lup FarkasLynx Lyn HiúzLyra Lyr LantMensa Men Asztal (Táblahegy)Microscopium Mic MikroszkópMonoceros* Mon EgyszarvúMusca Mus LégyNorma Nor SzögmérôOctans Oct OktánsOphiuchus* Oph KígyótartóOrion* Ori Orion (Kaszás)Pavo Pav PávaPegasus Peg PegazusPerseus Per PerzeuszPhoenix Phe FônixmadárPictor Pic FestôPisces* Psc HalakPiscis Austrinus PsA Déli Hal

54

latin név jel magyar név

Puppis Pup HajófaraPyxis Pyx TájolóReticulum Ret HálóSagitta Sge NyílSagittarius Sgr NyilasScorpius Sco SkorpióSculptor Scl SzobrászScutum Sct PajzsSerpens* Ser KígyóSextans* Sex SzextánsTaurus Tau BikaTelescopium Tel TávcsôTriangulum Tri HáromszögTriangulum Tra Déli HáromszögAustraleTucana Tuc TukánUrsa Maior UMa Nagy MedveUrsa Minor UMi Kis MedveVela Vel HajóvitorlaVirgo* Vir SzûzVolans Vol RepülôhalVulpecula Vul Róka

55

Az északi égbolt csillagai

56

Az É-i égboltcsillagai

A déli égbolt csillagai

57

A D-i égboltcsillagai

Az egyenlítôi zóna I. csillagai

A csillagok N(m) száma az m magnitudóig bezárólag; (m = 0-20)

m N(m) m N(m) m N(m)

0 2 7 14 500 14 15 000 1001 10 8 41 700 15 37 100 0002 41 9 117 000 16 83 000 0003 148 10 363 000 17 174 000 0004 537 11 912 000 18 380 000 0005 1660 12 2 450 000 19 660 000 0006 4900 12 6 160 000 20 1 170 000 000

A mérhetô fényességkülönbségek terjedelme a zeniten álló Napétól(141 000 cd l m távolságban, azaz – 16,m86) egészen a jelenleg megfi-gyelhetô leggyengébb fényû csillagig terjed, amelynek a fényrendje24m, ami 39 600 km távolságból 1 cd fényerô mérésének felel meg.

58

Szabad szemmel az egész égbolton mintegy 6000 csillag volna látható,ha eltekintünk a csillagfénynek a Föld légkörében való extinkciójától,és a megfigyelhetôség határértékeként az mv=6m értéket tételezzük fel.Egyeseknek még ennél is jobb a látásuk. Az életkorral a határérték 5m-ra vagy 4m-ra csökken. Prizmás messzelátóval 7m–8m fényességûcsillagok figyelhetôk meg, 10 cm objektívnyílású távcsôvel 9m–12m

közti fényességû csillagok is láthatók. A nagy távcsövekkel még a 16m fényességû csillagok is láthatók. Még kisebb fényességû csillagoktöbb órai megvilágítással végzett fényképezéssel vagy fényelektromosfelfogóberendezésekkel figyelhetôk meg.

Az egyenlítôi zóna, II csillagai

A legközelebb esô 20 csillag között csak három elsôrendû található,amennyiben a Toliman és Sirius kettôscsillagokat csak egy csillagnakszámítjuk. A legnagyobb mértékû sajátmozgást Barnard csillagamutatja, a Kígyótartó csillagképben. Elmozdulása évente 10,3´´-et teszki.

59

A legközelebbi csillagok

A csillagászat legfontosabb színrendszerei; R – rövid jelzés; Sz – szín-tartomány; λeff – effektív hullámhossz nanométerben

R Sz λeff

mpg fotografikus 425mpv fotovizuális 543

U, mU ultraibolya 365B, mB kék 440V, mV ibolya 548R vörös 638

A világegyetembeli távolságok szemléltetésére képzeljünk el egy 1012 : 1 arányban csökkentett léptékû modellt. Ebben a modellben aFöld 0,013 mm átmérôjû porszemecske, amely 15 cm távolságban ker-ing az 1,4 mm átmérôjû Nap körül.

A különbözô m fényességeknek megfelelô Φ sugárzási áram külön-bözô egységekben kifjezve, majd átszámítva egy, a légkörön kívülifelület megvilágítására, a csillag sugárzási teljesítményére

m Φ

mv = 0 2,65 · 10–6 lxmv = –13,94 1 lxmbol = 0 2,52 · 10–12 W/cm2

Mv = 0 2,52 · 1029 cdMbol = 0 3,02 · 1028 W

A hozzánk legközelebb esô csillagok adatai; m – látszólagos fényesség;π parallaxis másodpercekben; Mv – abszolút fényesség; r – távolságfényévekben. A kettôscsillagokat kapcsos zárójellel () fogtuk össze

m π Mv r

Proxima Centauri 10,7 0,762 15,1 4,27Ökörhajcsár A 0,0 0,751 4,4 4,34Ökörhajcsár B 1,4 0,751 5,8 4,34,

Barnard csillaga 9,5 0,545 13,2 5,98Farkas 359 13,7 0,427 16,8 7,63Lalande 21 185 7,5 0,398 10,5 8,19

Luyten 726-8 A 12,4 0,385 15,2 8,47Luyten 726-8 B 13,0 0,385 15,9 0,47Sirius B 8,7 0,375 11,5 8,69Sirius A –1,5 0,375 1,4 8,69

60

Távolságok a világegyetemben

A Naprendszerhez legközelebb esô csillag, a Proxima Centauri, a mo-dellnaptól 40,3 km távolságra esik. ATejút magrészében a csillagokennél ötszörte sûrûbben helyezkednek el. A Tejútrendszer igen nagy,lencse alakú térséget foglalna el ebben a modellben. A Tejút közép-pontja a Földtôl mintegy a Hold távolságában, 383 400 km távol lenne.Érdekes, hogy a tejútrendszerek (galaxisok) nagyságukhoz képestsûrûbben helyezkednek el, mint a bennük levô csillagok egymáshozképest. A 1015 : 1 léptékû modellben a lencse alakú képzôdmény su-gara akkora volna, mint a Berlintôl az Arkona-fokig terjedô távolság.A Kap-felhôig vagy Magellán-felhôig, a Tejúhoz legközelebb esô fel-hôkig terjedô távolság Szmolenszkig érne, az Androméda-ködig pedig1100 km-rel nagyobb volna a távolság, mint amekkora a Föld átmérô-je. Az ekkora sugarú gömbben még 12 csillagrendszer van, amelyekazonban kisebbek a Tejútnál.A Tejút megfigyelése és a csillagok számának a Tejút felé való, márszabad szemmel is észrevehetô növekedése arra mutat, hogy a Tejútlapos képzôdmény. Pontosabb elképzelést kaphatunk errôl, ha képez-zük a K = n0/n90 hányadost, amelyben n0 a Tejút közepes csil-lagsûrûsége, n90 pedig a sûrûség a Tejút pólusán.

A csillagok a Tejútrendszer fôsíkjában való K = n0/n90 koncentrációjaaz m fényrend függvényében

m K m K m K m K

7 3,80 11 5,89 15 14,1 19 39,88 3,89 12 7,08 16 18,1 20 509 4,36 13 8,13 17 22,4 21 6310 5,01 14 10,23 18 30,1

A csillagsûrûséget úgy definiáljuk, mint az égbolt egy négyzetfokáraesô csillagok számát, ezeket meghatározott m fényrendig vévefigyelembe. A legfényesebb csillagoknál a K koncentráció még igenvéletlenszerûen ingadozik, értéke 2 és 4 között változik. Az m = 7fényrendtôl kezdve a koncentráció a fényesség csökkenésével erôtel-jesen nô. Ez annyit jelent, hogy a kis fényességû, vagyis általábannagy távolságra esô csillagok a Tejút síkjához közel esnek.

A fényesebb csillagok egy része nevet kapott. Ezenkívül egy görögkisbetûvel is csillagképpel szokás megjelölni, pl. Sirius vagy aCaniss Mairois (α CMa). A kevésbé fényes csillagokat megszámoz-zák, pl. 31 Cygni. A legfényesebb csillagok azonban nem okvetlenüla legközelebbiek is. Az elsô csillag, amelynek a parallaxisát Bessel0,35´´-nek mérte, az 5,m6 fényességû 61 Cygni volt.

61

Csillagsûrûség a Galaktikában

A fényesebb csillagok

A legfényesebb húsz csillag adatai: CS – a csillag neve; R – nevénekfényessége; Sz – színe; π – parallaxisa másodpercekben; r – távolságafényévekben; S/S9 – α – a sajátmozgás irányszöge; vr – a radiálissebesség km/s egységekben; Szko – színképosztály;

A mozgásviszonyok

Sajátmozgásnak a látóirányra merôlegesn végzett mozgást nevezzük,és ívmásodperc/év egységekben mérjük, jele: ´´/a. Ez a térbeli mozgás-nak a tangenciális (érintôleges) összetevôje.

Az ismert r = |BCs| távolságú Cs csillag vr radiális sebességébôl és vt = µr saját-mozgásából a v* = √vr

2 + vt2 térsebesség nagysága nyerhetô

A vr radiális sebesség a látóirányú sebességet jelenti. Nagyságát aszínképvonalak eltolódásából a Doppler-elv alapján határozzák meg.

62

A legfényesebb 20 csillag

Sajátmozgás ésradiális sebesség

Doppler-elv

a rövidítése (jele); CSK – csillagképének a neve; mv – látszólagosfényessége; Mv – abszolút a Napéra vonatkoztatott sugárzási inten-zitása; µ – sajátmozgása másodperc/év egységekben; Feo – fény-erôosztály

Példa: az Oroszlán csillagkép csillagainak sajátmozgás. A feketével rajzolt jelenlegia alak a vörös nyilat mentén való sajátmozgások folytán 100 000 év múltán a vörös-sel rajzolt b formát ölti

A színképvonalak a spektrum vörös része felé tolódnak el, ha a csillagtávolodik tôlünk, az ibolya rész felé, ha közeledik hozzánk. A vörösel-tolódást pozitívnak, az ibolyaeltolódást negatívnak számítjuk. A Cs

63

csillag térbeli v* sebességét a vt sebességû µ sajátmozgásból és a vrsebességû radiális mozgásból vektori összeadással kapjuk meg.A Tejútrendszer tulajdonságainak vizsgálata szempontjából fontos acsillagoknak a Naphoz viszonyított mozgása. Ezt vr-bôl, µ-bôl és r-bôlhatározhatjuk meg. Minthogy ezeket az értékeket csak viszonylagkevés csillagra vonatkozóan ismerjük külön-kölön, ezért vagy a µsajátmozgásokra, vagy a vr radiális sebességekre támaszkodó sta-tisztikai módszereket alkalmazzuk.A Nap 20 km/s sebességgel mozog környezete csillagainak mozgásisúlypontjához képest, az α = 18h, δ = +30° gömbkoordinátájú pontirányába, amelyet a Nap apexének nevezünk.A csillagáramok mozgásának célpontját vertexnek nevezzük. A Napkörnyezetébe esô csillagoknak nagyjából két ellentétes, kitüntetettmozgási irányuk van. Az egymáson áthatoló két csillagáramravonatkozó korábbi nézetet, a kétáram-hipotézist felváltó elképzelésszerint ma ezt a mozgást a Tejút tagjainak általános keringéseként,vagyis a Tejút forgásaként értelmezik.

Csillagcsoportosulások

A csillagoknak csak mintegy 50%-a magányos égitest, a többi két vagytöbb csillagot tartalmazó rendszerekben tömörül. A több tagú rend-szerek túlnyomórészt kettôscsillagok.Az optikai kettôscsillagok csak a látszat szerint szomszédosak. Csupána fizikai kettôscsillagok alkotnak valódi rendszert, amelynek tagjaiegymás körül keringenek. Ezek között vannak olyanok, amelyekszabad szemmel is kettôscsillagokként ismerhetôk fel, mások viszontcsak távcsôvel bonthatók fel. Ezenkívül vannak spektroszkopikus ket-tôscsillagok is, amelyek a színképvonalak eltolódásából ismerhetôk fel,továbbá fotometrikusak, amelyek minden egyes keringés közben két-szer eltakarjákegymást, és ezért vál-tozó fényû csillagok-nak látszanak. Az elsôkét csoportot közösnévvel vizuális ket-tôscsillagoknak isszokás nevezni.

A Krüger 60 kettôscsillag;a B kísérô elmozdulása azA fôcsillag körül 1900 óta

64

A Nap apexmozgása

Csillagáramok és a Tejút forgása

Kettôs- és többszörös

csillagok

Vizuális kettôscsillagok

Egymáshoz nagyon közel fekvô kettôscsillagoknál már viszonylagrövid idô alatt megfigyelhetô helyzetük megváltozása. Ha egy egyescsillag sajátmozgása közben ide-oda ingázik, úgy olyan csillag akísérôje, amely kis fényereje miatt láthatatlan. Így fedezték fel a Sirius(α CMa) kettôscsillag voltát. Barnard csillagára vonatkozóan sikerültbebizonyítani, hogy egy Jupiter-tömegnyi bolygó kíséri.A két komponens tömege között hat a gravitáció, és a mozgás a Kepler-törvényeknek megfelelôen folyik le. A harmadik törvénybôlkövetkeztetéseket vonhatunk le az A és B összetevôk naptömegegy-ségekben kifejezett M∆ és MB tömegére vonatkozóan. Érvényes akövetkezô összefüggés:

M∆ + MB = T–2(a/p)3,ahol T a keringésidô években, α a B kisebb össztevônek az A nagyobbtömegû összetevô körüli pályájának fél nagytengelye, p pedig az ívmá-sodpercben kifejezett parallaxis. Sok esetben sikerül az össztömeget akét komponensre fel is bontani. Gyakran a két csillag átmérôjénekmeghatározására is van lehetôség. Ilyen számítások eredményébôlismeretes, hogy vannak olyan szoros kettôscsillagok is, amelyek fel-színe érintkezik, de vannak olyanok is, amelyek tagjainak távolságatöbb száz csillagászati egység. Ennek megfelelôen a keringésidô egynapnál rövidebb idô és 10 000 esztendô között változik.A kettôscsillagokkal a távcsövek optikai jósága is ellenôrizhetô. Erre acélra felhasználható pl. a könnyen felbontható kettôscsillagok táblázata.

Hét könnyen felbontható kettôscsillag: CSK – csillagkép; R – rövidjelölés; mv – látszólagos fényesség; s – távolság másodpercekben

CSK R (A) mv (B) s

Lant ε Lyr 5,0 5,0 207Lant ζ Lyr 4,3 5,7 44Sárkány ν Dra 5,0 5,0 62Bika τ Tau 4,3 7,3 63Bika δ Tau 4,8 5,2 430Nyúl γ Lep 3,8 6,4 95Cefeusz δ Cep 3,7...4,4 7,5 41

65

Hét kettôscsillag

A kettôscsillagokon kívül többszörös csillagok is ismeretesek, pl. az εLyrae négyes rendszer.A spektroszkopikus és a fotometrikus kettôscsillagok között sok azegymáshoz nagyon közeli pár, amelyeknél a kölcsönös tömegvonzás ésa centrifugális erô következtében a gömb alaktól tetemes eltérésekkövetkeznek be.

A ε Lyrae csillag képe; a – szabad szemmel; b – prizmás távcsôvel; c – csillagászatitávcsôvel (fordított képek)

Az ilyen rendszerek között igen szélsôséges tömegértékûeket is talál-tak.

A Tejútrendszerhez kétféle típusú csillaghalmaz tartozik: nyílthalma-zok, vagy másképpen galaktikus csillaghalmazok, továbbá gömbhal-mazok.Az elsô csoport kereken 30 000 halmaza a tulajdonképpeni lapos galak-

66

Csillaghalmazok

tikus térségben van, az ún. I. populációhoz tartozik, és éppen ezért aleggyakrabban a Tejúton fordulnak elô. A kereken 240 gömbhalmaz aTejút (Galaxis) külsô térségéhez, a II. populációhoz tartozik. Ezenkívülátlagosan sokkal nagyobbak, és a csillagok száma is sokkal nagyobb,mint a nyílthalmazokban.A csillaghalmazok a csillagok koráról és fejlôdésérôl szolgáltatnakadatokat. Az egy halmazba tartozó csillagok nyilvánvalóan egyenlôkorúak, mert egészen biztosan együttesen keletkeztek a csillagközianyagból. A halmazok egyes csillagainak állapotjelzôi, pl. a fényerôkés a hômérsékletek közti eltérések azon alapulnak, hogy a csillagoknakmár „születésükkor” eltérô tömegük, és ezzel eltérô jellemzôik voltak,így idôközben eltérô sebességgel fejlôdtek.

Néhány nyílt csillaghalmaz szín-fényesség-diagramja (SANDAGE nyomán). A fôágbaloldalt fentrôl jobbra lefelé halad. Az elágazási pont helyzetébôl leolvasható ahalmaz kora. Összehasonlításul szerepel az M 3 gömbhalmaz is.

67

A fejlôdés ugyanis annál gyorsabb, minél nagyobb a csillag tömege. Aszín-fényesség-diagramon ezért csupán meghatározott tömeg alatticsillagok tartoznak a fôághoz. Az egészen fiatal halmazokban azok akis tömegû csillagok, amelyek még az összehúzódási stádiumban van-nak, még el sem érték a fôágat. A nagy tömegû csillagok fejlôdése vi-szont annyira elôrehaladott stádiumban lehet, hogy a fôágtól elván-dorolva elérték az óriáságat, vagyis az óriáscsillagok tartományát.Éppen ezért a fôsorozat töréspontjának helye – a diagram azon tar-tománya, ahol a fôsorozatot éppen elhagyni készülô csillagok vannak –a csillaghalmaz korának egy mértéke.A gömbhalmazok a maguk 6-10 milliárd esztendôs korával a Tejútlegrégebbi képzôdményei.

