Cefeida-típusú változók 1.

Ez a felvétel Henrietta Swan Leavitt-ről készült. Kicsit több, mint 100 évvel ezelőtt, az 1900-as évek elején, amikor Edward Charles Pickeringnél dolgozott, – aki a Harvard csillagásza volt –, tehát amikor ebben a csillagvizsgálóban dolgozott, nos, kétségkívül, egyértelműen az egész csillagászat egyik legfontosabb felfedezését tette. Mondhatom, hogy benne van a 3 legfontosabban, mert ezzel tényleg arra ösztönözte az embereket, mint például Hubble-t, hogy elkezdjék megérteni, hogy a világegyetem tágul, és hogy arról is gondolkodjanak, hogy lehet megmérni az olyan égitestek távolságát, amelyek jóval túl vannak azon a távolságon, amit a parallaxist mérő eszközeinkkel elérhetünk. Láttuk, hogy a parallaxishoz rendkívül érzékeny műszerekre van szükség, és még akkor is csak a viszonylag közeli csillagok távolságát tudjuk megmérni. Nagyon érzékeny műszerekkel esetleg eljutunk a galaxisunk távolabbi csillagjaihoz, de nincsenek eszközeink még ma sem arra, hogy a galaxisunkon túli távolságokat megmérjük. Henrietta Swan Leavittnek köszönhetően képesek lettünk becslést vagy jó közelítést adni a galaxisunkon túli objektumok távolságára. Nézzük tehát, hogy mit csinált! Az volt a munkája, hogy osztályozza a Nagy Magellán-felhő – problémát okoz a kiejtése – és a Kis Magellán-felhő csillagait. Így néznek ki a déli féltekéről, ez itt a nagy, ez pedig a kicsi. Ne felejtsd el, hogy ez még azelőtt volt, hogy Hubble rájött, vagyis megmutatta a világnak, hogy a mi galaxisunkon kívül is vannak csillagok, vagy hogy a mi galaxisunkon kívül is vannak galaxisok. Ebben az időben tehát az emberek még nem teljesen értették meg, hogy ezek különálló galaxisok. Csak azt mondták, hogy ezek valami foltok, vagy ezek csillag csoportosulások, amiket a déli féltekén látunk. Csak azért, hogy megértsd, milyen messze vannak a mi galaxisunktól, a Tejútrendszertől: ez nyilvánvalóan nem egy valódi fénykép, nem tudunk ilyen nézőpontból képet készíteni. Ehhez sokkal, sokkal messzebb kellene lenni. Ez itt a Tejútrendszer, és ez a Kis Magellán-felhő, ez pedig a Nagy Magellán-felhő. Már kezdem jobban kimondani. Tehát ténylegesen az volt a feladata, hogy osztályozza a különböző csillagokat, amiket látott. Ám mialatt a besorolást végezte, látta ezeket a változócsillagnak nevezett objektumokat. Kiderült, hogy amiket látott, a csillagok egy olyan osztálya volt, amiket cefeidáknak vagy Cefeida-típusú változóknak hívunk. Ezeknek két érdekességük van. Nagyon-nagyon fényesek, több mint 30 000-szer fényesebbek, mint a Nap. És a tömegük 5 és 20 naptömeg közé esik, 5-20-szor nehezebbek a Napnál. De ami érdekessé teszi őket, az az, hogy egyrészt nagyon fényesek, tehát igazán nagy távolságból is láthatók. Ilyen Cefeida-típusú változócsillagokat más galaxisokban is látunk. Sőt, ezeket láthatjuk még a Kis Magellán-felhőn vagy a Nagy Magellán-felhőn jóval túl is, de láthatsz ilyen csillagokat más galaxisokban is. És ami még érdekesebb, hogy változó az intenzitásuk. Jól meghatározott időközönként fényesebbé és halványabbá válnak. Tehát ha egy Cefeida-típusú változót nézel – ez csak egy szimuláció-szerűség, egy nagyon egyszerű szimuláció –, lehet, hogy ilyennek látszik, aztán a következő 3-4 nap folyamán lehet, hogy csökkenhet az intenzitása, valahogy így, aztán a következő 3-4 napban megint ilyen lesz, aztán ismét ilyen. Tehát a tényleges intenzitása jól meghatározott időközönként növekszik és csökken. Tehát ha ez 3 napig tart, utána ez is 3 nap, akkor a periódus, a teljes ciklus, az alacsony intenzitástól vissza a magasig, 6 nap lesz. Ez tehát 6 napos periódus. Amit Henrietta Leavitt megértett – és ez nem volt nyilvánvaló –, feltételezte, hogy ezekben a felhőkben minden nagyjából ugyanakkora távolságra van tőlünk. A Nagy Magellán-felhőben minden nagyjából egyenlő távolságra van. Ez nyilvánvalóan nem pontos. Ez egy egész galaxis, egyértelmű, hogy vannak távolabbi és közelebbi dolgok ebben a galaxisban. Vannak csillagok itt is és itt is. És ezeknek a távolsága tőlünk nem lesz pontosan ugyanakkora – még akkor sem, ha talán valahol itt vagyunk –, de közel egyenlők lesznek. Nem volt rossz közelítés. És ezzel a feltételezéssel valami rendkívülire jött rá. Ábrázolta – hadd ábrázoljam itt ezt –, ábrázolta