Főoldal Csillagászattörténet Magyar csillagászat 17-18. század Változócsillagászati mérföldkövek a 20. században
   

 

Változócsillagászati mérföldkövek a 20. században Konvertálás PDF-formátumba Nyomtatás Elküldés emailben
Szerző: Kiss László | 2004. április 22., csütörtök
Immáron hivatalosan is elkezdõdött a 21. század, így érdemes röviden visszatekinteni, mi minden történt a 20. század változócsillagászati berkeiben. Természetesen nem célunk a teljességre való törekvés, hiszen lehetetlen 100 év felfedezéseit, jelentõs megfigyelés-sorozatait és elméleti áttöréseit a rendelkezésre álló keretek közé beszorítani. Inkább egy nem titkoltan szubjektív válogatást közölnénk azokról az eseményekrõl, amelyek a szerzõ szerint mind a változócsillagászati, mind a szélesebb aspektusokat tekintve fontos szerepet játszottak a fejlõdés irányainak meghatározásánál. Az alábbiakban évtizedes bontásban teszünk kísérletet a fejlõdés végigkövetésére, annak megfelelõen, hogy a kutatómunka nagy vezéregyéniségei is általában évtizedes skálán játszottak meghatározó szerepet egy-egy szûkebb szakterületen.

1901-1910

A 20. sz. elsõ évtizede a 19. sz. végén megkezdõdött spektroszkópiai forradalom jegyében telt el. Az asztrofizika megszületésével párhuzamosan a legfontosabb változócsillag-típusok lényegi megértése vált lehetõvé. Ehhez nélkülözhetetlen volt a színképelemzés hadrendbe állítása. Amikor Belopolsky orosz csillagász 1895-ben felfedezte a delta Cephei radiálissebesség-változásait, megnyílt az út az addigra fotometriai mérések alapján már jól ismert változások megértése felé. Emlékeztetnénk arra, hogy a megelõzõ bõ évszázad hullámzó aktivitást mutatott a változócsillagokkal kapcsolatos kutatások terén. Az angol Goodricke és Pigott munkássága után Argelander népszerûsítõ tevékenységére volt szükség ahhoz, hogy a változók ismét felkeltsék a csillagászok figyelmét. A 19. sz. végére, elsõsorban az Algol esetében rendkívül sikeres fedési kettõscsillag elképzelésnek köszönhetõen, általánosan elfogadott volt az ismétlõdõ fényváltozású cefeidák, mira változók fedési kettõs, vagy csillagfoltos modellje. A színképvonalak periodikus eltolódásainak kimérése azonban nem volt könnyû feladat: 1905-ben, az akkori fotólemezekkel, legnagyobb távcsövekkel és a két-három prizmákból álló spektrográfokkal az 5-6 magnitúdós csillagok kiértékelhetõ színképéhez 180-200 perces expozíciókra volt szükség! Mellékelt ábránk Albrecht 1907-es méréseit mutatja be a T Vul cefeida változóról, ahol a felsõ diagram a csillag radiálissebesség-görbéjét, míg az alsó a különbözõ szerzõk által meghatározott fénygörbéjét mutatja. Jól látszik a két görbe tükörszimmetriája, azaz a csillag felszíne legnagyobb sebességgel közel a legfényesebb állapotban közeledik felénk. Az ilyen mérések fognak elvezetni a következõ évtizedben a csillagok pulzációjának felismeréséhez, ekkor még csak annyit állapítanak meg a szerzõk, hogy a fényváltozást esetleg egy különleges pályájú és a spektrumban láthatatlan kísérõcsillag okozza.