Néhány gömbhalmaz szín-fényesség-diagramja (SANDAGE nyomán). Összehason-lításul feltüntettük a legöregebb (NGC 188) halmazt, a fôágat és a Napot

68

Nyílt vagy galaktikus halmazok; N – elnevezés; CSK – csillagkép; r –távolság pc-ben; mv – összfényesség; D´ – átmérô ívpercben; Dl –átmérô pc-ben; Sz – a csillagok száma a halmazban; A – kor 106 évek-ben kifejezve; M 16 – a Messier-katalógus 16-os száma (a Plejádokatlásd a 6. mellékleten)

N CSK r mv D´ Dl Sz A

h Persei Perzeusz 2200 4,1 30 19 300 4x Persei Perzeusz 2300 4,3 30 20 240 4Plejádok Bika 126 1,3 120 4 120 80Hyádok Bika 41 0,6 400 5 100 900M 16 Kígyó 2000 6,6 8 5 40 2M 38 Szekeres 980 7,0 18 5 100 50M 67 Rák 900 7,3 16 4 80 5000

Az O színképtípusú forró és fiatal csillagok társulásokat (ún. asszociá-ciókat) képeznek. Számukat mintegy 700-ra becsülik. A Tejút e legfia-talabb csillagtömörülései fôként ott koncentrálódnak, ahol ma isképzôdnek csillagok: a spirális karokban.

Gömbhalmazok; az elnevezés és a csillagkép neve pirossal van szedve,r – távolság kpc-ben; mv – össz látszólagos fényesség; D´ – átmérôívpercben; Dl – átmérô pc-ben; M 16 – a Messier-katalógus 16-osszáma

r mv D´ Dl

ω Cen, Kentaur4,8 3,6 20 190M 3, Vadászebek13,8 6,4 9 32M 5, Kígyó8,3 5,9 11 30M 13, Herkules6,9 5,9 13 33M 15, Pegazus15,1 6,4 9, 36M 92, Herkules11,0 6,5 12 36

A társulások jó része tágul. Néhány csillaguk, az ún. szökevények, nagysebességgel már messzire távolodtak a közös kiindulási ponttól. A

69

Csillagtársulások

tágulás sebességébôl kiszámítható, mennyi ideig tartott, amíg a társuláskeletkezési helyétôl elérte jelenlegi méretét. A kor 1-5 millió esz-tendônek adódott. Az Orion-társulásban, amelyhez az ismert Orion-köd is tartozik, a csillagok képzôdése valószínûleg még ma is tart.Távolsága a Naptól 500 pc. A T Tauri típusú változócsillagok szinténtársulásokban fordulnak elô. Néha az O-társulásokhoz kapcsolódnak.A T Tauri-társulásokban fényes és sötét csillagközi anyag figyelhetômeg, amely a csillagok képzôdési alapanyagának egy része. A T Tauritípusú csillagokról azt feltételezik, hogy még az összehúzódási stádi-umban vannak.

A Tejút zónájában már szabad szemmel is megfigyelhetôk csillagok-ban gazdag és szegény tartományok. Ezt a tényállást a fényképek méghathatósabban bizonyítják. Ezenkívül világító, diffúz gáztömegek,valamint helyileg pontosan körülhatárolt, sokszor gömb alakú gázfel-hôk, az ún. planetáris ködök is vannak a Világegyetemben, amelyek a

Csillagsûrûsödések és -ritkulások. A mi szélességi fokainkon nézve a Tejutat, többvilágos csillagfelhô, köztük pedig néhány sötét felhô pillantható meg a Hattyú, aCefeusz, a Sas és a Nyilas csillagképekben, amelyek elrejtik elôlünk a Tejút közép-pontját

szupernóvák felrobbanásakor keletkeznek, és a szorosan vett csil-lagközi anyaghoz nem számíthatók hozzá. A Nova olyan változó csil-lag, amelynek a fénye hirtelen 10 ezer-150 ezerszeresen megnô, majdfokozatosan halványodik. A Szuper Novák a Novánál 10 ezerszerfényesebbek. Energiájukból egy nap alatt többet sugároznak ki, mint aNap 40 ezer év alatt. De ezek fénye is gyorsan csökken.A csillagok közti térségeket gáz és por alakú anyag tölti ki. Ennek átla-gos sûrûsége a Nap környezetében ρ = 10–24 g/cm3, ami nagyjából köb-centiméterenként egy hidrogénatomnak felel meg. Az intersztellárisanyag részt vesz a Galaxis általános mozgásában, és erôsen annak asíkjába tömörül. Tulajdonságai így megegyeznek az I. populációéval.A galaktika síkjára merôleges rétegvastagság mintegy 200 pc.Galaxisunk össztömegének mintegy 10%-a jut az intersztelláris anya-gra. Ennek az anyagnak 60%-a hidrogén, 38%-a hélium, és a többielem együttesen is csak 2%-ot ér el. Az össztömegnek csupán 1%-a poralakú. A mintegy 0,0001-0,001 mm átmérôjû porrészecskékben anehézelemek a túlnyomóak. A porrészecskék okozzák a csillagfény

70

Orion-köd

Csillagközi (inter-sztelláris) anyag

Planetáris köd

Nova

Szupernova

Intersztelláris anyag

elszínezôdését, az extinkciót. A porrészecskéken való szóródás közbenaz áthaladó fény kék hányada jobban gyengül, mint a vörös hányad.Ehhez hasonló jelenség naplementekor megfigyelhetô vörös színlégkörön való szóródás következményeképpen. Az extinkció okozza acsillagfény általános csillagközi elnyelôdését, az intersztelláris abszor-pciót, amely annál erôteljesebb, minél messzebb van a kérdéses csillag.A felhôkbe tömörülô porrészecskék miatt az abszorpció erôsen függ aziránytól. A galaktikus síkban kiloparszekenként 0,3–2,0 fényrendnekmegfelelô abszorpcióval lehet számolni. A galaktikus pólusokirányában az extinkció igen kis mértékû.Az intersztelláris anyagba mágneses erôtér ágyazódik be, amelynek azerôvonalai párhuzamosak a spirális karokkal. A térerôsség 10–3-10–4

A/m, a földi mágneses térnek csupán milliomod része.

A csillagoknak és az intersztelláris gázoknak a fô alkotórésze ahidrogén (H). Az elektromosan semleges gáztömörüléseket HI-tar-tományoknak, az ionizáltakat HII-tartományoknak nevezzük. Aközéphômérséklet a HI-tartományokban mintegy 100 K, a HII-tar-tományokban kereken 10 00K. A kellô optikai vastagságú HI-tar-tományokat azok az éles nátrium-, kálium-, kalcium-, titán-, vas- és

A csillagközi semleges hidrogén eloszlása a Tejúton (OORT nyomán). A szabadonhagyott szektorokra vonatkozóan még nincsenek megfigyeléseink. Az S Napnak aközéppontból számított távolságára itt 8,2 kpc-et feltételeztek

71

Extinkció

Intersztelláris abszorpció (elnyelés)

Hidrogén tartományok

néhány szénvegyülettôl származó abszorpciós vonalak árulják el, ame-lyek a HI-tartomány mögötti korai csillagok színképében jelennekmeg. Optikai vastagság vagy optikai mélység alatt a tartománylátóiránybeli kiterjedésének és a fényelnyelô anyag abszorpciós együtt-hatójának szorzatát értjük. A HI-tartományok a rádiócsillagászat hul-lámtartományába esô 21 cm hullámhosszúságú vonalat emittálnak. Asemleges hidrogénnek ez a 21 cm hullámhosszúságú vonala teszilehetôvé a Galaxisban a HI-tartományok helymeghatározását és ezáltala spirálszerkezet meghatározását.Az erôteljesen világító HII-tartományokra, amelyeket emissziósködöknek is neveznek, a hidrogén színképvonalai, valamint az oxigénés a nitrogén atomjának egyes tiltott vonalai a jellemzôk, amelyeketrégebben nebulium-vonalaknak neveztek. A HII-tartományok arádióhullámok sávjában folytonos és vonalas spektrumot bocsátanakki. Emissziós ködre a legismertebb példa az Orion-köd. Fényét igenforró csillagok (pl. a Trapéz csillagai) idézik elô. Ha az óriásigáztömegek között nem volnának ezek a csillagok, úgy ezen a helyennem lehetne ködöt látni.

Néhány világos köd adatai; N – elnevezés; Em – emissziós köd; Rf –reflexiós köd; mv – látszólagos fényesség; r – távolság pc-ben; D´ –átmérô ívpercekben; M – a Napéra vonatkoztatott tömeg

N mv r D´ M

Nagy Orion-ködM 42 Em 4,0 460 30 700M 8 Em 5,8 1500 25 3000

Trifid-ködM 20 Em 8,5 1600 15 300

Plejád-ködM 45 Rf 126 40

Észak-Amerika-ködNGC 7000 Rf, Em 800 80 3000

Ha a szomszédos csillagok hômérséklete alacsony, úgy az intersztel-láris gáz atomjai nem gerjesztôdnek a hidrogén-, oxigén- és nitrogén-színképvonalak emissziójára.Minthogy a gázok apró szilárd részecskékkel kevertek, ezért a szom-szédos fényes csillagok fényét ez a kozmikus por is visszaveri. A csil-lagok által így megvilágított tartományokat reflexiós ködöknek nevez-zük. Az északi égbolton a legfeltûnôbb reflexiós köd a Plejádok

72

Emissziós ködök

Nebulium-vonalak

Világos ködök

Reflexiós ködökKozmikus por

körzetében található. De az emissziós ködök fényének egy része is mindig a porrészecskéken való visszaverôdéstôl ered.Ha a poranyag sûrûsége és mélységi kiterjedése nagy, sötétködkéntjelentkezik, és elfedi a mögötte levô csillagok fényét. Minthogy azintersztelláris anyag rendkívül erôsen tömörül a Galaxis fôsíkjában,ezért a Tejúton a csillagfelhôkön kívül kifejezett sötétködöket istalálunk. Jól ismert a nyári Tejúton a Deneb fölötti vidék, továbbá aSzeneszsák alakzat a déli égbolton. A Tejútnak a Hattyú csillagképalatt kezdôdô két, egymás mellett futó ága, amely a déli égboltonegészen a Kentaur csillagkép közeléig tart, szintén kiterjedt sötétködökárnyékoló hatásának következménye. A sötétködök okozzák azt is,hogy a Tejút magját nem láthatjuk és nem figyelhetjük megközvetlenül.Az élesen határolt sötétködöket globuláknak nevezik. A globulák kiskiterjedésû sötétködök.Az optikai színkétartományokba esô abszorpciós vonalaik alapján márrégebben ismerték a CH- és CN-vegyületeket. Az intersztellárishidrogénmolekulák vonalati azonban a földi atmoszférán kívüli megfi-gyelésekkel fedezték fel az ultraibolya tartományban. Az intersztellárismolekulák gazdaságát csak 1963 után tárta fel a rádiócsillagászat – sokszerves molekulát is találtak. Hidroxil-, OH-emissziót fedeztek fel aforró HII-tartományokban, amelyek igen gyakran csak néhány csil-lagászati egységnyi, nagyon kis kiterjedésû forrásból erednek. Azintersztelláris térben kimutatták továbbá az ammóniák (NH3), a víz(H2O), a szén-monoxid (CO), a formaldehid (HCOH), a cián-hidrogén(HCN), a cián-acetilén (HC3N), a metil-alkohol (CH3OH), a kén-hidrogén (H2S) stb. molekuláit is. E molekulák vonalas emissziójatöbbnyire nem termikus gerjesztésbôl ered, hanem mézer-,illetve lézer-hatásból származik. Minthogy e molekulákat legtöbbször sötétködök-ben figyelik meg, feltételezik, hogy azok valószínûleg a csil-lagképzôdési folyamatok során, az intersztelláris porrészecskékfelületén keletkeznek. Egyelôre még beláthatatlanok a kozmogóniáraés az életnek a Világegyetemben való létrejöttére vonatkozókövetkezményei.Az intersztelláris téren minden csillag sugárzása áthalad. A sugárzássûrûsége középértékben 1,2 · 10–19 Nm/cm3. Ebben a sugártérben afekete test, amely minden ráesô sugarat elnyel, 3,6 K egyensúlyihômérsékletet venne fel. A csillagok közelében, mint Naprendszerünktanúsítja, ez az érték tetemesen megnô. A galaktikus sugártér sûrûségeközépértékben 1,3 · 10–33 g/cm3 tömegsûrûségnek felel meg, amikereken egymilliárdod része a gáz alakú anyag sûrûségének.

Galaktikus rádióforrások

A közönséges csillagok rádiósugárzása túlságosan gyenge ahhoz,hogy – a Napot kivéve – ki lehessen mutatni. Csupán a flercsillagok

73

Sötétködök

Globulák

Molekulák

Intersztelláris sugártérFekete test

Flercsillagok

bocsátanak ki az optikai fénykitörés során jelentôs rádiósugárzást is.Ennek nagysága megfelel a Nap rádióviharainak, a nagy távolság miattazonban csupán néhány égitestre vonatkozóan sikerült igazolni. Arádiósugárzás egyik forrása a csillagközi gáz.Az elektromosan semleges hidrogén 21 cm-es hullámhosszúságú su-gárzásán kívül a HII-tartományok termikus-folytonos sugárzást iskibocsátanak, amelyet a szabad elektronoknak a hirdogénionokerôterében való szabad-szabad átmenete okoz.

Néhány tipikus rádióforrás rádióspektruma; S – fluxussûrûség 10–24 W/(m2Hz)egységekben; RG – rádiógalaxisok és QSS – kvazárok

74

Termikus rádióforrások

A sugárzás az optikai adatokból már ismert 10 000 K hômérsékletnekmegfelelô. A HII-tartományok vonalas sugárzását csak a közelmúltbanfedezték fel. Ezt az ideiglenesen semleges atomok elektronjainak a leg-magasabb energiaszinteken való átmenetei idézik elô. A termikusrádiósugárzás jellemzô tulajdonsága, hogy a sugárzás fluxussûrûségeegy maximális frekvenciáig, amely a forrás térbeli kiterjedésétôl éssûrûségétôl függ, a frekvenciával nô. Ezen frekvencia fölött a fluxus-sûrûség állandó marad (mint az Orion-köd). A fluxussûrûség mértéke avevô 1 Hz-nyi sávszélességére és 1 m2 felületre jutó energia nagyságawatt-szekundumban kifejezve. Többnyire a 10–26 W/(m2Hz) egységhasználatos.A rádióforrások nagy részének, így a Rák-ködnek vagy a Kasszio-peiában levô forrásnak, olyan rádióspektruma van, amely erôsen eltéra termikus forrásokétól, ezeknél a fluxussûrûség a frekvencianövekedésével csökken. Az ilyen nemtermikus rádióforrások su-gárzása szinkrontronfolyamat következménye. Ezt a sugárzási mecha-nizmust 1948-ban, laboratóriumban, a szinkrotron elnevezésû mag-fizikai elektrongyorsítóban fedezték fel. Szinkrotronsugárzás akkorkeletkezik, ha relativisztikus elektronok közel fénysebességgel mágne-ses téren haladnak át. A spektrum tényleges alakja az elektronok ener-giaspektrumától, azaz az egyes sebességi intervallumokra esô elek-tronok számától és a mágneses térerôsségtôl függ.A galaktikus nemtermikus rádióforrások valószínûleg szupernóvákmaradványai. Tipikus példa erre a Rák-köd, az égbolt egyik legerôsebbrádióforrása. Régi kínai iratok szerint 1054. július 4-én egy fényes csil-lag tûnt fel, amelyet világos nappal is látni lehetett az égbolton. Ahelyén ma 5 ívperc kiterjedésû kaotikus köd látható, amely 1116 km/ssebességgel tágul.A diszkrét galaktikus rádióforrásokon kívül, amelyek erôsen a Tejútsíkjába tömörülnek, diffúz háttérsugárzás is észlelhetô, amely aTejúttól a pólusok felé szintén gyengül. A háttérsugárzásnak háromösszetevôje van. A termikus igen szorosan kapcsolódik a Tejúthoz, ésaz ionizált hidrogén számos, nem feloldott HII-tartományából tevôdikössze. A nemtermikus összetevô nem kapcsolódik annyira a Tejútsíkjához, és az intersztelláris plazma elektronjai termelik az általánosmágneses térben. Végül a fôként nemtermikus összetevôkbôl álló kom-ponens az egész égbolton egyenletesen eloszló extragalaktikus rádió-forrásokból, a rádiógalaxisokból ered.1967-ben rendkívül gyenge rádióforrásokat fedeztek fel, amelyekjelentôs sugárzást csupán néhány ezredmásodperc tartamú kitöréseikközben bocsátanak ki. A kitörések szigorúan periodikusak. Az eddigkereken 200 ismert pulzár periodushoszza a 0,033 s és 3,74 s értékekközé esik. A Rák-pulzár – NP 0532 – esetében, amely az 1054-ben fel-lángolt szupernóva maradványa, mind az optikai, mind a röntgentar-tománybeli fényesség a rádióimpulzusokkal azonos periódusban vál-tozik.

75

Fluxussûrûség

Nemtermikus rádióforrások

Szinkrontron-folyamat

Rák-köd

Háttérsugárzás

Pulzárok

Néhány galaktikus rádióforrás adatai: N – elnevezés; CSK – csillagkép;Φ – fluxussûrûség 1000 MHz frekvencián 10–26 W/(m2 Hz) egységek-ben, r – távolság pc-ben, SN a szupernóva típusa és évszáma, + i.sz., –i.e., *TYCHO BRAHE, **KEPLER megfigyelése

N CSK Φ r SN

Termikus források (HII-tartományok)Cygnus X Hattyú kb.5000 1300 –M17 Kígyó 700 1700 –Észak-Amerika-köd Hattyú 400 1000 –Orion-köd (M 2) Orion (Kaszás) 500 460 –Rosetta-köd Egyszarvú 320 1400 –M 8 Nyilas 140 1200 –

Nemtermikus forrásokCassiopeia A Kassziopeia 3100 3400 II + 1700?Rák-köd (M1) Bika 1100 1100 I + 1054Fátyol-köd Hattyú 200 770 II – 50 000?Cassiopeia B Kassziopeia 56 360 I + 1572*3 C 358 Kígyótartó 13 1000 I + 1604**

Néhány pulzár adatai; N – elnevezés, P – periódus másodpercben; Ph– az impulzus hossza ms-ban; r – távolság pc-ben

N P Ph r

NP 0527 3,745 240 500?CP 0808 1,292 90 60PSR 0833-45 0,089 2 500NP 0532 0,033 9 1100

Néhány kozmikus objektum wattban kifejezett L fényerejének a loga-ritmusa (lg 1026 = 26); oT – optikai tartomány; RT – rádiótartomány

oT RT

Nap 15,6 12Óriáscsillagok 31 ?Flercsillagok 25 16Pulzárok 23 21Szpernóva-maradványok 29 28100 milliárdnyi naptömegettartalmazó normális galaxis 37 30...32Rádiógalaxis 37 35...38Kvázisztelláris rádióforrás 39 37...38

76

Galaktikusrádióforrások

Kozmikusobjektumok

A pulzárok feltehetôen gyorsan forgó neturoncsillagok. Ezek a csil-lagfejlôdés végsô stádiumában levô, olyan fehér törpéknek számítanak,ahol a Nap tömegével közös azonos tömegek koncentrálódnak a mint-egy 10 km-nyi átmérôjû térfogatba. Belsejükben az anyagsûrûség1015–1016 g/cm3, ami a fehér törpék sûrûségének milliárdszorosa.