a vízszintes tengelyen a relatív fényességeket. Igazából csak az alapján tudta megbecsülni ezeket, hogy milyen fényesnek látta őket. Feltételezte, hogy egyenlő távolságra vannak. Nyilvánvaló, hogy ha van egy fényesebb csillag, de sokkal, sokkal messzebb van, akkor halványabbnak fog látszani. Tehát ha feltételezzük, hogy mind nagyjából ugyanakkora távolságra van, akkor a fényességből tudni fogjuk, hogy milyen fényes ténylegesen a csillag. Tehát az egyik tengelyen bejelölte a csillagok látszólagos fényességét, a másik tengelyen pedig ezeknek a változócsillagoknak a periódusát ábrázolta. A periódust ábrázolta. Azt fogom csinálni, hogy logaritmikus skálán ábrázolom. Mondjuk legyen napokban! Tehát ez egy nap, ez 10 nap, ez pedig itt 100 nap. Ez logaritmikus skála, mert 10-szeres a növekedés. Ha ezeknek a logaritmusát vesszük, ez 0 lenne, ez 1, ez 2. Tehát ez a skálám. A periódus logaritmusát használom, vagy csak így jelölöm be: 1, 10, 100, a 10 hatványai között egyenlő távolság lesz. Ha ilyen skálán ábrázolod a látszólagos fényességet és a periódust – Henrietta valami ilyesmi ábrát kapott. Ez nyilvánvalóan nem pontos. Valami ilyesmi ábrát kapott. Nagyjából lineáris lesz a kapcsolat, ha ábrázolod a látszólagos fényesség függvényében a periódus logaritmusát. Tehát ez itt nyilvánvalóan logaritmikus skála, és egy egyenesre illeszkednek. Amiért amellett érvelnék és sok ember amellett érvelne, hogy ez az egyik legfontosabb csillagászati felfedezés, az, hogy ha.. – gondoljuk át, mi itt a probléma! Nézhetjük ezt az összes csillagot az űrben. Mondjuk nézed az égbolt egy részét, és látsz valamit, ami így néz ki, vagyis nagyon fényes. Aztán látsz valamit, ami halványabb, így néz ki. Tehát ha nagyon felületes a tudásod, azt mondod, hogy ez a csillag fényesebb. Azt mondanád, hogy ez a csillag alapvetően fényesebb. De honnan tudod ezt? Lehet, hogy nem fényesebb, lehet, hogy halványabb, de közelebb van. Lehet, hogy közelebbi csillag. Lehet, hogy ez egy egész galaxis, de olyan messze van, hogy el sem tudjuk mondani. De egyszer csak – Henrietta Leavitt munkájának köszönhetően – ha látsz egy ilyen Cefeida-típusú változócsilagot egy másik galaxisban, ismered a látszólagos fényességét összehasonlítva más cefeidákkal. És ha csak egy ilyen cefeida változócsillagot el tudsz helyezni, ha egyiknek a távolságát pontosan ismered, és ismered az abszolút fényességét is, akkor bármelyik másik cefeida változócsillag abszolút fényességét is ismered. Tegyük fel, hogy a parallaxis használatával, ami a másik módszerünk, megtaláljuk.. – tegyük fel, hogy itt van néhány csillag a galaxisunkban, és mondjuk a parallaxis használatával sikerül egy elég jó mérést megvalósítani, és ez, nem tudom, legyen mondjuk 100 fényév távolságra. És ez egy cefeida, cefeida változócsillag. Mondjuk, a periódusa 1 nap. Tehát most már tudunk valami érdekeset. Tudjuk, hogy egy változócsillag, aminek a periódusa 1 nap és 100 fényév távolságra van tőlünk, így fog kinézni, ahogy iderajzoltam. Tehát ha később látunk egy cefeida változócsillagot, aminek 1 nap a periódusa, tehát kivilágosodik és elhalványul egy nap alatt, lehet, hogy vöröseltolódása is van, de lehet, hogy egy kicsit halványabbnak látszik, így néz ki. Most már tudjuk, hogy ha ez 100 fényévre lenne, akkor ez lenne a fényessége. Az alapján, hogy mennyivel halványabb, meg tudjuk határozni, hogy mennyivel van messzebb ez a cefeida változócsillag. Ha kicsit összezavarodtál, részletezni fogom a következő néhány videóban, így jobban belelátunk majd, hogy lehetne használni ehhez a matematikát. De ez volt a nagy felfedezés, ennek a csillagtípusnak, a Cefeida-típusú változónak a felfedezése. Nem ő volt az, aki felfedezte ezeket, az emberek előtte is tudták, hogy vannak olyan csillagok, amelyeknek változik a fényessége. De a nagy felfedezés az volt, hogy észrevette ezt a lineáris kapcsolatot ezeknek a csillagoknak a látszólagos fényessége és a periódusa között. Mert így, ha Cefeida-típusú változókat látunk teljesen különböző galaxisokban vagy galaxis csoportokban, ha látjuk a periódusukat, akkor tudjuk, hogy mekkora a valós látszó fényességük, és sejthetjük, hogy milyen messze vannak valójában, meg tudjuk becsülni, hogy milyen messze vannak valójában ezek a dolgok.