Image
A T Vulpeculae radiálissebesség- és fénygörbéje

A spektroszkópiához hasonlóan forradalmi változást hozott az asztrofotográfia széleskörû elterjedése, hiszen így vált lehetõvé egész égterületek folyamatos nyomon követése az új változók felfedezésének érdekében (l. késõbb)

1911-1920

Ebbõl az évtizedbõl két nagyon fontos felfedezést emelünk ki, mindkettõ közvetlenül a cefeida-változókkal kapcsolatos. Miss Henrietta Leavitt, a harvardi obszervatórium munkatársa, a Kis és a Nagy Magellán Felhõ változócsillagait vizsgálta fotografikus észlelések alapján és már egy 1907-es publikációban megemlítette, hogy a hosszabb periódusú cefeidák fényesebbek a rövidebb periódusúaknál. Mivel ezek a csillagok a Földtõl közelítõleg azonos távolságban vannak, ezért a látszó fényességbeli különbség az abszolút fényességek tényleges különbözõségét tükrözi. Röviden: Leavitt felfedezte a cefeidák periódus-fényesség relációját (PL reláció). Mint annyiszor a tudománytörténetben, a legelsõ említésre senki nem figyelt fel, így a PL reláció "karrierje" csak egy 1912-es cikk után kezdõdött el, amikor Leavitt 25 db Kis Magellán Felhõbeli cefeida periódusait és látszó fényességeit közölte. Harlow Shapley volt az, aki ennek a fontosságát azonnal felismerve a Tejútrendszerünk cefeidáira alapozva meghatározta a reláció zéruspontját, azaz távolságmérésre alkalmassá tette az összefüggést (tetszõleges új cefeidára elég megmérni a periódust, kiszámítani az abszolút fényességét a PL relációval, majd a látszó fényességgel összevetve adódik a távolság).

Ezen felfedezés jelentõségét nehéz lenne túlbecsülni, hiszen távolságmérésben betöltött szerepe bõ 90 évvel a felfedezés után is alapvetõ fontosságú. A Hubble Ûrtávcsõvel immáron 25 megaparszek távolságig sikerült kiterjeszteni a PL reláció hatótávolságát, míg a pontos kalibrációja mind a mai napig foglalkoztatja a megfigyelõ és elméleti szakembereket egyaránt.

Szintén Shapley-hez kötõdik a másik felfedezés, amit az elmélet szempontjából Eddington "tett helyre" 1918-ban. Shapley még 1914-ben, az addigra rendelkezésre álló megfigyelési anyag alapján, felvetette, hogy a cefeidák fénygörbéje és radiálissebesség-görbéje nem egyeztethetõ össze a fedési kettõs-modellel, mivel a számított pálya- és csillagméretek nem fértek el egymásban. Ehelyett azt javasolta, hogy végezzenek a csillagok sugárirányú tágulást és összehúzódást, azaz pulzáljanak. Habár az elmélet a cefeidákra volt kihegyezve, ma már tudjuk, hogy a legkülönbözõbb állapotú csillagok mutatnak pulzációs változásokat, kezdve a néhány másodpercestõl egészen az évtizedes idõskálákig.

Az évtized elején, 1911-ben alakult meg az Amerikai Változócsillag-észlelõk Társasága, az AAVSO, ami mára egyértelmûen a legnagyobb amatõr változós szervezett, melynek adatbankjában közel 10 millió egyedi fénybecslés található.

1921-1930

Ha egy esemény, felfedezés fontosságát azzal jellemezzük, hogy megtörténte után meddig fejti ki hatását, akkor a 20 sz. talán legfontosabb változócsillagászati történése az extragalaktikus változócsillagok felfedezése volt. Mint láttuk, ez már részben megkezdõdött a Magellán Felhõk változócsillagainak vizsgálatával, ám az igazi áttörést Edwin Hubble mérései hozták, aki a huszas évek elsõ felében, a Wilson-hegyi 100 hüvelykes teleszkóppal sorra bontotta fel a közeli galaxisokat, majd a bennük felfedezett cefeidákkal olyan távolságokra helyezte el õket, amit az addigi csillagászvilág elképzelhetetlennek tartott. Az elsõként azonosított távoli csillagrendszer az NGC 6822 volt, amit Hubble több mint 200 ezer parszekes távolságúnak adott meg a benne talált cefeidák alapján. A következõ az M33 volt, majd az M31 zárta a sort 1929-ben. Ezekkel a felfedezésekkel Hubble pontot tett egy évszázados vitára, miszerint a mi Tejútrendszerünk alkotja-e kizárólag az egész világmindenséget. Érdekes módon Shapley, aki tíz évvel korábban úttörõ munkát végzett a saját Tejútrendszerünk méreteivel és szerkezetével kapcsolatban, itt "rossz lóra tett", ugyanis Hubble kritikus mérései elõtt - sok kollégájához hasonlóan - nem hitt egy akkora Univerzumban, amiben akár több Tejút is elfér. A csillagászattörténet ezen pontjánál egyedülálló módon a változócsillagok megkerülhetetlen segédeszközei voltak az egész Világegyetemrõl alkotott helyes kép kialakításának.