Minthogy a röntgensugarak nem képesek áthatolni a Föld légkörén, aröntgenforrások felfedezése csak olyan rakéták segítéségével sikerült,amelyek nagy magasságba szállnak fel. A röntgenforrásokat ma márspeciális röntgen-mûholdakkal kutatják. Az UHURU-mûholdakkalvégzett vizsgálatokból pl. egy olyan katalógus született, amelyben 161forrás helyét adják meg 1-2 szögperc pontossággal.A röntgenforrások erôsen a Tejút síkjába tömörülnek. Minthogy aröntgensugarak az intersztelláris gázban erôsen elnyelôdnek, a megfi-gyelt objektumok nem lehetnek nagyon messzire a Naptól. A Tejútsíkján kívül esô néhány forrás távoli galaxisokból ered. A Tejútsíkjában levô érdekes objektumoknak számítanak azok a források,amelyeknél a röntgensugárzás egy szoros kettôscsillag kompakttagjától származik.

Kettôscsillagokban lokalizált röntgenforrások; N – elnevezés; P – ker-ingési periódus; Cs – a látható komponens elnevezése; mv – a fôkom-ponens vizuális fényessége; Szko – a fôkomponens színképosztálya

N P Cs mv Szko

3U 0900-40 8d97 HD 77 581 6m9 B 0,5 I3U 1700-37 3,41 HD 153 919 6,6 O 6,5SMC X-1 8,89 13,3 B 0 ICyg X-1 5,60 HDE 226 868 8,9 0 9,5 ICen X-3 2,09 13,4 B 0 IHER X-1 1,70 HZ Her 14 B8-F3

Ez a kompakt kísérô valószínûleg a csillagfejlôdés utolsó szakaszábanvan, és vagy egy neutroncsillag, vagy pedig egy kollabáló nagyobbtömegû csillag. Lehet azonban ún. „fekete lyuk” is, amelyre a fôkom-ponens atmoszférájából anyag áramlik, aminek energiája azután rönt-gensugárzássá alakul.

Századunk kezdetéig azt hitték, hogy a Nap nincsen messze erôsenlapult csillagrendszerünk középpontjától. De a galaktikus síkbantömörülô sötétködök – ezek akadályozzák a megfigyelést – figyelem-bevétele, a sajátmozgások és a radiális sebességek hosszúságfüg-gôségének aprólékos vizsgálata, továbbá új megfigyelési módszerekalkalmazása már a húszas években arra az eredményre vezetett, hogy

77

Neutroncsillagok

Röntgensugár-források

A Galaxis szerkezete

csillagrendszerünk a Nyilas csillagkép irányában sokkal nagyobb kiter-jedésû, mint gondolták, és hogy a Nap nagyon excentrikus helyzetû.Kiderült, hogy csillagrendszerünk az extragalaktikus ködök, máskép-pen a galaxisok egyike.

A Tejútrendszer vázlatos ábrázolása; A – korong alakú tartomány, spirális elren-dezésû csillagokkal; – a gömbhalmazok galaktikus külsô tere és a gázhalo; ρ = 10–27 g/cm3

A Tejút magja, amely mintegy 10 milliárd naptömeget tartalmaz, aNaptól 10 kpc távolságra van. Lapos, a csillagok sûrûséáge középtôlkifelé csökken. A rendszer vastagsága eközben 5 kpc-rôl 1 kpc-recsökken. A csillagok korongszerû tartománya még ennél is jobban ella-posodik.

A fôsík körül szimmetrikusan helyezkednek el a felhôszerû elren-dezésû, intersztelláris anyagból álló gáz- és portömegek, valamint aspirálkarokba rendezôdött csillagfelhôk. A Nap két spirálkar között egymellékágban helyezkedik el, a fôsíktól északra mintegy 14 pc távol-ságra. A fôsíkra merôlegesen, a rajzon a galaktikus északi sarkokirányába fölfelé, az intersztelláris anyagnak és a csillagoknak asûrûsége gyorsan csökken.

Korongszerû (lencseszerû) csillagrendszerünkt átmérôje 25 kpc, éscsak kevéssé ellaposodó, 50 kpc átmérôjû gázburok („halo”) övezi,amelyben legalább 200 gömbhalmaz és nagyszámú változó egyes csil-lag van.A rendszer teljes tömege 1011 naptömeg. Abszolút fényessége – 20,m5.A közepes csillagsûrûség 0,1 naptömeg/pc3, azaz 7 · 10–24 g/cm3. Azintersztelláris gáz tömege kereken 2 · 1010 naptömeg, az intersztellárisporrészecskéké pedig 2 · 109 naptömeg. Az ellaposodás arra mutat,hogy csillagrendszerünk forog mégpedig a legerôsebben a peremcsil-

78

Tejútrendszer

Galaxismag

Csillagfelhô(Spirálkarok)

Gázburok(Halo)

lagok korongszerû tartományában. A Nap 220 km/s sebességgel keringa középpont körül – a rajzon a papírlapra merôlegesen kifelé –, éskereken 300 millió év alatt kerüli meg egyszer.A Tejútrendszer csillagai minden nehézség nélkül két csoportraoszthatók, az ún. I. populációra és a II. populációra. A csoportosításalapja kezdetben a Hertzsprung-Russel-diagram volt.

A Tejútrendszer csillagainak osztályozása

I-es populáció II-es populáció

A csillagok elôfordulásaa korong spirális karjaiban a magban és a halóbannyílt halmazokban és társulásokban gömbhalmazokbanszuperóriások gyors futók

A galaktikus síkra merôleges irányúsebességkicsiny nagy

Az elemek gyakoriságaugyanakkora, mint a Napban a nehéz elemek mennyisége

igen kicsiny

Kor2 · 106 évnél kevesebb 2 · 109–15 · 109 év

Utólag azonban kiderült, hogy acsoportosítás megfelel a térbeliszerkezet és a mozgás szerintifelosztásnak, és hogy végsô sorona csillagok korának megfelelô,közelítô felosztást sikerült meg-valósítani. Szokás öt csoportravaló finomabb felosztást is alkal-mazni.

Az I-es és a II-es populáció vázlatosHertzsprung-Russel-diagramja

79

Populációk

Gyorsfutóknak nevezik azokat a csillagokat, amelyek a Nap közelében70-300 km/s-es nagy sebességükkel tûnnek ki. Ezzel a sebességgelelmaradnak a Nap Tejút-középpontkörüli keringési sebességétôl, úgy-hogy valójában „lassú futóknak” kellene ôket hívni. Ez annyit jelent,hogy a Naptól eltérôen nem körpályán mozognak a Tejút középpontjakörül, hanem olyan elnyújtott ellipszispályán, amelynek a középpont-tól legtávolabbi pontja éppen a Nap környezetében vagy valamivelazon túl van. A gyorsfutók csak akkor azonosíthatók, amikor aközelünkben tartózkodnak. Innen visszatérnek a Tejútnak amagkörnyéki részébe.

Csillagfizika (asztrofizika)

Már szabad szemmel is látható, hogy a csillagok fényének a színekékesfehértôl a sárgán át a vörösig terjed, amibôl a csillagok különbözôállapotára lehet következtetni.

A csillagok állapotának jellemzésére a következô mennyiségeketszokás használni: az L fényerôsség, a fényrend és a színképosztály, a Teeffektív felszíni hômérséklet K-ben, az R sugár cm-ben, az M tömeg g-bam, a forgási periódus s-ban, a H mágneses térerôsség A/m-ben az alapultság és a vegyi összetétel.A csillagok állapota az ún. állapotjelzôkkel írható le.A csillagok L fényerôssége azzal az energiával adható meg, amely azatommag-átalakulások következtében a csillag belsejében másod-percenként felszabadul. Ha a Nap 3,90 · 1026 Nm/s nagyságú ener-giatermelést választjuk egységül, vagyis L ∧ 1, úgy a többi csillagfényereje ennek 10 000-szerese és 0,0001-szerese között mozog.Az összsugárzásnak megfelelô abszolút fényesség, az Mbol abszolútbolometrikus fényesség, a fényerô logaritmusával arányos. Értéke acsillag látszólagos m fényességének, p parallaxisának és Te effektívhômérsékletének az ismeretében kiszámítható. A csillagok színkép-osztálya spektrumukból határozható meg, bizonyos vonalak inten-zitásának az összehasonlítása alapján. A színkép folytonos hátterepedig a felszíni hômérséklet meghatározására használható. Ahômérséklet jellemzésére többnyire a Te effektív felszíni hômérsékletszolgál. A csillag L fényerejével és R sugarával az alábbi egyszerû kife-jezés szerint függ össze: L = 4πR2σTe

4, ahol σ a Stefan-Boltzmann-állandó, értéke 5,67 · 10–12 Nm/(cm2 s K4).

A csillagok többsége hét fô színképosztályba sorolható, amelyeket a Tfelszíni hômérséklet csökkenô sorrendjében az O, B, A, F, G, K, Mbetûkkel jelölünk.

Az O-csillagok felszíni hômérséklete 25 000-40 000 K, a színük kék.Ilyenek pl. a Trapézcsillagok az Orion-ködben. Spektrumuknak a

80

Gyorsfutók

A csillagok állapotjelzôi

Fényerô(csillag)

Fényesség(csillag)

Színkép(csillag)

Hômérséklet(csillag)R sugár(csillag)

Színképosztályok

kékbe és ibolyába esô része igen erôteljes. Az ionizált héliumhoz tartozósötét vonalak száma kicsiny. A B-csillagok felszíni hômérséklete 12 300-25 000 K, a színük kékesfehér. Ilyenek pl. a Rigel, a Bellatrix és az Orionövcsillagai. Spektrumukban jelen vannak a semleges héliumnak és ahidrogénnek az abszorpciós vonalai. Az A-csillagok felületi hômérséklete7900-10 000 K, színük fehér. Ilyenek pl. a Sirius és a Vega.Spektrumukban a hidrogén vonalai erôteljesek, a hélium és a kalciumvonalai gyengék. Az F-csillagok felszíni hômérséklete 6000-7500 K, aszínük sárgásfehér. Ilyenek a Procyon, a Sarkcsillag és a Danopus,Spektrumukban az ibolya gyengébben, a sárga és a vörös erôteljesebbenvan képviselve, a hidrogénvonalak gyengék, a kalciumvonalak erôsek, éssok fémes eredetû színképvonal is látható. A G-csillagok felszínihômérséklete 5000-6000 K, a színük sárga. Ilyenek pl. a Nap, a Capellaés a Pollux. A folytonos színképnek az F-osztályban kezdôdô változásafolytatódik, a hidrogénvonalak jelentôsen gyengébbekké, a fémek vonalaierôteljesebbekké válnak. A K-csillagok felületi hômérséklete 3500-4000K, a színük narancssárga. Ilyenek pl. az Arcturus és az Aldebaran. Afémek vonalai szaporodnak, molekuláktól, elsôsorban titán-oxidtól szár-mazó sávok lépnek fel, a rövidhullámú rész spektrumát szinte teljesenvonalak fedik le. Az M-csillagok felszíni hômérsékelte 2500-3500 K, aszínük vöröses. Ilyenek pl. a Betelgeuze és az a Herculis. A vonalakszáma a színkép hosszúhullámú részén megszaporodik, a csillagbankémiai vegyületek létezhetnek. Igen erôteljesek a titán-oxid és a szénve-gyületek vonalai.A közbensô fokozatokat decimálisan különböztetik meg, pl. A0-tól A9-ig.Ritkábban képviselt színképosztályok a következôk: a nóvák Q osztálya;a planetáris (bolygószerû) ködök P osztályba (ebben a vonalak igengyenge folytonos háttér elôtt jelentkeznek); a Wolf-Rayet-csillagok Wosztálya, amelybe széles emissziójú forró csillagok tartoznak; a C- vagyszéncsillagok, amelyek spektrumában szénvegyületektôl származó erôsabszorpciós sávok láthatók; végül az S-csillagok, amelyek színképében acirkónium-oxid sávjai figyelhetôk meg. A csillagok atmoszférájánakösszetételére és fizikai állapotára vonatkozó ismereteink aszínképelemzés eredményei tették lehetôvé. A színképelemzéskormegvizsgálják az egyes hullámhossztartmányok intenzitását, erôsségét,illetve fényességét, továbbá a Fraunhofer-vonalak helyzetét és szé-lességét. Az utóbbiakat földi anyagok színképelemzési eredményeivelösszehasonlítva, bizonyos elemeknek és vegyületeknek a csillagon valóelôfordulására következtethetünk. A fényintenzitásnak a folytonosszínképben való eloszlása a hômérséklettôl és az anyagi összetételtôlfügg, úgyhogy ebbôl meghatározható a csillag hômérséklete.Az O-, B- és A-osztályú csillagokat koraiaknak, az F- és G-osztá-lyúakat közepes korúaknak, a többieket, beleértve a C- és S-osztályt is,késôieknek nevezzük. Az elnevezéseknek eredetileg kozmogóniaijelentôségük is volt, ma azonban már csak csoportmegjelöléskénthasználatosak.

81

O, B, A, F, G, K, M „színû”csillagok

Q, P, W, C, S„színû”csillagok

Fraunhofer-vonalak

Korai – közepes korú – késôi csillagok

Ha a csillagokat a színképosztályuk és abszolút fényességük szerintdiagramban rendezzük el, a felfedezôkrôl Hertzsprung-Russel-diagramnak, röviden HR-diagramnak nevezett ábrát kapjuk.

A Hertzsprung-Russel-diagram, az I-tôl V-ig terjedô fényerôosztályok és a fehér tör-pék helyzetének feltüntetésével

Ez a csillagok legfontosabb állapotdiagramja, mert következtetésekettesz lehetôvé a Világegyetemben elôforduló állapotjelzôkre és a csil-lagok fejlôdésére vonatkozóan.Minthogy a színképosztály a csillagok hômérsékletétôl függ, a HR-diagram egyenértékû egy hômérséklet-fényerô- vagy HF-diagrammal.Ha a csillagok olyan távoliak vagy olyan sûrûn állnak, hogy aszínképük nem vehetô fel, úgy a színképosztály helyett színindex ishasználható, amely szintén a hômérséklet mértéke. Ha pedig nemismerjük egy csillagcsoport vagy csillaghalmaz távolságát, úgy a csil-lagok látszólagos fényességét használjuk, mert az abszolút fényességmindezen csillagokra vonatkozóan ugyanakkora értékkel különbözik alátszólagostól. Ekkor a HR-diagram helyett színfényesség- vagy SZF-diagramot kapunk. Ha a két diagramot egymásra fektetjük, az ordinátaszerinti fényességi értékek különbségébôl rögtön meghatározhatjuk a

82

A Hertzsprung-Russeli-diagram

csillaghalmaz távolságát. Egy csillag helyét újabban a HR-diagrambanúgy adják meg, hogy a színképosztályon kívül a fényerôosztályt is köz-lik, mert vannak csillagok, amelyek ugyanabba a színképosztályba tar-toznak ugyan, az abszolút fényességük, illetve fényerejük mégis na-gyon különbözô. A Nap pl. G2 V típusú csillag. A csillagok többségea Naphoz hasonlóan a V. fényerôosztályba tartozik. Ezek a csillagokalkotják a fôágat a HR-diagramban, és fôsorozatbeli csillagoknak vagytörpecsillagoknak nevezik ôket. A Nap környezetében a csillagoknak92%-a ilyen. A fôág alatt foglalnak helyet a jóval kisebb abszolút fény-erejû fehér törpék. Részarányuk 7% és így meglehetôsen gyakoriak. Azátló menti fôág fölött csupán a csillagoknak 1%-a foglal helyet.Minthogy a hômérsékletük és ennek következtében a felületifényességük ugyanakkora, mint a fôágiaké, a nagyobb fényerô okanagyobb méretükben rejlik. Az óriáscsillagokat a következôképpencsoportosítjuk: I. szuperóriások, II. fényes óriások, III. közönségesóriások és IV. szubóriás csillagok.A csillagok felületi hômérséklete az infravörös csillagok 700 K körülihômérsékletétôl egészen 40 000 K-ig terjed. Egyes esetekben mégennél magasabb hômérsékletek is elôfordulnak.

Óriáscsillagok átmérôadatai; N – elnevezés, R – rövid jel, CSK – csil-lagkép, D – közepes átmérô 106 km egységben, a távolságból és azinterferométerrel mért látszólagos átmérôbôl kiszámítva; a pontat-lanság maximálisan a 25%-ot érheti el.