Image
Balra: A Kis Magellán Felhõ cefeidáinak látszó fényessége periódusuk függvényében (Shapley 1961) jobbra: az M33 és az SMC cefeidáinak összehasonlítása (Hubble 1925)

Ezek a vizsgálatok vezettek el továbbá az M31-ben már az 1910-es évek végén rutinszerûen detektált nóvák (14-17 magnitúdó között) és az 1886-os S Andromedae nagyságrendbeli különbözõségének felismeréséhez, azaz a nóvák és a szupernóvák megkülönböztetéséhez. Ez szintén egy olyan felfedezés volt, ami a korábbi extragalaktikus "nóvák" értelmezését lehetõvé tette és kitágította a belátott és egyben megismert Univerzum határait.

1920-ban megalakult a japán Variable Star Observers League in Japan (VSOLJ), majd 1921-ben az Association Francaise des Observateurs d’Etoiles Variables (AFOEV), melyek ma az AAVSO után a legnagyobb adatbázissal rendelkezõ amatõr változós szervezetek (egyedül a Brit Csillagászati Egyesület Változócsillag Szakcsoportja mérhetõ össze velük, a brit amatõrök azonban jóval kevesebb változót követnek folyamatosan - igaz, legalább olyan hatékonyan).

1931-1940

Hubble nevét ma már nem elsõsorban a legközelebbi galaxisok csillagokra bontásával kapcsolatban ismerjük, hanem a róla elnevezett tapasztalati törvényrõl, ami a galaxisok vöröseltolódása és távolsága közötti kapcsolatot írja le. A vöröseltolódást a Doppler-effektuson keresztül távolodásként értelmezve jutunk el a táguló Világegyetem képéig, ami a reláció 1931-es elsõ publikálásakor az elméleti fizikusok maximális helyeslésével és kitörõ örömével találkozott. Itt a cefeida PL reláció már a felszín alatt, "pusztán" másodlagos szerephez jutott, ám a felfedezés jelentõsége akkora, hogy mindenképpen érdemes megemlékezni róla. Ezt az elsõként közölt relációt láthatjuk mellékelt ábránkon, amellyel kapcsolatban Hubble rendkívül optimistán azt írta, hogy az egyenes meredeksége (ma ezt Hubble-állandónak hívjuk) 558 km/s/Mpc, aminek "a hibája biztosan nem nagyobb 20%-nál, és valószínûleg kisebb 10%-nál". Az aktuális "legjobb" érték azóta 70 km/s/Mpc-re csökkent, amirõl a mai kutatók alig-alig merik azt állítani, hogy 10%-nál kisebb hibájú...

Image
Hubble 1931-ben közölt távolság-távolodási sebesség relációja.

Természetesen a nagy extragalaktikus "láz" közben sem állt le a hagyományos változócsillagászat. Mint azt a legelsõ pontban említettük, a fotózás meghonosodása forradalmasította a nagy égterületek szimultán átvizsgálását új változócsillagok felfedezése érdekében. Az 1930-as években a két legnagyobb patrolprogram, az akkor már évtizedes múltra visszatekintõ harvardi és sonnebergi, százszám jelentették be az új változócsillagok felfedezését. Cuno Hoffmeister német csillagász volt az egyik vezetõ személyiség (aktív kutatóként dolgozott egészen a nyolcvanas évek elejéig...), aki 1931 és 1937 között összesen 1595 új változócsillag felfedezését jelentette be! Hasonlóan eredményes volt a harvardi fotólemezek vizsgálata, ill. néhány kisebb fotografikus program. Így ebben az évtizedben ugrott meg elõször nagyobb mértékben az új változók száma. Lényegében egyeduralkodó volt a fotografikus technika, míg fényes változócsillagok esetén sokszor kifinomult vizuális fotométerekkel dolgoztak a kor csillagászai. Szintén a fotózásnak volt köszönhetõ a csillaghalmazok, elsõsorban a gömbhalmazok változócsillagainak aktív kutatása, amellyel RR Lyrae változók százait fedezték fel a fényes gömbhalmazok külsõ régióiban.

1941-1950

Ez az évtized sok szempontból az elmélet évtizede volt. Lehullt a fátyol a csillagok energiatermelésének titkáról, megértettük a fúziós reakciók szerepét és jelentõségét a csillagok magjában, ami az addigra kidolgozott elméletekbe behelyezve a csillagok egész belsõ szerkezetére vonatkozó, immáron reális modellek megalkotását tette lehetõvé. A csillagfejlõdés kiszámítása is el kezdte bontogatni szárnyait, tehát az addig pusztán megfigyelt, leírt, csoportosított változócsillagok asztrofizikailag is "helyükre" kerültek.

A korábban említett periódus-fényesség relációval kapcsolatos Walter Baade felfedezése, aki az Andromeda-ködrõl készített nagyon jó határfényességû felvételeken (a világháborús elsötétítések alatt különösen jó megfigyelési körülmények uralkodtak a Wilson-hegyen) észrevette, hogy a galaxis spirálkarjaiban, valamint a központi vidékeken másfajta csillagok láthatók: a karokban fényes, kék csillagok, míg a mag körül halványabb és vörösebb csillagok. Ezzel a csillagok két populációját fedezte fel, ráadásul azt is észrevette, hogy mindkét populációban vannak cefeida fényváltozású csillagok, tehát cefeidákból is kétféle van. Ezt felismerve a korábbi PL relációt újra tudta kalibrálni, figyelembe véve a populációk eltérõ fényességét, így a szisztematikus alulbecsléstõl megszabadulva hirtelen jó háromszorosára "tágult" az akkor belátott Világegyetem.

Ezen évtized eredménye a szupernóvák spektroszkópiai anyagának oly mértékû bõvülése, hogy Rudolf Minkowski lefektethette annak a klasszifikációs rendszernek az alapjait, amit mind a mai napig használunk. Ebben az I-es és II-es fõ típusokat aszerint különböztetjük meg, hogy van-e (II), vagy nincs (I) hidrogénvonal a színképben.