N R CSK D

Betelgeuze α Ori Orion 1200Antares α Sco Skorpió 1000Ras Algethi α Her Herkules 950Mira ο Cet Cet 540Scheat β Peg Pegazus 210Aldebaran α Tau Bika 63Arcturus α Boo Ökörhajcsár 36Nap (összehasonlításul) 1,39

A fényerôbôl és a hômérsékletbôl következtethetünk az illetô csillag-gömb sugarára. A HR-diagramban a ferde vonalak a csillag- ésnaprádiusz hányadosát adják meg. Vannak csillagok, amelyek sugaraeléri a Napénak az 500-szorosát, másoké alig egy század része ennek.Fontos mennyiség a csillagok tömege, amely annak az anyagmennyi-ségnek a mértéke, amellyel a csillag keletkezésekor bírt. Az anyagiösszetétellel együtt a tömeg határozza meg a csillag életútját. A csil-lagtömegek tartománya 0,125 naptömegtôl mintegy 100-szoros nap-tömegig terjed. De már a tízszeres naptömegû csillagok is nagyon-

83

Törpecsillagok

Óriáscsillagok

Csillagok tömege

nagyon ritkák. A fényerô és a tömeg között empirikus tömeg-fény-erôösszefüggés ismeretes, amely a csillagok belsô szerkezetérevonatkozó elméletbôl is levezethetô. Közelítôleg érvényes: F = M3,5

(F = fényerô, M = tömeg), ahol M egysége a naptömeg. Ebbôl rögtönfontos következtetés vonható le a csillagok viszonylagos koráravonatkozóan, ugyanis pl. azok a csillagok, amelyek ezerszer annyienergiát sugároznak ki, mint a Nap, csak 7-szer akkora tömegûek, mert1000 = 73,5. Az ilyen csillagok tehát energiaszükségletüket 0,007 t idôalatt használják el, ahol t a Nap várható élettartama.A csillagok tömegébôl és sugarából három fontos adat határozhatómeg: a közepes sûrûség, amely a Napra vonatkozóan 1,4 g/cm3; afelületi gravitációs gyorsulás és a szökési sebesség.

Néhány csillag állapotjelzôi; Szko – színképosztály; Mbol – abszolútbolometrikus fényesség; M, R és a ρ a tömeg, a rádiusz és a közepessûrûség a Napéhoz viszonyítva

Szko Mbol M R ρ

Fôági csillagokO5 –10,6 40 18 0,01BO –6,7 17 8 0,04AO 0,0 3,5 2,6 0,18FO +2,7 1,8 1,2 0,70GO +4,6 1,1 1,0 0,95KO +5,8 0,80 0,85 1,3MO +7,6 0,49 0,63 1,9

ÓriáscsillagokGO +1,7 2,5 6,3 0,01KO +0,2 3,5 16 8 · 10–4

MO –2,0 5,0 42 8 · 10–5

SzuperóriásokO, B –8 25 80 5 · 10–5

F –5 10 60 10–4

M –6 15 650 10–7

Fehér törpékA5 +11 0,7 0,013 105...107

A felületi gyorsulás a Napon 0,274 km/s2. A többi csillagnál 10–5

km/s2 és 600 km/s2 között változhat. A szökési sebességrevonatkozóan szintén szélsôséges értékek adódnak. A szökési sebesség

84

Szökési sebesség

a Nap felszínén 618 km/s, a nagy kiterjedésû vörös óriásoknál csupán110 km/s, a fehér törpéken viszont 3500 km/s. Összehasonlításulközöljük, hogy a szökési sebesség a Föld felületén 11 km/s. A csillagokolyan gázgömbök, amelyeket a gravitáció tart össze. Ha az ω forgásifrekvenciájuk magasabb, akkor alakjuk erôsebben eltér a gömbalakjától. Lapultságuk a forgási frekvencián kívül a belsô tömegelosz-lástól is függ. A csillagok felületén és belsejében folyó konvekciósáramok mágneses teret gerjesztenek, mert az áramló gázok villamostöltésûek. A csillagok gázanyaga sûrû, az intersztelláris gázok anyaganagyon ritka plazma. A forgás elôsegíti az áramlásokat. A Nap átlagosmágneses térerôssége csupán néhány száz A/m, a napfoltokban azon-ban sok százezer A/m is lehet. A részben nagyon gyorsan forgó A-osztályú csillagoknál 3 · 106 A/m térerôsséget is találtak. Vannak olyancsillagok, amelyek mágneses térerôssége periodikusan változik, és aváltozás a polaritás ellenkezôre fordulását is okozhatja. Az ilyen csil-lagokat mágneses változócsillagoknak nevezzük.

Jelenleg 15 000 olyan csillag ismeretes, amelyek fényessége az idôbenváltozó. Az új felfedezések állandóan szaporítják számukat. A csil-lagok teljes számához viszonyítva csak kevésnek változnak lényegesenaz állapotjelzôi. Számukból mindenesetre le kell vonni a fotometrikuskettôscsillagok, a fedési változócsillagok számát, amelyek legismer-tebb képviselôje az Algol csillag (β Per). Ezek olyan, sok esetben eltérôfényességû és színképtípusú csillagpárok, amelyek úgy mozognakegymás körül, hogy a földi megfigyelô elôtt kölcsönösen elfedikegymást, és így idôszakos fényességingadozást mutatnak. Több mint3500 fedési változó ismeretes. Mindazokat a változócsillagokat, ame-lyek nem fedési változók, fizikai változócsillagoknak nevezzük.A Hertzsprung-Russel-diagramban elfoglalt helyük szerint két cso-portjukat különböztetjük meg: a változóóriásokat, illetve szuperóri-ásokat, és a fôág változócsillagait. A fényesség változási módjától füg-gôen szintén két csoportot különböztethetünk meg: a pulzáló és azeruptív változócsillagokat.A pulzáló változócsillagok fényességének változását a sugár nö-vekedése és csökkenése, és a felületi hômérsékletnek ehhez kapcsolódónövekedése és csökkenése idézi elô. A csillag pulzálási periódusaközelítôleg megegyezik külsô rétegei saját rezgésének periódusával. Apulzálásra az indítékot az energiatermelés, illetve energiaszállításlefolyása szolgáltatja. A cefeidáknál szoros kapcsolat van a periódus ésa fényerô között. A periódus-fényerô-összefüggés alapján tehát a meg-figyelt periódusból kiszámítható az abszolút fényesség, amelyet azutánegybevetve a látszólagos fényességgel, megkapjuk a távolságot. Ezenaz eljáráson alapszik néhány olyan galaxis távolságánakmeghatározása, amelyekben az abszolút fényes cefeidák még egyesobjektumokként azonosíthatók. De csak 1950-ben jöttek rá, hogy két-féle cefeida létezik: Cδ cefeidák, amelyek tipikus képviselôje a δ Cep,

85

Mágneses térerôsség

Csillagok forgása

Változó- és új csillagok

Pulzáló változócsillagok

Cefeidák

és az I. populációba tartoznak; és a CW cefeidák, amelyek tipikusképviselôje a W Vir, és a II. populációba tartoznak. Minthogy az elsôcsoportról kiderült, hogy abszolút fényességük két magnitúdóval na-gyobb, mint azt korábban gondolták, a távolsági skálát alaposan kor-rigálni kellett.Ezeknél a változócsillagoknál valószínûleg egyensúlyi zavarokról vagyolyan folyamatokról van szó, amelyek a fôágbeli egyensúlyi állapoteléréséhez vezetnek.

Változócsillagok; jelölés és fontosabb tulajdonságok; R – rövid jel; P –populáció; π – periódus napokban; Mv – abszolút fényesség; A –amplitúdó magnitúdó szerint; Szko – színképosztály

R P π Mv A Szko

Pulzáló változócsillagokklasszikus cefeidák (δ Cep): szigorúan periodikusfényességváltozás

Cδ I 2...40 –2,6 0,4 F–K...–5,3 ...1,4

RR Lyrae csillagok, rövid periódusú cefeidák, halmazvál-tozók: szigorúan periodikus fényességváltozás

RR II 0,4...1 +5,4 0,6 A4–A7...1,3

W Virginis csillagok: szigorúan periodikus fényességvál-tozás

CW II 1...50 –1,3 0,6 F–G...–4,0 ...1,0

Mira Ceti csillagok (Mira): hosszú periódusú óriáscsillagokCN I 80... –3 2...5

1000 ...+1Félig szabályos változócsillagok: szuperóriások és óriások

SR I– 30... –1 1...2 G-MII 1000 ...–4RV Tauri csillagok: szabálytalan fényességváltozás, a mi-nimális mélység váltakozó

RV II 50... –2 1...3 G-K150

86

Eruptív változócsillagok

Változó csillagokcsoportjai

R P π Mv A Szko

Eruptív, illetve szabálytalan változócsillagokT Tauri csillagok, RM Aurigae csillagok:fôági csillagok, világos és sötétködökben figyelhetôk meg,a fényesség változása gyors és szabálytalan lefolyású, anyugalmi periódusokban a fényesség állandó

RM I +5 3 F-GR Coronae Borealis csillagok: szuperóriások; hirtelenfényességfellobbanások, majd nyugtalan minimumhónapokon vagy éveken keresztül

RCB I –5? 1...9 F–KU Geminorum vagy SS Cygni csillagok: fôági csillagok;hirtelen fellobbanás 20...500 nap közötti szabálytalanidôközökban

UG 8±3 4 B–KFlercsillagok, UV Ceti csillagok; fôsorozatbeli csillagok; 10percnél rövidebb tartamú hirtelen kifényesedés

UV 15 1..6 M3–M6I-es típusú szupernóvák: a fényesség (maximum) gyorscsökkenése 3 magnitúdóval 30 nap alatt

SN I II –16 19II-es típusú szupernóvák: a fényesség (maximum) lassúcsökkenése 3 magnitúdóval 100 nap alatt

SN II I –14 >19Nóvák

N –7...–8 11 A(max)Visszatérô nóvák

Nc –4(max)

A T Tauri csillagok társulások tagjai, és többnyire intersztelláris por-felhôk vagy fényes ködök – pl. az Orion-köd belsejében, illetve aszélén fordulnak elô. A flercsillagokhoz hasonlóan még valamivel afôág fölött vannak, amelyet csak késôbb érnek majd el. Mind a kéttípus csupán kereken egymillió esztendôvel ezelôtt képzôdött az inter-sztelláris anyagból, és összehúzódási fázisának éppen a végén tart. Alegnagyobb fokú egyensúlyzavarok a nóváknál (novus, lat., új) és aszupernóváknál tapasztalhatók. Egy elôzôleg többnyire gyenge fényûcsillag, az elônóva fényessége hirtelen 9-12 fényrenddel nô. Az általakisugárzott energia többnyire mindössze néhány óra alatt 10 000- vagy100 000-szeresére nô.A legnagyobb fényesség elérése után a jelenség eleinte gyorsan, majdegyre lassabban visszafjelôdik, és csak évek, esetleg évtizedek múlvaéri el a nyugalmi, azaz az utónóva állapotot, amikor is fényessége közel

87

Tauri csillagok

Nova

Nóva fényességgörbéje

ugyanakkora, mint eredetileg volt. A csillag a kitörés során csupán alegkülsô burkát, össztömegének mintegy egyezred részét veti le, ésfehér törpévé alakul. A kitörés során kisugárzott energia Napunk évienergiatermelésének mintegy 10 000-szerese.A Tejútrendszerben évente kb. 40 nóva jelenik meg. A szupernóvákszáma sokkal kisebb, 500 évenként jelenik meg egy.Ezek kisugárzott energiája Napunk évi energiatermelésének 107–106-szorosa. A maximum idôpontjában a szupernóvák fényessége egyegész csillgrendszerével vetekszik. Szupernóva-kitöréskor a csillageredeti tömegének jelentôs része kivetôdik a világûrbe. A gázok 5000-10 000 km/s sebességgel tágulnak, és a maradék csillag energikus su-gárzása áramlik át rajtuk. Ezeknek a maradékoknak a legmagasabb afelszíni hômérséklete, 40 000-100 000 K. Ez a sugárzás fénykiboc-sátásra gerjeszti a gázokat, amelyek ezáltal planetáris (bolygószerû)ködök alakját öltik. A Bika csillagképben látható Rák-köd az 1054-benfelrobbant szupernóvának köszönheti a létezését. 1572-ben a

Néhány szupernóva és nóva adatai; a – a kitörés esztendeje; CSK –csillagkép; max és min – a legnagyobb és a legkisebb látszólagosfényesség; v – vizuális; pg – fotografikus

a CSK max minSzupernóvák1054 Bika –2,2 –1572 Kassziopeia –3,5 13,71604 Kígyótartó –2,2 –

Nóvák191 Perzeusz 0,2 13,7 v1918 Sas –1,1 11,0 pg1934 Herkules 1,3 15 pg

88

Szupernova

Planetáris ködök

Kassziopeiában jelent meg egy szupernóva, amelyet TYCHO BRAHEfigyelt meg. 1604-ben KEPLER a Kígyótartóban ugyancsak szupernóvátészlelt. A többi, ez ideáig 180-nál több, fényképészeti úton megfigyeltszupernóva extragalaktikus csillagrendszerek tagja. A nagy távolságilyen esetekben sajnos megnehezíti a fontos részletek megfigyelését,sôt esetleg teljesen meg is akadályozza ezt.

A változócsillagok és a nóvák kivételével a csillagokban a változásokolyan lassan mennek végbe, hogy belsô szerkezetük meghatározásábana változások nyugodtan figyelmen kívül hagyhatók. A csillagok tehátegyensúlyi állapotban levô gázgömböknek tekinthetôk. De a csillagokbelsejében uralkodó nagy T hômérsékleten és nagy ρ sûrûségen agázok egészen másképpen viselkednek, mint földi körülmények között:a gázok ilyenkor plazmaállapotúak. A plazmában az atomokról mindenelektronjuk leszakadt. A nyomás, a sûrûség és a hômérséklet közöttazonban általában még ekkor is érvényes az idális gázok állapotegyen-lete. A nyomás csak igen nagy sûrûségnél nem függ többé a hômérsék-lettôl. Ezt az állapotot elfajultnak nevezzük. De ha igen magas ahômérséklet, akkor a sugárnyomás nagyobb a gáznyomásnál.A csillagok belsejében mechanikus vagy hidrosztatikus egyenúlyuralkodik, vagyis a csillag egy belsô pontjában a fölötte levô rétegeksúlyától eredô nyomást a gáznyomás és a sugárnyomás kiegyenlíti.Sugárzási egyensúlyban annak a sugárzásnak az energiája, amely egygömbhéjon át kilép, egyenlô a gömb belsejében termelôdött energiával.Torlódásnak nem szabad bekövetkeznie. A belsô hôméréskleti gradi-enst, azaz a rádiusz menti hômérséklet-eloszlást az energiaáramláshatározza meg, amely a gömb belsejében termelt energiát sugárzásvagy hôkonvekció segítségével kifelé szállítja. A csillagnak két szom-szédos gömbhéj közti tömegét úgy kapjuk meg, hogy a sûrûségetszorozzuk a két gömbhéj közti térfogattal.Ez a négy feltétel teljesen meghatározza a csillagok szerkezetét, hahozzávesszük még a gázok állapotegynletét és a hômérséklettôl, asûrûségtôl, valamint a kémiai összetételtôl függô, a térfogat- és idô-egységre jutó energiatermelési rátát. Az összefüggés a magfizikaikísérletek eredményébôl levezethetô.Kiderült, hogy a nem nagyon gyorsan forgó és a nem nagyon erôs mág-neses terû csillagok minden megfigyelhetô állapotjelzôje, így felületihômérséklete, színképe, fényereje, továbbá rádiusza egyes-egyedül akérdéses csillag tömegétôl és kémiai összetételétôl függ. Ezt a tényál-lást fejezi ki a csillagszerkezet egyértelmûségi tétele, azaz a Vogt-Russell-tétel.

A csillag központjában, az atomátalakulások következtében, a fejlôdésfolyamán a kémiai összetétel állandóan változó. A változás gyorsaságaaz eltérô tömegû csillagoknál más és más. Ha azonos összetételûkezdeti anyagot feltételezünk, úgy a csillagok kémiai összetétele

89

Csillagszerkezet ésenergiatermelés

A csillagszerkezetalaptörvényei

Sugárzási egyensúly

Egyértelmûségi tételVogt-Russell-tétel

csupán kezdeti tömegüktôl és koruktól függ. Az egyértelmûségi tételtehát azt mondja ki, hogy egy csillag állapotjelzôi egyes-egyedül atömegétôl és a korától függenek. A tétel alapján világos a Hertzsprung-Russell-diagram alapvetô jelentôsége, hiszen a csillagok tömegébôlkövetkeztetéseket vonhatunk le a csillagok fejlôdés menetére és életko-rára vonatkozóan.A csillagmodellek végigszámításához olyan bonyolult és hosszadalmasnumerikus számításokra van szükség, amelyek elvégzését csupán azelektronikus számítógépek alkalmazása tette lehetôvé.

A fôsorozatbeli csillagok adatai; T – hômérséklet 106 K-ben; p –nyomás 109 MPa-ban; r –közepes sûrûség g/cm3-ben a fôsorozatbelicsillag középpontjában; M – a Napéra vonatkoztatott tömeg; Szko –szinképosztály

T p ρ M Szko

28 34 9 10 B220 145 48 2,5 A212 135 77 1,0 G18 73 65 0,6 K6

Ha eltekintünk a kémiai összetétel jelentéktelen egyedi eltéréseitôl és akülönbözô fejlôdési fokozatoktól, úgy a következô ábra jó képet ad azr rádiuszon belül az alábbi négy állapotjelzôrôl r függvényben; a Thômérséklet, a ρ sûrûség, a p nyomás és az M tömeg. Az ábra fôágbe-li csillagokra érvényes. A csillagok felületéhez az r = 1,0 érték tartozik,

Az állapotjelzôk átlagos menetefôsorozatbeli csillagok belse-jében az r rádiusz függ-vényében, a csillag rádiuszátválasztva egységnek. A p(r)nyomást, a ρ(r) sûrûséget és aT(r) hômérsékletet a központiértékre mint egységre vonatkoz-tatva, az M(r) értéket a csillagössztömegére vonatkoztatvaközöljük

90

Csillagmodellek

az állapotjelzôket pedig a csillagközépponti értékekre, illetve azössztömegre mint egységre vonatkoztattuk. Ha pl. a csillagnak R a su-gara, úgy egy 0,3R sugarú gömbben van össztömegének a fele. Azóriások és a szuperóriások, valamint a fizikai változócsillagok és afehér törpék szerkezete ettôl eltér.

A központi gömb és a rákövetkezô gömbhéjak mindegyike a csillag tömegének egy-tizedét tartalmazza

A csillagok fô energiaforrása az atomreakciók során felszabadulómagenergia. Az atommagreakciók akkor indulnak be, ha a központihômérséklet túllépi az 5 millió K-t. Az atomok átlagos sebessége azon-ban még ekkor sem elég nagy ahhoz, hogy összeütközésük mag-egyesüléseket hozzon létre, csupán egy kis törtrészüknek elegendôehhez az energiája. Ez azt eredményezi, hogy a magfolyamatok nemterjednek ki az anyag egészére, és nem folynak le robbanásszerûen. Acsillagok sugárzása szempontjából a legfontosabb magreakciók akövetkezôk: a pp-reakció, a CN-ciklus és a 3α-folyamat. A proton-pro-ton vagy röviden pp-reakció két proton (1H), azaz p egyesülésévelkezdôdik. A két proton a D deutérium d- avagy 2H-magjává egyesül,amely még eg yp protonnal a héliummagot (3He) alkotja. Két ilyenmagból képzôdik a közönséges héliumatom (4He). Az e reakciók soránfelszabaduló energia, e+ pozitronok, ν neutrínók, γ kvantumok ésprotonok (1H) száma a következô reakcióegyenletekbôl olvasható le:

1H + 1H → 2H + ε+ + ν + 1,44 MeV;2H + 1H → 3He + γ + 5,49 MeV;3He + 3He → 6He + 21H + 12,85 MeV.

Tehát amikor négy 1H-atomból egy 4He-atom képzôdik, összesen 26,2

91

A csillagok energiaforrásai

MeV = 4,19 · 10–12 Nm energia szabadul fel, ha eltekintünk attól azenergiától, amelyet a neutrinó visz magával. A szén-nitrogén, vagyröviden CN-ciklus folyamán szintén hidrogénbôl képzôdik hélium, deehhez a reakcióláncban szénre (12C) vagy nintrogénre (N) van szükség,amely katalizátor szerepet játszik:12C + 1H → 13N + γ + 1,95 MeV;13N → 13C + ν + 2,22 MeV;13 C + 1H → 14N + γ + 7,54 MeV;14N + 1H → 15O + γ + 7,53 MeV;15O → 15N + ε+ + ν + 7,21 MeV;15N + 1H → 12C + 4He ! 4,96 MeV.

A szén végül újra szabaddá válik. A felszabaduló energia összmeny-nyisége 25,0 MeV = 4,0 · 10–12 Nm.A Salpeter- vagy 3α-reakció szerint magas hômérsékleten héliumból

A csillaganyagban köbcentiméterenként és másodpercenként felszabaduló energia J-ben (1 J = 107 erg) kifejezve, a központi hômérséklet függvényében

szén egy igen rövid élettartamú berilliummag, 8Be közvetítésévelképzôdik:4He + 4He → 8Be + γ – 0,095 MeVés8Be + 4He → 12C + γ + 7,4 MeV.

Ennek a folyamatnak a tiszta energianyeresége kereken négyszer

92

CN-reakció

Salpeter-reakció

kisebb, mint a hidrogénátalakulásé. Mindezek a folyamaok erôsenhômérsékletfüggôk. Hogy adott csillagban melyik az uralkodó, aközponti hômérséklettôl függ.Létezésének egy viszonylag rövid korszakában a csillag gravitációsenergiájára van ráutalva. A sugárzássá való átalakulás a kezdeti össze-húzódási (kontrakciós) fázisban következik be,

Néhány fehér törpe adatai: mv – látszólagos fényesség; Szko – színké-posztály: r – távolság pc-ben; T – felületi hômérséklet K-ben; D –átmérô 1000 km-ben; ρ – közepes sûrûség 106 g/cm3 = t/cm3-ben

mv Szko r τ D ρ

a CMa B, a Sirius kísérôje a Nagy Kutyában8,7 A5 2,7 9500 28,0 0,24O2 Eri B, Eridánusz folyó9,5 A 5 13 500 22,0 0,23Lup 28, Halak12,4 F3 4,2 8200 8,6 17,0LFT 543, Hajófara13,0 F 6,1 19 000 4,0 98Lup 457, Szûz15,9 – 13 10 000 4,9 70

amikor a középponti hômérséklet még nem elég magas ahhoz, hogy amagegyesülést beindítsa. Létezésének utolsó fázisában a csillag ener-giaszükségletét lehüléssel, hôenergia-készletének rovására fedezi.Magüzemanyaga ekkorra elfogy, eléri afehér törpe állapotot. Tömegekereken egy naptömegnyi, és anyaga annyira sûrû, hogy a sûrûség köb-centiméterenként 0,1 és 100 t közti értékre nô. Nagysága általábankisebb a Földénél. Kis felszíne következtében kevés energiát sugározki, amelyet hôenergia-készletébôl is több milliárdnyi esztendôn átképes fedezni. Színe eközben egyre vörösebbé és sötétebbé válik.

A csillagközi (intersztelláris) anyagból akkor születnek csillagok,amikor ez az anyag annyira tömörül, hogy saját gravitációjának hatásaalatt elkezd összehúzódni. Zavaró erôk hiányában a kritikus sûrûség10–23 és 10–22 g/cm3 között van.

Dinamikai megfontolások alapján arra lehet következtetni, hogy csaknagy tömegû, a Nap tömegének 10-1000-szeresét elérô gázfelhôkesetében következhet be gravitációs instabilitás. Ez a magyarázataannak, hogy gázfelhôkbôl nem egyes csillagok, hanem csillagcsopor-tok, társulások és halmazok képzôdnek. A legelôször születô forró, O-

93

A csillagokkeletkezése ésfejlôdése

soztályú csillagok erôteljes rövidhullámú sugárzásukkal felhevítik azóriási gázfelhôt, amely elkedz tágulni. A késôbb képzôdô csillagokszületésükkor megtartják tágulási sebességüket. A csillagtársulásokezért nem állandók, hanem koruk elôrehaladásával elvegyülnek a többicsillag közé. Az összehúzódási fázis végén fôágbeli csillagokkálesznek, majd ennek elhagyása után óriásokká, még késôbb fehér tör-pékké alakulnak.

A csillagok összehúzódási fázisa a Hertzsprung-Russel-diagramban (HAYASHI

nyomán) Balra: 1 naptömegû csillag teljes összehúzódási fázisa; R – naprádiusz;Jobbra: kvázihidrosztatikus összehúzódás (CD szakasz baloldalt) különbözôtömegû csillagoknál

A csillagközi gázokban képzôdött sûrûsödések, az ôcsillagok, néhányesztendô alatt az atomok és a porrészecskék szabadesésével a súlypontirányába tömörülnek. Ekkor még nem emelkedik az ôscsillaghômérséklete, csupán amúgy is kicsiny fényereje csökken, mert kisebblesz a felszíne. A hertzsprung-Russel-diagramban a csillag fent jobbrólgyorsan a jobb alsó rész felé vándorol. A központban való össze-nyomódás következtében egyszer csak nyomáshullám keletkezik,amely lökéshullám alakjában az egész csillagon kifelé áthalad, éskövetkezményeképpen nagyon megnô a csillag fényereje és hômérsék-lete (B–C). Egy naptömegû csillagnál ez a folyamat 100 nap alatt megyvégbe. Eközben a szabadesés mozgási energiája rendezetlenhômozgássá alakul. A csillag kvázihidrosztatikus állapotba kerül,amelyben lassú összehúzódással közeledik a fôághoz (C–D). Központihômérséklete eközben lassan növekszik. A csillag a magfolyamatokbeindulásakor éri el a stabil, fôsorozatbeli állapotot. A fejlôdésnekebben a fázisában a kis tömegû csillagok a fôágat jobbra lent, a nagytömegûek azonban balra fent érik el. Az összehúzódási fázis idôtarta-ma, ami lényegében egyezik a C–D szakasz befutásának tartamával, azôscsillag tömegétôl függ.

94

Az összehúzódásifázis

Ôscsillag

Az ôscsillagok összehúzódási tartama; ∆t – 106 esztendô; M – a Napéravonatkoztatott tömeg; Szko – a fôági színképosztály

M Szko ∆t

16 B0 0,061 G0 300,5 M0 150

Ámde a mintegy 0,07 naptömegnél kisebb tömegû csillagok sohasemérik el a magfolyamatok begyújtásához szükséges hômérsékletet,vagyis a fôágat. Ezekbôl hideg, elfajult belsejû égitestek lesznek, ame-lyeket fekete törpéknek nevezünk.Az összehúzódási fázisban levô csillagok a fiatal csillaghalmazokbanma is megfigyelhetôk. A T Tauri csillagok szintén a kvázihidrosz-tatikus C–D kontrakciós fázisban vannak. Az FU Orionis változócsil-lagnál 1936-ban nyilvánvalóan a B–C kifényesedést figyelték meg. Acsillag 120 nap alatt 6 magnitúdóval lett fényesebb.A fôágstádiumban marad a csillag a leghosszabb ideig. Van ideje arra,hogy hidrogénjét a középpontban magfolyamatokkal elfogyassza.Tulajdonságai csak akkor változnak észrevehetôen, és akkor hagyja ela fôágat, amikor hidrogénjének mintegy 10 százalékát elhasználta, ésmagja héliumban feldúsult, vagyis kémiailag inhomogénné vált.

A fôsorozatbeli csillagok fejlôdési tartama; ∆t – 106 év; M – a tömeg,L – afényerô a Napéra mint egységre vonatkoztatva; Szko – színkép-osztály; T – felületi hômérséklet 1000 K-ben

M Szko T L ∆t

25 O7 38 80 000 216 B0 33 10 000 10

6 B5 17 600 603 A0 9,5 60 3001 G0 5,8 1 6 000

0,8 K0 4,8 0,4 12 000

Amikor a belsô energiaforrás elapad, mivel a hidrogén a magtar-tományban teljesen elfogyott, gravitációs energia szabadul fel, ugyanisa középponti hélium és a mag közelében levô zónák összehúzódnak. Ezmegnöveli a hômérsékletet ebben a tartományban, úgyhogy a kiégettmag körüli, még el nem fogyasztott hidrogént tartalmazó héjban ahidrogén átalakulása el tud indulni. A magtartomány hômérsékletének

95

Fejlôdés az óriásál-lapotban

növekedése és összehúzódása a csillag burkolatának olyan nagymérvûtágulásával járegyütt, hogy a felületi hômérséklet csökken és a csillaga HR-diagramban az óriáságba vándorol.

Különbözô tömegû csillagok fejlôdésének az óriáság felé vivô útvonala aHertzsprunkg-Russell-diagramban (KIPPENHARN nyomán). A csillagok többszörkeresztezik a cefeidák tartományát

Ez a fejlôdési fázis igen gyorsan folyik le, 5 naptömegû csillagnálmindössze 3 millió esztendeig tart. A középrész hômérsékleténekfolyamatos emelkedése végül elindítja a hélium égését, a Salpeter-reak-ciót (C). A csillag ezután fényerejének energiaszükségletét a központihéliumforrásból, annak elégése útján fedezi, amit kiegészít egy kijjebbfekvô héj hidrogénátalakulása (C–D). Ha a központi héliumkészlet iselapad, úgy a hélium égése is egy külsô héjba megy át (D-E). A magbanekkorra feldúsul a szén és az oxigén mennyisége. Az óriásstádiumbanvégbemenô további fejlôdési folyamatot egyelôre még nem tudjukáttekinteni. Az 5 naptömegû csillagok esetében a diagramon ábrázoltvörösóriás-fázis (a B ponttól kezdve) kereken 20 millió esztendeig tart.A fejlôdési útvonalak többször keresztezik a cefeidák tartományát. Aszámítások szerint az ebben a sávban tartózkodó csillagok sugárirányúpulzációkkal szemben instabilisak. Kiderült az is, hogy azalaprezgésszám attól függ, hogy a csillag mekkora fényerôvel lép be acefeidák sávjába. Így azután az empirikusan meghatározott periódus-fényerô-összefüggést elméletileg is meg lehetett alapozni.

96

Feltehetô, hogya csillagok magenergia-forrásuk kimerülése után végülis fehér törpékké alakulnak, amelyek sugárzási energiájukat hôkész-letükbôl fedezik. Stabilitási okokból ezt az állapotot csak az 1,4 nap-tömegnél kisebb csillagok vehetik fel, amit a megfigyelt égitestek isbizonyítanak. A nagy tömegû óriáscsillagoknak ezért a végsôfehértörpe-fázis elôtt meg kell szabadulniuk fölösleges tömegüktôl. Ezúgy történik, hogy a fölösleges tömeg vagy folytonosan kiáramlik afelületrôl – ez az anyag egyes égitestek körül kiterjedt gázburkot alkot–, vagy robbanásszerûen távozik. Ezek a robbanások valószínûlegazonosak az ismert nóva– vagy szupernóva-kitörésekkel. A 2 nap-tömeg feletti kiégett csillagok anyagának a Newton- és az Einstein-félegravitációs elméletek szerint a középpontjuk felé kell zuhanniuk, és azún. Schwartzschild-sugár – r = GM/c2 (G a gravitációs állandó, M acsillag tömege, c a fénysebesség) – elérése után láthatatlanná kell vál-niuk, hiszen af énysugár már nem képes ott legyôzni a gravitációs teret:az ilyen képzôdményeket „fekete lyukaknak” hívják.A csillagok fejlôdésére vonatkozó jelenlegi ismereteink lehetôvé teszika HR-diagram populáltságának értelmezését. A csillagok élettartamuklegnagyobb részét a stabilis fôágstádiumban töltik el. Éppen ezért afôágbeli csillagok száma a legnagyobb. Az óriáság felé való fejlôdésolyan gyorsan megy végbe, hogy az ebben az átmeneti állapotban levôcsillagok megfigyelése nem valószínû. Ezért a diagram a fôág és azóriáság közti részen szinte egészen üres. A csillagok csupán avörösóriás-állapotban töltenek ismét hosszabb idôt, ezenkívül a külön-bözô tömegû fôági csillagok fejlôdésvonala is itt egyesül, úgyhogy apopuláltság fokát jelzô szám itt megint elég nagy, de a fôágét nem ériel.Az I-es populáció és a II-es populáció közti különbség a HR-diagrambanrészben fejlôdési hatásokkal – a II-es populáció a Tejút legöregebbégitesteit tartalmazza, amelyek fôág felsô részét már elhagyták –,részben pedig az eltérô kémiai összetétellel magyarázható meg. A II-espopuláció csillagai az elsô generációba tartoznak, és a csillagrendszerrelegyütt keletkeztek. Alapanyaguk fôleg hidrogénbôl és igen kis meny-nyiségû más elembôl állott. Az ilyen csillagok által a csillagközi térbekivetett anyag a magreakciók következtében viszonylag nagyobbarányban tartalmaz nehéz atommagokat. A következô generációnakebbôl a csillagközi anyagból születô csillagai kissé eltérô kémiaiösszetétellel keletkeznek.A csillagszületési ráta, azaz az idô- és térfogategységben újonnankeletkezô csillagok száma az idô folyamán csökketn. A Tejút-rendszerkorai idôszakában 10 milliárd esztendôvel ezelôtt ,amikor a csillagközianyagkészlet még nagyobb volt, mint ma, a csillagok keletkezésigyakorisága a mainak a 20-40-szerese volt. Az összes csillagnak többmint a fele ebben az idôben keletkezett.

97

Átalakulás fehér törpévé

Csillagszületési ráta

Mai ismereteink szerint a különbözô elemek gyakoriságeloszlása aVilágegyetemben messzemenôen azonos. A leggyakoribb elem ahidrogén, a következô a hélium. Messze ezután következik a többielem. A csillagok gyakorlatilagugyanabból az elemkeverékbôl állank,mint a csillagközi anyag. 1 m3 csillagközi anyag átlagosan 1 millió ato-mot tartalmaz. Ebbôl kereken 840 000 a hidrogén és 158 000 a hélium-atomok száma. A maradék 2000, azaz az atomok 0,2 %-a a többi elem-re jut. A nehézelemek gyakorisága csupán a II-es populáció öreg csil-lagainál kisebb, mintegy 1/200 mértékben. Ezeket fémekben szegénycsillagoknak nevezzük.Az elemek keletkezését magyarázva abból indulnak ki, hogy a koz-mosz korai fázisában, a kozmológiai szingularitáshoz közel, a magashômérséklet és a nagy nyomás hatására

A csillagközi térség egy köbméterére jutó 106 atom eloszlása a leg-gyakoribb elemekre; h – elemgyakoriság

elem h elem h

hidrogén 8,4 · 105 magnézium 40hélium 1,58 · 105 szilícium 37oxigén 678 kén 10neon 642 nikkel 8nitrogén 194 alumínium 4szén 136 nátrium 2vas 64 kalcium 1

a protonok, neutronok, elektronok és pozitronok között számtalanolyan folyamat játszódott le, melyek során nehezebb elemekkeletkeztek, illetve bomlottak szét mindaddig, míg a tágulás soránlétrejövô lehûlés miatt az egyensúlyi állapot be nem állt. Valószínûlegezekbôl az idôkbôl származik a ma megfigyelt hélium nagyobb részeis. A többi elem feltehetôen a csillagokban folyamatosan végbemenômagfolyamatok során épült fel. A hidrogén égése 4He-et, a Salpeter-reakció a 12C-t, a-részecskék további hozzácsatolódása 16O-ot, 20Ne-atés 24Mg-et hoz létre 109 K hômérsékleten ilyen α-reakciókkal egészena 40Ca-ig képzôdhetnek elemek. Termikus egyensúlyban 4 · 109 Khômérsékleten az ε-reakció a vascsoport elemeit, V, Cr, Mn, Fe, Co, Nihozza létre. A még nehezebb elemek neutronbefogással képzôdnek. Azs-reakcióban (slow, ang., lassú) a befogás olyan lassan megy végbe,hogy az új atommagnak van ideje ahhoz, hogy β-bomlással egy másikelemmé alakuljon, mielôtt még a következô neutron befogásabekövetkeznél. A gyors r-reakció (rapid, ang., gyors) segítségévelépülnek fel egészen az uránig a néehézelemek. Felteszik, hogy az s-reakció és az e-reakció a csillagfejlôdésnek igen késôi fázisában folyik

98

Az elemek keletkezése

le. Az r-reakció alighanem csak goyrs folyamatok során, szupernóva-robbanáskor következhet be. A magfizikai adatokból e reakciókalapján kiszámított gyakoriságok meglehetôsen jól egyeznek a megfi-gyelt gyakoriságokkal.

A galaxisok

A galaxisok vagy extagalaktikus ködök olyan csillagrendszerek, ame-lyek a Tejúton, azaz a Galaxison kívül esnek, és csillagrendszerünkhözhasonló elrendezésûek.