1951-1960

Ahogy közeledünk a ma modernnek tekintett vizsgálatok felé, úgy válik egyre nehezebbé a választás a különbözõ események, felfedezések között. Az ötvenes években kapott igazán erõre egy új megfigyelési technika, a fotoelektromos fotometria. A gyökerek egészen Joel Stebbins 1907-es kísérletéig visszanyúlnak, aki egy szeléniumcella és egy galvanométer segítségével a Hold fényét mérte, ám a tényleges fejlõdés és rutinszerû alkalmazás csak a negyvenes évek végén, ötvenes évek elején vált lehetõvé. Gerald Kron mellett Harold Johnson neve említhetõ, akik a technika alkalmazásainak vezetõ személyiségei voltak. Míg Kron a mûszerek, addig Johnson a mérések reprodukálható kezelésének fejlesztésében járt élen. A fotografikus technika tizedmagnitúdós pontosságának helyébe a fotoelektromos fotometria századmagnitúdós pontossága lépett, ami egy újabb nagy lépést jelentett az új változócsillagok felfedezésében, ezúttal a kisamplitúdójú változók tartományában. Johnson nevét a róla elnevezett fotometriai rendszer örökítette meg, amit részben a fényességméréshez használt szûrõk áteresztési függvényei, részben az alapszinteket rögzítõ standard fényességû csillagok definiálnak. Johnson és munkatársai azt tûzték ki az UBV rendszer 1953-as megalapozásánál, hogy a különbözõ obszervatóriumok más-más érzékenységû mûszereivel is összehasonlítható adatokat kaphassunk azáltal, hogy csak megadott hullámhossz-tartományban mérjük a fényességeket (U - ultraibolya, B - kék, "blue", V - sárga, "visual"), amelyek alapszintjeit megadott fényességû csillagokhoz viszonyítjuk. A V szûrõ központi hullámhossza éppen megegyezik az átlagos emberi szem érzékenységi maximumával, így a V szûrõs magnitúdók nagyon hasonlóak ahhoz, amit pl. a vizuálisan észlelõ amatõrcsillagászok látnak. Mind a mai napig ez a fotometriai rendszer a legelterjedtebb, és ma már léteznek évtizedeken átívelõ homogén adatsorok, amelyekkel akár az évtizedes skálájú fényváltozások is tanulmányozhatók. Mindehhez szükség volt egy nemzetközileg elfogadott standard rendszer felállítására, amit Johnson tett meg elõször a fotoelektromos fotometria területén.

Image
A Johnson-féle UBV fotometriai rendszer szûrõfüggvényei

1961-1970

Megengedve némi "belógást" az ötvenes évekbe, ezt az évtizedet túlzás nélkül nevezhetjük az elmélet évtizedének. Elõször születtek a valóságot túlzó egyszerûsítések nélkül is közel helyesen leíró elméletek mind a csillagok pulzációjával, mind a kettõscsillagok fényváltozásával kapcsolatban. J.P. Cox, A.N. Cox, R. Kippenhahn, W. Unno, Y. Osaki, N. Baker sorra számították pulzációs modelljeiket a legkülönbözõbb pulzáló változócsillagokra - cefeidák, RR Lyrae-k, vörös óriások, béta Cephei változók, mind sorra kerültek a modellek kapcsán. A mai szemmel kezdetleges számítógépek már numerikus módszerek bevetését is megengedték, így ahol az elmélet kezelhetetlen egyenletekhez vezetett, ott a numerikus analízis segített. Végre nem csak azt tudták leírni, hogy hogyan pulzál egy változócsillag, hanem arra is sikerült választ adni, hogy miért. Kiderült, hogy a csillagok belsejében az ionizációs viszonyok változásai képesek fenntartani egy egész csillag óriási energiákat igénylõ rezgéseit, hatékony hõerõgépekként meghajtani a csillag ismétlõdõ tágulását, majd összehúzódását. Emellett a fedési kettõscsillagok leírása vált egyre pontosabbá (pl. Z. Kopal munkássága nyomán), míg a kataklizmikus változócsillagok, mint kölcsönható kettõscsillagok kerültek az elméletek homlokterébe. Az akkréciós korongok fizikája is ebben az évtizedben lépett az erõteljes fejlõdés útjára. Az egzotikus fényváltozások magyarázatánál a találgatások helyét átvették a számítások. Ekkor jelent meg pl. az akkréciós korongban fellépõ instabilitás, mint a törpe nóvák kitöréseiért felelõs lehetséges folyamat - az egyre pontosabb megfigyelések mellé nélkülözhetetlenné vált az egyre pontosabb elméleti modellezés.

Image
Kapcsolat a pulzáló változócsillagok periódusa és sugara között (Fernie 1964)

A klasszikus változócsillagokhoz csak érintõlegesen kapcsolódik a pulzárok és a kvazárok felfedezése, habár az elõbbiek, mint a szupernóva-robbanások maradványai, sikeresen hozzájárultak egy konzisztens kép kialakításához.