Az Androméda-köd, a mi egünkön a Nagy és a Kis Magellán-felhô adéli égbolton gyenge fényû, ködszerû képzôdményként szabad szem-mel is megfigyelhetô. A még gyengébb fényû, igen távoli objektumokcsak a legnagyobb távcsövek és igen hosszú megvilágítási idô alkal-mazásával, csupán fényképészeti úton rögzíthetôk. A galaxisokat azalábbi katalógusok szerint látják el sorszámmal: Messier-katalógus(M), New General Catalogue (NGC) és Index Catalogue (IC).

Külsejük és alakjuk szerint a galaxisokat öt osztályba sorolják: az Eelliptikus galaxisok, SO-galaxisok, S normális spirális galaxisok, SBorsós spirális galaxisok és Ir szabálytalan galaxisok.

A galaxisok osztályozási rendszere

Belsô szerkezeti részleteket csak a normális és az orsós spirálisok,valamint az irreguláris rendszerek, mint pl. a Nagy és Kis Magellán-felhô, mutatnak. Az elliptikus és az SO-galaxisoknál nem fedezhetô felbelsô struktúra, amennyiben eltekintünk a porfelhôk okozta esetenkén-ti abszorpciós csíkoktól. Az elliptikus galaxisokban a fényerô aközpont felé erôsen nô, kifelé lassan csökken. Az SO-galaxisok külse-je olyan, mint a spirálisok magjáé. Néha gyenge fényû külsô gyûrûlátható.Az elliptikus galaxisokat látszólagos lapultságuk szerint számozzák. A

99

Galaxis-osztályok

szám az (a–b)/b érték tízszerese, ahol a a nagytengely, b a kistengelyfelét jelenti. EO tehát kör alakú ködöt jelent, az E7 galaxisok lapultsá-ga 0,7. A látszólagos lapultság a csillagrendszereknek a látóvonallalalkotott szögétôl is függ. A valóságban a kör alakú rendszerek mindenlapultsága, egészen a lencse alakig, egyformán gyakori.A pirális galaxisoknál a 0, a, b, c, valamint d és m betû a karokcsökkenô zártáságra és a mag nagyságának csökkenô voltára utal.A megfigyelt galaxisoknak 23%-a elliptikus és SO-galaxis, 62%-aspirális és 15%-a szabálytalan, nem osztályozható típusú. Valószínû,hogy az elliptikus és a szabálytalan galaxisoknak mntegy 50%-a törpe-galaxis. Ezeknek azonban olyan kicsiny a fényerejük és a tömegük,hogy a Világegyetemben nem játszanak jelentôs szerepet.

A galaxisok állapotjelzôi széles tartományban helyzezkednek el.Ismereteink azonban még meglehetôsen hézagosak, minthogy megfi-gyeléstechnikai okokból a kis rendszerek közül csak a közelieket, anagyok közül azonban az igen távoliakat is meg tudjuk figyelni.

A látszólagos fényességbôl a fényerô csak a távolság ismeretébenhatározható meg. A távcsôvel egyes objektumokra bontható közeligalaxisoknál a távolság a hagyományos fotometriai módszerekkelhatározható meg. Erre a célra a δ Cephei csillagok, az RR Lyrae csil-lagok, az óriások és a szuperóriások, a nóvák és a gömbhalmazok alkal-masak. A HII-tartományok átmérôje is felhasználható megfelelôenpontos távolsági kritériumként. Távoli galaxisoknál a vöröseltolódásthasználjuk fel a távolság meghatározására. A galaxisok fényereje aNapénak a 106–1010-szerese. Az abszolút fotografikus fényesség a csil-lagokban szegény törpegalaxisok –10 magnitúdójától az óriásga-laxisok –21 magnitúdójáig terjed. Átmérôjük ennek megfelelôen 30-300 kpc. Az átmérô meghatározását a fényesség kifelé való csökkenésenehezíti.A galaxisok spektruma a legfényesebb csillagok színképének a keve-réke. Fekete abszorpciós vonalakkal, a Fraunhofer-vonalakkal átszôttfolytonos színkép. A spirális rendszerekben a HII-tartományok, ioni-zálthidrogén-felhôk emissziós vonalai is észlelhetôk. Spirálisokmagjában, a Seyfert-galaxisokban és néhány elliptikus óriásgalaxisbanigen széles emissziós vonalak is találhatók. Ezek a vonalak a csil-lagközi gáz 1000 km/s fölötti sebességû örvénylô mozgásaitbizonyítják. S spirális karokban az I-es populáció forró kék csillagaifigyelhetôk meg. A Fénylô csillagközi gázfelhôkkel egyetemben ezekrajzolják ki a spirális szerkezetet. A színkép egésze nagyjából az A-tólF-ig terjedô osztálynak felel meg. Az elliptikus galaxisok és aspirálisok magja a II-es populációba tartozó csillagokból áll. Fôkéntfényes vörös óriások figyelhetôk meg, amelyek együttesen K, illetve Mosztályt képviselnek. A csillagösszetételnek megfelelôen az elliptikusgalaxisok inkább vörösesek, a spirálisok pedig kékesek. A spirális

100

A galaxisok állapotjelzôi

Galaxis fényerô és átmérô

A galaxisok színképe

rendszerekben a csillagközi anyag, a gáz és a por, néhány száz parszekvastagságú korong alakjában a fôsíkbna tömörül. A színképek λ hul-lámhosszúságú sötét és világos vonalai a laboratóriumban mért λ0 hul-lámhosszhoz képest z = ∆λ/λ0 eltolódást mutatnak, ahol ∆λ = λ – λ0.Ha ezt a vöröseltolódást a Doppler-hatás szerint értelmezzük, úgy

A Hubble-féle összefüggés. A v vöröseltolódás, illetve a km/s-ban kifejezett radiálissebesség mint a látszólagos fényesség, illetve a Mpc-ben kifejezett r távolság függ-vénye. Az ábra 82 halmaz legfényesebb galaxisainak Sandage-tôl származó adataittünteti fel. 1929-ben, amikor Hubble ezt az összefüggést felfedezte, csak az ábra balalsó sarkában, a fekete téglalappal lefedett tartományra vonatkozó megfigyelésekléteztek

tôlünk elfelé irányuló v radiális, azaz távolodási sebességrôl van szó,amelyre kis vöröseltolódás esetében érvényes: v = cz, ahol c a fény-sebességet jelenti. Nagyobb z értékeknél, pl. ha z nagyobb 1-nél, aspeciális relativitáselmélet szerint ez a képlet érvényes:

v =

A v távolodási sebesség tehát mindig kisebb a c fény-sebességnél, amelyet csak végtelen nagy vöröseltolódásnálérhetne el. A galaxis ebben az esetben már nem volna látható,mert ekkor az optikai és a rádiófrekvenciás tartományban sem-miféle sugárzás nem érne el bennünket. A vöröseltolódásmértéke annál nagyobb, minél kisebb a galaxisok látszólagosátmérôje, illetve látszólagos fényessége, vagyis minél nagyobb

101

Hubble-összefüggés

Világegyetemtágulása

c[(1 + z)2 – 1][(1 + z)2 + 1]

a távolságuk. Ezt a Hubble-effektust a Világegyetem tágulásakéntfogjuk fel.

Az eddig ismert tartományban az r távolság és a v sebesség között azalábbi Hubble-féle lineáris összefüggés áll fenn: v = Hr. A képletben aH a Hubble-féle állandó, amelnyek értéke 50 Km/(s MPc), és hibája10%.

Eszerint a radiálissebesség mindannyiszor 50 km/s értékkel nô,valahányszor 1 Mpc-kel távolabbi égitestrôl van szó. A Hubble-össze-függést arra használjuk, hogy távoli csillagrendszerek esetében a mértvöröseltolódásból támpontot kapjunk a távolságukra. A Hubble-effek-tus értelmezése a kozmológia feladata. Nem jelenti azonban azt, hogycsillagrendszerünk a Világegyetemben kitüntetett helyzetû. Egy megfi-gyelô bármely más galaxison ugyanezt a jelenséget figylehetné meg. AGalaxisok ezen a szisztematikus mozgáson kívül 50 km/s sebességûpekuliáris mozgásokat is végeznek, a galaxishalmazokban pedig 1000km/s sebességet, sôt ennél többet is elérô mozgások fordulnak elô.Néhány közelebbi galaxis esetében lehetôség nyílott arra, hogy aközéptôl különbözô távolságokra levô egyes pontok radiális sebességétmeghatározzák. Ezekbôl az adatokból a rendszer forgására vonatkozóadatokat nyerhetünk. A keringési sebesség azonban függ attól avonzóerôtôl, amelyet a csilalgrenszer többi égiteste a kérdéses csillagragyakorol. A keringési sebesség eloszlása bentrôl kifelé tehát megadja agalaxis tömegeloszlását. Az alaposan megvizsgált M 31 jelûAndroméda-ködrôl megállapították, hogy a 15 pc átmérôjû központimag keringésideje kereken 500 000 esztendô, és mintegy 13 milliónaptömegnyi anyagot tartalmaz. A galaxis össztömege 370 milliárdnaptömeg, vagyis nagyobb a mi Tejútrendszerünknél. Más csillagrend-szerek tömege 108–1011 naptömeg. Középértékben 5 · 1010 nap-tömeggel számolhatunk.A normális galaxisok, pl. a saját csillagrendszerünk és az Androméda-köd csupán viszonylag kevés rádiófrekvenciás sugárzát bocsát ki, 1030-1032 W közti teljesítménnyel. A rádiófrekvenciás sugárzás a csil-lagközi gázban levô ionizált hidrogén termikus sugárzásától, a szu-pernóva-maradványok nemtermikus szinkrotronsugárzásától, ahalóban levô elektronoktól, továbbá a semleges hidrogén vonalas su-gárzásától ered. A sugárzás fô része a magra és a korongra koncent-rálódik. A rádiógalaxisok rádiófrekvenciás sugárzása ennél az értéknélmilliószorta nagyobb.

A galaktikus és extragalaktikus rádióforrásokat eleinte a csillagképrôlegy betû hozzáfüggesztésével nevezték el, pl. Virgo A. Ez a rádiófor-rás azonos a Messier-katalógus M 87-es, illetve a New GeneralCatalogue NGC 4486-os galaxisával. A rádióforrások száma közbenannyira megnôtt, hogy egyszerûen az egyik rádióforrás-katalógus

102

Pekuliáris(sajátságos)

mozgás

A galaxisok tömege

A galaxisokrádiófrekvenciás

sugárzása

A rádiógalaxisok

sorszámával jelölik ôket, pl. 3-5. Cambridge Catalogue. A rádiógala-xisok szinkrotronsugárzása olyan erôs, hogy többségüket elôször rádió-forrásként fedezték fel. Az optikai objektumokkal való azonosításgyakran igen nehéz, olyankor, amikor távoli és ezért gyenge fényûgalaxisokról van szó.

Néhány galaxis rádiósugárzási adatai; mpg – látszólagos fotografikusfényesség; r – távolság Mpc-ben; F – a mért fluxussûrûség 10–26

W/(m2Hz) egységben

galaxis megnevezése típusa mpg r F

Nagy Magellán-felhô Ir I 0,58 0,005 1700Kis Magellán-felhô Ir I 2,62 0,05 16Androméda-köd Sb 2,77 0,69 210M 33 Sc 5,41 0,72 30Centaurus A (NGC 5128) E 7,87 4,0 5800M 101 Sc 8,20 4,4 7M 82 – 9,20 2,0 13Virgo A (NGC 4486) E 9,6 17 175Hydra A E+E 15,1 160 210Hercules A E? 15,5 460 180Cygnus A E+E 17,9 170 83003C 295 – 20,9 1380 70

A rádiósugárzás fô része többnyire nem közvetlenül a galaxisból jön.Gyakran figyelhetô meg két nagy kiterjedésû tartomány, amelyektöbbé-kevésbé szimmetrikusan fekszenek az optikailag észlelt csillag-rendszerhez képest. Pl. a Centaurus A = NGC 5128 rádiógalaxis kétnagy emissziós tartományt tartalmaz, amelyek 400 000 fényévnyirenyúlnak el a galaxistól. A helyükön optikai megfigyelôeszközökkelsemmi sem látható. A galaxisban még egy, egymáshoz igen közelirádióforráspár található. Ezek a szimmetriasíktól, amelyet sötétporanyag igen széles csíkja jelez, mindössze 3 ívpercre, azaz kereken13 000 fényévnyire vannak.Sok jel mutat arra, hogy a kettôs rádióforrások, valamint az erôs egy-szeres rádióforrások túlnyomó többsége a galaxisok magjában végbe-ment gigantikus robbanások következménye. Eközben a forgástengelyirányába, a fôsíkra merôlegesen a bezárt mágneses terekkel és gyorselektronokkal együtt ionizált gázfelhôk (plazma) vetôdnek ki. ACentaurus A esetében tehát két robbanásnak kellett bekövetkeznie,mégpedig ha feltételezzük, hogy az anyag közel fénysebességgelvetôdött ki, úgy az egyik 400 000, a másik 13 000 esztendôvel ezelôtt.Ez a folyamat az M 82-es felrobbanó galaxis esetében, amely tôlünk 2millió pc távolságban van, közvetlenül megfigyelhetô.

103

Kettôs rádióforrások

A Centaurus A rádiógalaxis (NGC 5128) megfigyelt rádiósugárzási kontúrja. Agalaxis tartományát külön kirajzoltuk

A magból kétoldalt több millió naptömegnyi óriási hidrogénfelhôkáramlanak ki, amelyek sebessége a középponttól legtávolabb, mintegy3-4 kpc távolságra levô részeken a legnagyobb, kereken 3000 km/s.Ebbôl könnyen kiszámítható, hogy a robbanásnak 1,5 millió esz-

104

tendôvel ezelôtt kellett végbemennie. A táguló gáztömegek összesmozgási energiája 10 milliónyi Nap méretû csillag 10 millió esztendeisugárzásával egyenértékû.A rádiógalaxisokkal ellentétben a csillagszerû rádióforrások, rövidenkvazárok (QSS), kvázisztelláris, azaz csillagszerû külsejûek. Csupánrádióképükön látszik esetenként az optikai objektumon kívül esô ket-tôs rádióforrás. Rendkívül nagy vöröseltolódásuk, amely eléri a z = 3,6 értéket, arra mutat, hogy extragalaktikus objektumokhoz tar-toznak.

Néhány kvazár jellemzô adatai; z – vöröseltolódás; mv – látszólagosfényesség; s – fényút Mpc-ben; Mv – abszolút fényesség a q0 = 0,5paraméterû Einstein-de-Sitter-féle kozmoszban

kvazár z mv s Mv

Ton 256 0,131 15,9 780 –23,63C 273 0,158 12,8 950 –27,13C 48 0,367 16,2 1740 –25,7CTA 102 1,037 17,3 3600 –27,13C 270,1 1,510 18,6 4400 –26,73C 191 1,953 18,4 5000 –27,53C 9 2,012 18,2 5100 –27,7PKS O237–23 2,223 16,6 6300 –29,6OQ 172 3,53 17,9 6400 –29,4

A Hubble-képlet szerint ezek a legtávolabbiak a jelenleg ismeretesrendszerek közül. Egy távolság, pl. afényút, vagy egy M abszolútfényességérték nagy vöröseltolódásoknál függ a feltételezett kozmoló-giai modelltôl. A kvazárok fény- és rádiósugárzást kibocsátóvidékeinek átmérôje nem lehet egy „fényhétnél”, azaz néhány századpc-nél jóval nagyobb, hiszen sok ilyen objektum mutat olyanfényességingadozásokat úgy az optikai, mint a rádiótartományokban,amelyek idôtartama néhány nap, illetve hét. A Tejútrendszernél 1019-szer kisebb térrészbôl a Galaktikánk összsugárzásánál 100-szor többsugárzás származik. A látható fény tartományába esô színképük arádiógalaxisokétól eltérôen – hatványspektrum, így tehát nem az egyescsillagok termikus emissziójának összegezôdésébôl ered. Ez a szinkro-tronsugárzás a rádiótartományban folytatódik. Néhány rádió- ésSeyfert-galaxishoz hasonlóan a kvazárok (QSS) is erôsebben sugároz-nak az 1 µm-100 µm infravörös tartományokban, mint a többi hul-lámhosszakon. Erôs röntgenmissziót is kimutattak. További jellemzôsajátosságuk a hidrogéntôl és más elemektôl is származó széles emisz-sziós vonalak. Színképükben fellelhetô, az intersztelláris HII-tar-

105

Kvazárok adatai

tományok tiltott vonalaihoz hasonlóan, pl. az oxigén tiltott vonala.Abszorpciós vonalat nem mindegyik kvazár színképében találtak.Minthogy a kvazárok a normális csillagoktól abban különböznek, hogya színképük sok kéket és ultraibolyát tartalmaz, a kék objektumok utánioptikai kutatás eredményezte a kompakt kék galaxisok vagy kvázisztel-láris galaxisok (QSG) felfedezését. Ezek a kvazároktól csupán a mérésérzékenységi határán túl fekvô rádiósugárzás hiányában különböznek.Felteszik, hogy a kvazárok és a kvázisztelláris galaxisok többségeesetében a fejlôdési folyamat kezdetét vagy egy rövid átmeneti fázisátjelentik, amelyet a magban heves, robbanásszerû jelenségek kísérnek.

Az RG rádiógalaxisok és a QSS kvazárok rádiósugárzást kibocsátó tartományainakvázlatos helyzete és nagysága. A növekvô távolság fejlôdési hatásokra engedkövetkeztetni

106

Kék galaxisok

Instabilis galaxisállapot

Esetleg Tejútrendszerük hálója is ilyen folyamat következménye. Azeközben felszabaduló energia az eddig elképzelhetetlen 1054 J nagysá-got is elérheti. Ez egyenértékû 10 milliárd, Nap méretû csillag teljesmagenergiájával. Ezekre a folyamatokra ma még nincsen kielégítômagyarázat. Miután felfedezték, hogy egyes galaxisok magjában aktívfolyamatok mennek végbe, ma kezdenek azzal a lehetôséggelfoglalkozni, hogy a galaxisok nem az intergalaktikus anyagbólösszesûrûsödött elôgalaxisokból, hanem óriási tömeg kivetésével igensûrû ôsgalaxisokból keletkeztek. Erre mutatnak azok az anyagsugarak,amelyek egyes rádiógalaxisok, pl. a Virgo A, igen sûrû középpontjábólkifelé haladnak.

A galaxisok fôként két-három tagú csoportokban és ezernél is többgalaxist tartalmazó halmazokban fordulnak elô. A halmazok közöttészlelhetô, azoktól látszólag független galaxisok esetleg csupán a hal-mazok „szökevényei”.

A lokális rendszernek 16 biztos tagja, extragalaktikus rendszere van, ésvalószínûleg még hat további rendszer tartozik hozzá. A 16 közül kettôhármas rendszer, mégpedig a Tejút a két Magellán-felhôvel és az M31-es Androméda-köd két elliptikus kísérôjével, az M 32-vel és azNGC 205-tel. A galaxishalmazok 100 vagy még több galaxisból állnak,sôt a Virgo halmaznak 2500 tagja van.

107

Galaxistömörülések

Galaxishalmazokadatai

A Világegyetemnek távcsövekkel hozzáférhetô részét néha metagala-xisnak nevezik. A galaxisok teljes számát 3000 Mpc, azaz 10 milliárdfényév távolságig 3 milliárdra becsülik. Ez 3 Mpc oldalélû kockánkéntmintegy egy galaxist jelent, az anyag közepes sûrûsége pedig 5 · 10–32–5 · 10–31 g/cm3.

Az össztömeg ebben a tartományban 1054 g. Ha eltekintünk a térfo-gategységre esô galaxisok számának a csoport- és halmazképzôdésmiatti helyi ingadozásaitól, úgy a galaxisoknak, a Világegyetemépítôköveinek az eloszlása homogén és izotróp, vagyis az iránytól és atávolságtól függetlenül egyenletes eloszlású. Ennek a ténynek a koz-mológiai szempontjából van jelentôsége.A Világegyetem mélyébôl az egész égbolton izotróp eloszlású rádió-sugárzás ér el bennünket, amely nem tulajdonítható a galaxisoknak.Tiszta hômérsékleti sugárzásról van szó, amelynek a maximuma a mil-liméter hullámhosszúságú tartományra esik, és 3 K hômérsékletnekfelel meg. Ezt a sugárzást 3 Kelvin-fokos sugárzásnak nevezik. Úgyfogható fel, mint a kozmosz egy olyan ôsrégi fázisának a maradványa,amikor a sûrûség és a hômérséklet igen nagy volt, s az anyag a su-gárzással energiaegyensúlyban volt. A Világegyetem tágulása közbenaz anyag galaxisok és csillagok alakjában tömörült, miközben a sug-árzás a ma észlelhetô hômérsékletére adiabatikusan „lehûlt”.

A kozmológia a kozmosz egészének az állapotát, a szerkezetét és afejlôdését vizsgálja. A kozmológiai elméletek csak akkor tekinthetôktudományosnak, ha az ismert természettörvényeken alapulnak, és elke-rülik az olyan spekulációkat, amelyek a biztos fizikai ismeretekkel valóellentmondásokra vezetnek. Persze feltételezzük a természettörvényekegyetemes, azaz térben és idôben változatlan érvényét. Az egyszerûsítôfeltevések általában nem kerülhetôk el, sôt néha csupán ezek tesziklehetôvé a probléma kezelését. Pl. gyakran hallgatólagosan felteszik,hogy az anyag a kozmoszban folytonosan oszlik el. Az óriási méretektárgyalása indokolttá teszi ezt a feltételezést. Hasonló a helyzet a

108

A beláthatóUniverzum

Metagalaxis

A 3 Kelvin-fokos sugárzás

A kozmológia

gázokkal, amelyeket makroszkopikus tekintetben homogén közegkéntkezelünk, eltekintve atom- és molekulaszerkezetüktôl.A kozmológia egyik alapvetô feltételezése az a kozmológiai elv vagyposztulátum, amely szerint az anyag eloszlása a Világegyetembenhomogén és izotróp, azaz a helytôl és az iránytól függtlen. AVilágegyetem tehát minden pontból ugyanazt a látványt kellene hogynyújtsa, ha eltekintünk a galaxiscsoportok és -halmazok alakjában valótömörülésektôl. A kozmológiai posztulátum annak a kopernikuszi gon-dolatnak az általánosítása, hogy a kozmosznak nincsen középpontjavagy kitüntetett pontja. A kozmosz izotrópiáját a 3 K Kelvin-fokossugárzás elég meggyôzôen bizonyította.A modern kozmológia EINSTEIN általános relativitáselméletén alap-szik, és relativisztikus kozmológiának nevezik. A Világegyetem tér-idô-szerkezetének konzekvens és ellentmondásoktól mentes leírásátszolgáltatja. A tér és az idô az anyag létezési formái, és a Világ-egyetemben eloszló anyag határozza meg a tér geometriáját és idôbelifejlôdését.

Az általános relativitáselméletet nagyszerûen igazolta három csillagásza-ti hatásnak az elmélet alapján való meghatározása és a hatásoknak késôb-bi ellenôrzése. Ilyen hatások: a bolygók perihéliumprecessziója, a fényeltérülése és a vöröseltolódás gravitációs erôtérben.A többi bolygó zavaró hatásának levonása után a belsô bolygóknál mégmindig adódik egy kis maradék a perihéliumnak az idôben való lassúelfordulására. A kapott érték jól egyezik az elméletileg meghatározottal.Perihélium: napközelpont. Precesszió: a tavaszpont eltolódása – a Napés a Hold hatására az ekliptikán. Perihéliumprecesszió: Napközelponteltolódás.

Három bolygó ívmásodpercben kifejezett, egy évszázadra vonatkozóperihéliumprecessziója; az M a mért, a P a számított értéket jelenti

Merkur Vénusz Föld

M 43,11 ± 0,45 8,4 ± 4,8 5,0 ± 1,2P 43,03 8,6 3,8

Az elméleti számítások szerint a Nap középpontjától r távolságra –naprádiusz egységekben kifejezve – elhaladó fénysugarat a Nap grav-itációs erôtere 1,75/r ívmásodperccel téríti el irányától. A teljes napfo-gyatkozások alkalmával a csillagok fényén végzett mérések, újabbanpedig a Vénusz bolygóról visszavert radarjelek mérése igazolja azösszefüggést.Amikor egy fénykvantum gravitációs potenciált kénytelen legyôzni,hullámhossza eltolódik a vörös felé. A napatmoszféra zavarai és azettôl eredô Doppler-hatás miatt ezt a jelenséget ott kvantitatíve még

109

Kozmológiai elv

Relativisztikuskozmológia

A bolygók peri-héliumprecessziója

A fény eltérülése

Vöröseltolódás gravitációs erôtérben

nem sikerült igazolni. A laboratóriumi igazolás a Mössbauer-effektussegítségével már sikerült. A Föld gravitációs terében 22,6 m magas-ságkülönbségnél a kiszámított 2,5 · 10–5 relatív frekvenciaváltozást amérések igazolták.A tér geometriáját az anyagsûrûség határozza meg.A homogenitásra és izotrópiára vonatkozó kozmológiai posztulátumcsak állandó görbületû tereket enged meg. Az euklideszi térben a gör-bület zérus, elliptikus és szférikus térben pozitív, hiperbolikus térbenpedig negatív. Minthogy tapasztalatilag csak az euklideszi teret ismer-jük, at öbbi háromdimenziós teret nem tudjuk szemléletesen elképzel-ni. Tulajdonságaik azonban a megfelelô kétdimenziós terekben – azeuklideszi síkban, az elliptikus gömbfelületen és a hiperbolikus pszeu-doszférán, amely egy traktix forgatásával keletkezik – értelemszerûenszemléltethetôk. Csupán a gömbfelülettel ábrázolt tér zárt, a többi nyi-tott. A háromszög szögeinek összege a síkban 180°. Az euklideszigeometriában az egyenessel egy kívüle fekvô pontból egy párhuzamosegyenes, az elliptikusban egyetlenegy sem, a hiperbolikusban pedigegy szögtartományon belül végtelen sok húzható.Az elliptikus tér véges, de a gömbfelülethez hasonlóan határtalan. Atöbbi tér végtelen kiterjedésû.A tér tulajdonságai mértékével, azaz metrikájával jellemezhetôk. Ez azthatározza meg, hogy a koordináta-differenciálokból milyen elôírásszerint kell két szomszédos pont ds távolságát kiszámítani.

A síkban és az euklideszi térben, pl. a Pitagorasz-tétel érvényes, amelyderékszögû koordinátákkal ds2 = dx2 + dy2 alakban, polárko-ordinátákkal ds2 = dr2 + r2(dΘ)2 alakban írható. Gömbfelületen ez aképlet érvényes: ds2 = R2[dr2 + r2(dΘ)2]/[1 + r2/4]. Pszeudoszférán amegfelelô képlet: ds2 = R2[dr2+r2(dΘ)2]/[1–r2/4]2. Igen kis tar-tományokban a nem zérus görbületû terekben is használható az euk-lideszi geometria anélkül, hogy ez jelentôs hibát okozna. A mindennapiéletben ezért nem vesszük észre, hogy tulajdonképpen nem euklideszi,görbült gömbfelületen élünk.A relativisztikus kozmológiában a három térkoordináta mellé még a tidôkoordináta lép negyedik koordinátaként. A homogén és izotrópVilágegyetem metrikája ebben az esetben ezt az alakot ölti:

ds2 = ·

A k görbületi állandó értéke elliptikus térben +1, euklidesziben 0,hiperbolikusban pedig –1. Az R(t) léptéktényezô, illetve görbületisugár a nemeuklideszi térben a térbeli távolságok idôbeli változását írjale, és csa ksztatikus világegyetemben állandó (c a fénysebességet jelen-ti).Az Einstein-féle téregyenleteknek a homogén és izotróp Világegyetemmetrikájával való megoldásai a kozmosz elméleti modelljeit ered-

110

A tér geometriája

Világmodellek

dr2+r2[(dΘ)2+sin2Θ(dϕ)2]c2

(1+kr2/4)2dt2–R2(t)

c2

ményezik. Egy speciális eset kivételével minden modell szerint vál-tozik a Világegyetem kiterjedése, tágul vagy összehúzódik. Még a sta-cionárius világegyetemre (R = állandó) vonatkozó speciális megoldásesetében is az a helyzet, hogy az anyageloszlás kis zavarai tágulástokoznak. A megfigyelt vöröseltolódásra ezek a modellek természetesmagyarázatot adnak. Minthogy a fejlôdési folyamat ezek szerint nem-csak a csillagokra és a galaxisokra szorítkozik, hanem az egész koz-moszra kiterjed, ezért a relativisztikus világmodelleket néha fejlôdésikozmoszoknak is nevezik.Kozmológiai szingularitás és a Világegyetem kora. A tágulás egyvégtelenül sûrû és elenyészôen kicsiny szinguláris pontból indult. Eztaz eseményt néha ôsrobbanásnak (angolul „big bang”) nevezik. HaEINSTEIN téregyenleteibe a Newton-féle gravitációs erôk mellet koz-mológiai tagként egy erôlökést vezetnek be, akkor az ôsrobbanás avégtelen távoli múltra esik. A kozmológiai szingularitásból lassulóexpanzióval eltelt idô az ún. Fridman-féle kor minden modellbenkisebb a Hubbler-kornál, amely a Hubbler-állandó reciproka: T = 1/H== 1,8 · 1010 év. Ez a viszonylag rövid kor a megfigyelhetô kozmoszfejlôdési korára vonatkozik. Ezzel összemérhetô korúak aTejútrendszer és más galaktikák II. populációs objektumai. Ezeknéllényegesen idôsebb képzôdményeket nem ismerünk. Minthogy a köl-csönhatások igen gyengék, jelenleg nem számottevôek a kozmoszolyan energiaformái, mint a nyugalmi tömeg energiája, a sugárzási éstermikus energia. Az expanzió folytán megváltozott az energiaformákrészaránya.

Három világmodell léptéktényezôjének idôbeli menete

111

Fejlôdési kozmoszok

Kozmológiai szingularitásÔsrobbanás

Fridman és Hubble-kor

Hiperbolikus-Euklideszi éselliptikus tér

A ma már csak 3 Kelvin-fokos sugárzási energia mintegy 10 · 109 évvelezelôtt a maga 104 K hômérsékletével meghaladta a 10–20 g/cm3

sûrûségû anyag nyugalmi tömegének energiáját. A galaxisok felte-hetôen a forró intergalaktikus gáz turbulens mozgásai révén, csakakkor alakultak ki, amikora sûrûség 10–23 g/cm3 körül, a hômérsékletpedig 4 · 103 K alatt volt. 1012 K felett a szingularitás közvetlenközelében teljes egyensúly volt az energiaformák között. Különben aszingularitás közelében nem érvényesek a kozmológiai egyenletekmegoldásának feltételei, hiszen egyelôre még nincs magára a színgu-larításra és az azt megelôzô idôkre vonatkozó, fizikailag megalapozottfeltevés.A tágulás sebességét a léptéktényezô idôbeli változási gyorsaságahatározza meg. A (dR/dt)/R mennyiség a Hubble-állandó. A tágulásazonban fékezôdve folyik le, vagyis idôvel csökken a sebessége. Sôt azelliptikus modellekben a tágulás egy idô múlva összehúzódásba vált át.A H Hubble-állandó ezért tulajdonképpen nem állandó, hanem az idô-vel csökken. A lassulás mértékét a q = –(1/RH2) · d2R/dt2 gyor-sulásszám jellemzi, amely közvetlenül függ a Világegyetem közepesanyagsûrûségétôl. Minthogy az elliptikus modelleknél q > 0,5, az euk-lideszi térben q = 0,5, a hiperbolikus modelleknél pedig 0 ≤ q < 0,5érvényes, ezért az anyagsûrûség közvetlenül meghatározza a térszerkezetét. A jelenlegi, ma még bizonytalan becslések szerint asûrûség annyira kicsiny, hogy hiperbolikus világegyetemmel számol-hatunk. Ha messzire kipillantunk a térbe, azaz a múltba, akkor a las-sulás miatt a galaxisok sebességének nagyobbnak kellene lennie, mintahogyan a távolság és a Hubble-állandó jelenlegi értéke köztiarányosságból adódik. Ennek az eltérésnek a nagyságából elvilegmeghatározható, hogya természetben melyik modell valósul meg.A kozmológiai modellek közül egyeseknek véges távolságban vanolyan horizontjuk, amelyen túl elvileg nem pillanthatunk ki. Itt a galaxi-sok vöröseltolódása végtelenné válik. A horizont az idôvel egyretávolabb kerül. Az egyes modellek további jellemzô vonása, hogy agalaxisok szögmérete a távolsággal eleinte csökken, a horizont elôttazonban minimumot ér el, majd ismét nô. A tágulás és a fényterjedésösszefonódása miatt a távolságadatok az alapul vett modelltôl, továbbáattól a módszertôl függenek, ahogyan a távolságot meghatározzák. A –nem mérhetô – fényútra rendszerint az

R0

képletet adják meg. Itt R0 a léptéktényezô jelenlegi értéke, r pedig a radiális polárkoordináta, amely az idôben nem változik.A képlet azt az utat adja meg, amelyet a fénynek a Világegyetem jelen-legi állapotában az égitesttôl hozzánk meg kellene tennie. Az úttényleges megtételéhez a tágulást le kellene állítani. Más távolságada-tok a látszólagos fényességen vagy a galaxisok látszólagos látószögén

112

A Huble-állandó

A világhorizont és a fényút

dr1 + kr2/4∫

alapulnak. Azelôbbi a fotometriai távolság. A távolságok mind mo-dellfüggôk, és csupán mintegy 1000 Mpc-ig egyenlôk egymással. Avöröseltolódásnak és a sebességnek az összefüggése is csak kis távol-ságokon egyértelmû. Nagy távolság esetében a számszerû értékek a fel-használt távolságdefiníciótól és a modelltôl függnek, minthogy asebesség egy távolságnak az idôbeli változását jellemzi.

Négy megfigyel-hetô mennyiség: lát-szólagos mfényesség, látszóla-gos q nagyságívmásodpercben, azobjektum száma tet-szôleges egységek-ben, és a z vörösel-tolódás a nem mér-hetô fényút függ-vényében euklideszihiperbolikus éselliptikus kozmoszesetére. Az euk-lideszi és a hiperbo-likus kozmoszravonatkozó görbékközött még végte-lenül sok a lehet-séges hiperbolikusmodellek száma. Azelliptikus modellekközül szintén csakegyet rajzoltunk be

113

Fotometriai távolság

Nº

3 Kelvin-fokos sugárzás 108

A

Abiotikus 304Abláció 269Abrázió 269Adiabatikus-gradiensek 203Aeroklimatológia 221Agyag 184Akklimatizálódás 224Akkumuláció 270Akvamarin 186Alacsony nyomású területek 217Albedó 29Aljzat szintek 277Állandó állapotú Univerzum 114Állandó sûrûség 114Almandin 186Alpi hegység 298Alsó köpeny 147Általános földi légkörzés 215Ambifol 187Amfiglej 278Andaluzit 186Andezit 182Anhidrit 187Anhidromorf altalaj 276Anhidromorf talajok 277Antarktisz jege 244Anticiklonok 218Antiklinális 166Antropogén hatás 280Apály 232

Apatit 187Apex 14Áramlástípusok 237Árapály-erômû 233Árapályhatások 159Archaikum 188Arheikus terület 238Arid régió 255Ariditási index 255Asztenoszféra 142Aszteroidák 47Atmoszféra 133, 143Augit 187Azimut 122Azimut meghatározása 123

B

Badland 266Barnaföld 273Barometrikus magasságlépcsô 212Bazalt 182Belátható Univerzum 108Beltavak 247Beluszov elmélete 140Biocönózis 303Biogén elemek 301Biogeokémiai 301Bioklimatológia 222Biomassza 304Biomassza eloszlás 306Bioszféra 136, 145Biotóp 303Bitumen 184Bolometrikus fényrend 53Bolsóna 267

Tárgymutató

Bolygó 7Bolygók holdjai 44Bolygók pályaelemei 40Bolygók perihéliumprecessziója 109Boreális tûlevelû erdô 310Briz 214Butiális üledék 271

C

Cambisol 277Cefeidák 85Chandler-féle periódus 117, 132Chorikus 299Ciklonátvonulás 218Ciklonok 217Civilizáció hatása 313CN-reakció 92Conrad-felület 147Coriolis-erô 118, 213Csapadék 207Csapadékmérleg 255Csendes-óceán 229Csillag 7Csillagáramok 64Csillagászati alkony 121Csillagászati egység 7Csillagászati évszakok 119Csillagászati földrajz 7Csillagászati helymeghatározás 7Csillagfelhô 78Csillaghalmazok 66Csillagidô 7Csillagképek 7, 52, 53Csillagközi anyag 70Csillagmodellek 90Csillagnap 19Csillagok állapotjelzôi 80Csillagok energiaforrásai 91Csillagok forgása 85Csillagok keletkezése és fejlôdése 93Csillagok tömege 83Csillagrendszerek Csillagsûrûség a Galaktikában 61Csillagszerkezet 89

Csillagszerkezet alaptörvényei 89Csillagszületési ráta 97Csillagtársulások 8, 69Csillám 187Curie-pont 156

D

D-i irány meghatározása karórával 124Dagály 232Dátumválasztó 22Defláció 269Deklináció 155Deklináció 12Deklináció 13Délkör 11Deluvium 270Denudáció 270Depresszió 263Dér 210Destrukció 269Detrakció 269Dipólustér 154Dolomit 184Domborzati formaegyüttesek 266Domborzati formák 265Doppler-elv 62Drakonikus hónap 31Dûnék 269Dunit 181

E,É

Éghajlat-ingadozások 227Éghajlati övezetek 221, 222Éghajlati pólus 118Éghajlatváltozások 226Égi pólus 117Egyenlítôi szélcsendes övezet 215Egyértelmûségi tétel 89Ekliptika 8Ekvátor 8Ekvatoriális koordináta-rendszer 12Elemek keletkezése 98

Élet 302Élet és környezet 304Élet más bolygókon 44Elliptikus tér 111Elnyelés 71Élôvilág sûrûsége 306Emissziós ködök 72Endemikus faj 304Endorheikus terület 238Energiatermelés 89Eolikus üledék 270Epicentrum 174Epirogenezis 161Erózió 269Eruptív protuberanciák 36Eruptív változócsillagok 86Esôerdô 310Esôrekordok 209Európai hôforrások 170Eutektikum 139Evaporáció 205Evapotranszspiráció 255Evolúció 304Évszakok 225Évszakos betegségek 224Exoszféra 134, 199Extinkció 71

F

Fagy 204Fakulás 274Fázisszög 43Fehér törpe 97Fejlôdés az óriásállapotban 95Fejlôdési kozmoszok 111Fekete test 73Feketeföld 273Felhôfajták 205Felhôk 205Félsivatagi biomassza 312Felsô köpeny 147Felszín 43Felszíni formaképzô folyamatok 268Fenológia 225

Fény eltérülése 109Fényerô 80Fényesebb csillagok 61Fényesség 43, 80Fényességrendszer 52Fényév 17Fényút 112Firn 240Fitotóp 300Fizioszférá 300Fiziotóp 300Flercsillagok 73FlexuraVulkanizmus 167Fluviális üledék 270Fluxussûrûség 75Fokbeosztás a Földön 122Föld alakja 115Föld éghajlata 220Föld felépítése 142Föld fizikai felépítésel 147Föld forgása 117Föld kialakulása 139Föld mágneses pólusai 155Föld melege 152Föld méretei 116Föld szférái 142Földcsuszamlás 270Földfelszín kialakulása 139Földfelszín tagolódása 148Földi ellipszoid 115Földkéreg 145Földkéreg emelkedése 163Földköpeny 145Földmag 145, 147Földmágnesség 153Földmérés 125Földméréstan 127Földövek 148, 149Földpálya 119Földpátok 186Földrajzi burok 143, 145, 257Földrajzi burok tanulmányozása 135Földrajzi hosszúság 122Földrajzi övezetek 279Földrajzi szélesség 116, 122Földrengések 174

Földrengések elôrejezlzése 178Földrengések erôssége 177Földrengések okai 176Földrengéshullámok 174Földszerkezeti alakelemek 165Földtörténeti táblázat 189Folyamatok. 301Folyók 244, 245Folyóvízi erózió 266Forgás 43Források 248Forrópontelmélet 173Fotogrammetria 128Fotometriai módszerek 18Fotometriai távolság 113Fraunhofer vonalak 33Fraunhofer-vonalak 81Fridman és Hubble-kor 111Fronthatás 224Fumarola 170

G,Gy

Galaktikai koordináta-rendszer 14Galaktikusrádióforrások 76Galaxis átmérô 100Galaxis fényerô 100Galaxis szerkezete 77Galaxis Tejútrendszerek 10Galaxis-osztályok 99Galaxishalmazok adatai 107Galaxismag 78Galaxisok állapotjelzôi 100Galaxisok r.frekvenciás sugárzása 102Galaxisok színképe 100Galaxisok tömege 102Galaxistömörülések 107Gázburok 78Geocentrikus rendszer 10Geocentrikus szélesség 117Geodézia 121, 127Geodéziai alapponthálózat 125Geofaktorok 299Geoidunduláció 129Geomágneses pólus 118

Geomorfológia 127, 256Geoökológia 299Geoszférák 298Geoszinklinális 161Geotermikus gradiens 153Gergely-naptár 21Gipsz 187Glaciális formák 266Glaciális üledékek 270Glaciológia 241Gleccserek 238Gleccserkatasztrófák 243Gleccserszél 215Gleccsertípusok 241Glej 274Glej 278Globulák 73Gneiszet 180Gondvana ôskontinens 162Gradienserô 213Gránát 186Gránit 180Granuláció 34Graviméter 159Gravitációs anomáliák 158Greenwichi idô 22Griggs és Egyed elmélete 140Gyanta 184Gyorsfutók 80

H

Harmatpont 205Háromszögelési pont 125Hasadékvulkánok 169Hatások 43Háttérsugárzás 75Hegységek 259Hegységfajták 265Heliocentrikus rendszer 10Helymeghatározás a Földön 121Hertzsprung-Russeli-diagram 82Heteroszféra 188Heves esô 210Hideg frontot 217

Hidegfront közeledik 219Hidrogén tartományok 71Hidromorf 272Hidromorf talajok 278Hidroszféra 135, 143Hidrotóp 299Higroszkópos víz 249Hiperbolikus univerzum 114Hiperbolikus-tér 111Hipocentrum 174Hipszografikus görbe 151Hipszometrikus változás 279Hó 210Hôfluxus 153Hóhatár 240Hold fázisai 30Hold jellemzô adatai 28Holdfelszín 32Holdfogyatkozás 31Holdfogyatkozások 30Holdkôzetek 183Hômérséklet 43, 80Hômérséklet rekordok 203hômérséklet-gradiensek 203Homok 184Homoktromba 213Homoszféra 188Hónap 19Horizont 122Horizontális koordináta-rendszer 10Hosszú hullámok 175Hosszúsági kör Hubble-összefüggés 101Huble-állandó 112Hullámok részei 234Hullócsillag 49Humid terület 255Humusz 272, 274Humuszos feltalajszintek 276

I

Idôegyenlet 19Idôjárás 201, 216Idôjárási elôjelek 218

Idôjárási jelenségek 219Ignimbrit 170Illies elmélete 141Indiai-óceán 229Infiltrációs víz 251Infravörös nedvességmérés 136Infravörös sugárzás 201Inklináció 155Instabilis galaxisállapot 106Intercepció 256Intersztelláris abszorpció 71Intersztelláris anyag 70Intersztelláris sugártér 73Inverzió 203Ionizáció szerinti rétegzôdés 199Ionoszféra 134, 199Ionoszféra 199Ismertebb gleccserek 242Isztmosz 149Izobárok 212Izosztazia 140Izotermia 203

J

Jeges területek 238Jégesô 211Jégfajták 241Jéghegyek 231Jégkorszak 227Julián-dátum 26Julián-naptár 21Jupiter 44

K

Kainozoikum 188Kaldera 168Kálisó 187Kalkoszféra 143, 146Kant 139Kaolin 184Kapilláris víz 249Karsztformák 268

Kartográfia 138Kartometria 138Kék galaxisok 106Keleti szélrendszer 216Keményvíz 251Kepler-törvények 38Kettôs rádióforrások 103Kettôs-csillagok 64Kezdô délkör 122Kisbolygók 47Klasztikus üledék 270Klímatípusok 221, 223Klimatológia 220Klimatóp 299Klorit 186Köd 205Ködfajták 207Kondenzáció 253Kontinensek mozgása 141Kontinensek távolodása 131Konvekciós áramlás 165Kôolaj 184Koordináta-rendszer 13Köpeny 147Környezeti változások 313Korund 186Kôsó 187Kötél láva 167Kotusglej 278Kovapala 184Középponti vulkánok 168Kôzetalkotó szilikátok 186Kôzetek mágnessége 156Kozmikus biológia 8Kozmikus geodézia 129Kozmikus objektumok 76Kozmikus por 72Kozmikus sebesség 8Kozmikus sugárzás Kozmogónia 8Kozmológia 8, 108Kozmológiai elv 109Kozmológiai szingularitás 111Kozmonautika 9Kozmopolita faj 304Kristályosodás 139

Kromoszféra-erupciók 36Kultúrtáj 298, 313Kvarc 186Kvazárok 37Kvazárok adatai 105

L

Lagúna 247Lágyvíz 251Lamarck 145Laplace 139Lapultság 117Laterit 275Léghômérséklet 202Légkör 43Légkör kutatása 133Légnedvesség 204Légnyomás 211Légsûrûség 143Lehordás 269Lemeztektonika 141Limnikus üledék 270Litorális öv 141Litoszféra 132, 141, 145, 256Litoszféra lemezek 141Longitudinális hullámok 175Lösz 184

M

Magas nyomású képzôdmények 218Magassági alappont 126Magassági övek 280Magassági tartományok 152Magma 167Magmás kôzetek 180Magmatitok 180Mágneses anomália 155Mágneses tér elemei 154Mágneses tér változásai 156Mágneses térerôsség 85Magnetopauza 134Magnetoszféra 134

Magnetoszféra 199Magnitúdó 178Makroklíma 221Mállás 268Mállás és lepusztítás 264Márga 184Mars 43Márvány 185Matematikai megvilágítási övek 120Mediterrán erdô 310Megvilágítási övek 120Meleg front 217Melegfront érkezik 218Mélytengeri árkok 141, 227Méretarány 138Meridián 11Meridiánok 122Merkur 43Mészkô 184Metagalaxis 108Metamorf kôzetek 185Metamorfitok 185Meteor 49Meteorit 49Meteoritgyûrû 49Meton-ciklus 20Mezoklíma 221Mezopauza 134, 199Mezoszféra 134Mezoszféra 199Mezozoikum 188Mikroklíma 221Mofetta 170Mohamedán naptár 26Molekulák 73Monogén vulkán 167Monszun 216Monszunerdô 310Moréna 267Morfotóp 299

N, Ny

Nadír 11Nap 19

Nap apexmozgása 64Nap energiatermelése 37Nap fontosabb adatai 33Nap légköre 33Nap rádiósugárzása 36Napenergia 300Napfáklyák 34Napfogyatkozás 30Napfoltciklus 33Napfoltok 34Napjelenségek 34Napkorona 33Napsugárzás 134Napsugárzás 201Napsugárzás 300Napszél 33Napszél 200Naptár 25Naptárformák 25Naptári év 21Nautikus alkony 121Nebulium-vonalak 72Nehézségi erôtér 158Nem szilikátos ásványok 187Nemtermikus rádióforrások 75Neptunusz 44Neritikus üledék 271Nettó elsôdleges produkció 307Neutroncsillagok 77Neutroszféra 199Newton-törvény 39Nivális tartomány 255Nooszféra 136, 300Normál nulla 126Nova 70, 87Növényformációk 308Nutáció 118Nyár-pont 13Nyugati szelek 216

O, Ó, Ö, Ô

Óceán ökológiai rendszere 308Óceáni szigetek 257Óceánok 230

Okklúziók 218Ökológiai 304Ökológiai tûrôképesség 303Ökoszisztéma 304Ökotóp 299Opakásványok 187Opál 186Óraszög 12Organogén üledék 271Óriáscsillagok 83Orion-köd 70Orogenezis 161Orográfia 257Öröknaptár 28Ôscsillag 94Ôsköd 138Ôskontinens 140Ôsnap 138Ôsrobbanás 111Összehúzódási fázis 94Oxidok 186

P

Pala 184Paleoklimatológia 221Paleomágnesség 157Paleozoikum 188Parabarnaföld 278Parallaxis sec. 17Paramágnesség 156Párolgás 205Párolgás 255Parszek. 17Parttípusok 268Passzát szelek 215Pediment 267Pedotóp 299Pegmatit 183PegmatitDiabáz 181Pekuliáris mozgás 102Pelágikus üledék 271Peridotit 181Permeábilis kôzet 251Pirit 187

Planetáris köd 70Planetáris ködök 88Planetoidák 47Platóni év 16Plutó 44Plutonitok 180Plutonizmus 167Plutonizmus 180Pluviográf 210Podzol 277Podzolosodás 274Polaritáscsere 158Polgári alkony 121Polgári hónap 20Poligén vulkán 167Polje 268Pólusmozgás 131Populációk 79Porfír 182Pratt és Airy elmélete 140Precesszió 15Precesszió 117Primer termelés 306Profundális öv 141Proterozoikum 188Proton-proton reakció 37Protonoszféra 199Pulzáló csillagok 85Pulzárok 75

R

Radarmódszer 18Radiális sebesség 62Rádiógalaxisok 102Rádiómérés 128Rádióvihar 36Rák-köd 75Reflexiós ködök 72Rejtett depressziók 264Rektaszcenzió 13Relativisztikus kozmológia 109Reliefenergia 265Rezonanciás fény 49Riolit 182

Ritkulás 114Röntgensugár-források 77R sugár 80Rubin 186

S, Sz

Sajátmozgás 62Salpeter-reakció 92Sander 267Sasbérc 167Síkság 265Sivatagok 267Smaragd 186Smidt keletkezés elmélete 139Sós talajok 274Sötétködök 73Spirálkarok 78Stabilis rétegzôdés 203Sugáráram 43Sugárzás 43Sugárzási egyensúly 89Sûrûség 43Szabályszerû idôjárás változásai 217Szárazföld tagolódása 257Szárosz-ciklus 32Szaturnusz 44Szaturnusz-gyûrûk 46Szavanna 310Szeizmográfok 174Szeizmológia 174Szekunder termelés 306Szél 213Szélerôsség 214Szélrendszerek 214Szélrendszerfajták 215Szénkôzetek 184Szerves üledékek 184Szervesanyag-termelés a talajban 312Szférák 142Sziderikus év 20Szideroszféra 143Szideroszféra 146SzienitDioritGabbró 181Szigetek 257, 258

Szilárd halmazállapotú csapadék 210Színkép 80Színképosztályok 80Szinklinális 166Szinkrontron-folyamat 75Szinorogén magmatizmus 163Színtezés 127Szivárgó víz 251Szökési sebesség 43Szökési sebesség 84Szökôár 177, 233Szoláris állandó 43Szoláris nap 19Szolfatára 170Sztratopauza 199Sztratoszféra 134, 199Sztyeppi biomassza 312Szubarktikus felszín 267Szubkontinensek 150Szubpoláris hegység 298Szubtrópikus hegység 298Szupernova 70, 88

T

Tájháztartás 298Tajtékkô 186Talaj 256, 271Talaj képzôdése 273Talajképzô tényezôk 271Talajok rendszerezése 275Talajszelvény 275Talajvíz 251Tapadó víz 249Tartós esô 210Tauri csillagok 87Tavasz-pont 13Tavaszpont precessziója 15Távolság a Földtôl 42Távolságegységek 17Távolságok a világegyetemben 60Technoszféra 306Tejút forgása 64Tejútrendszer 78Tektogenezis 163

Telérkôzetek 183Tellurikus áramok 161Tenger mozgása 233Tenger mozgásai 232Tenger sótartalma 231Tenger szervesanyagtermelése 307Tengeráramlások 234Tengeráramlások 236Tengerek 227, 230Tengerfelmérés 128Tengerfenék domborzata 228Tengermozgások 235Tengerrengések 177Tengerszint változás 232Tengervíz összetétele 144Tér geometriája 110Térítôkör 119Térkép 138Térképészet 127Termák 170Természeti táj 298Termikus rádióforrások 74Termoremanens mágnesség 157Termoszféra 199Titius-Bode-szabály 47Többszörös csillagok 64Tömbös láva 167Tömeg 43Topocentrikus rendszer 10Topográfia 127Topológiai dimenzió 299Törmelékes kôzetek 184Törpecsillagok 83Totalizátor 210Trachit 182Transzgresszió 163Transzspiráció 253Transzverzális hullámok 175Trianguláció 125Trigonometriai módszer 17Trigonometrikus magasságmérés 126Trilateráció 125Tropikus évAnomalisztikus év 20Tropopauza 199Troposzféra 134, 188Trópusi erdô 309

Trópusi felszínformák 268Trópusi hegység 298Tufa 184Tundra termelôképessége 312Tunguszkai meteorit 52

U, Ú, Ü, Û

Új keleti naptár 25Üledék formák 270Üledékes kôzetek 183Ultraibolya sugárzás 201Uránusz 44Uránusz-gyûrûk 46Üstökösök 48Utóvulkáni jelenségek 170UV-sugárzás 201Uvala 268

V

Vakár 233Valódi depressziók 263Valódi horizont 122Változó csillagok csoportjai 86Változó ünnepek 26Változó-csillagok 85Vega 277Vegyes lombú erdô 310Vénusz 44Világegyetem tágulása 101Világhorizont 112Világidô 122Világmodellek 110Világos ködök 72Világtenger tagolódása 228Víz körforgása 253Vízburok 143Vízesés 246Vízháztartás 255Vízkörforgás 254Vízmérleg 254Vízszintes mozgások 162Vizuális kettôscsillagok 64

V

Vogt-Russell-tétel 89Völgyek 266Vonzás 43Vöröseltolódás gravitációs erôtérben 109Vulkáni felszín 268Vulkáni kôzetek 182Vulkanitok 182Vulkánok 172

Z

Zafír 186Zápor 209Zenit 11Zenitális esô 207Zivatarok 218Zónaidô 22Zonális tagozódás 257Zsidó naptár 25Zsírkô 186Zúzmara 210