1971-1980

Ebbõl az évtizedbõl két gyakorlati jelentõséggel bíró pontot emelnénk ki. Megjelent a Változócsillagok Általános Katalógusának (General Catalogue of Variable Stars, GCVS) III. kiadása, amelyben lefektették a ma is használt klasszifikációs rendszert (kisebb változtatásokkal a GCVS IV. kiadásában). Az osztályozás elsõdlegesen a fényváltozás jellegén alapul - amplitúdó, periódus, szabályosság, fénygörbe alakja. A másik gyakorlati jelentõségû újdonság a CCD megjelenése, igaz, hogy a valódi karrier csak a nyolcvanas években kezdõdött el. Az új és hatékonyabb mûszerek a számítástechnika fejlõdésével párhuzamosan újabb kutatási területeket nyitottak meg. Nagyobb határfényességgel, pontosabb mérésekkel elkezdõdött a változócsillagok felfedezésének egy újabb szakasza.

Fontos újdonságot hozott az ûrcsillagászat változócsillagászati alkalmazása is. A felszínrõl elérhetetlen hullámhosszakon (ultraibolya, infravörös) kiegészült az addig sokszor csak részletes kép. Szép példa erre a törpe nóvák kitöréseiért felelõs mechanizmus megfigyelésekkel történt igazolása, amikor éppen ûrbéli megfigyelésekkel sikerült kimutatni, hogy az ultraibolya tartományban a törpe nóvák jó egy nappal késõbb fényesednek ki, mint a látható fény tartományában. Ennek oka az akkrációs korong, amelynek külsõ tartományai az optikai, míg belsõ tartományai az ultraibolya fényben fényesebbek, így a kitörésekkor kívülrõl befelé haladó instabilitás elõször vizuálisan, majd ultraibolyában tûnik fel.

Ebben az évtizedben vált népszerûvé a gyorsfotometria módszere, amellyel a másodpercesnél is jobb idõfelbontásnak köszönhetõen nagyon gyors fényváltozások is tanulmányozhatóvá váltak. Könnyedén észlelték a fehér törpék gyors rezgéseit, valamint a flercsillagok elõrejelezhetetlen kitöréseit. Szintén erre az idõszakra esik a Nap rezgéseinek felfedezése, ami szinte egy külön tudománnyá nõtte ki magát a kilencvenes évekre (megszületett a helioszeizmológia).

1979-ben megalakult a Pleione Változócsillag-észlelõ Hálózat (PVH), ami igazi fellendülést hozott a magyarországi amatõr változóészlelésben.

1981-1990

Egyre pontosabb numerikus módszerekkel egyre jobb modelleket lehet számítani. Ez egy olyan folyamat, amibõl nehéz kiragadni egy-egy fontosabb állomást, ám mindenképpen említést kell tenni róla. A CCD technika széleskörû elterjedése nem csak a képfelvételt és a nagy határfényességû fotometriát teszi lehetõvé (1 m-es távcsõvel 19-20 magnitúdós csillagok válnak elérhetõvé néhány századmagnitúdós pontossággal), hanem a nagyfelbontású spektroszkópiát is forradalmasítja. 1-2 m-es távcsövekkel olyan programok is végrehajthatók, amikhez 10-15 évvel korábban még a legnagyobb távcsövek is kicsik voltak.

Az idõszak vitathatatlanul legfontosabb jelensége a Nagy Magellán Felhõben feltûnt SN 1987A, ami a Kepler-féle 1604-es szupernóva után az elsõ közeli és igazán modern megfigyelési módszerekkel megvizsgált szupernóva. Elõször detektálták egy szupernóva-robbanás neutrínóit, elõször azonosították egy szupernóva progenitorát, majd a halványodással párhuzamosan folyamatosan végigkövették a fotometriai és spektroszkópiai fejlõdést. Nagyfelbontású közvetlen képekkel felfedezték a maradványt övezõ, bonyolult geometriájú gyûrûrendszert. A legújabb eredmények már a robbanási lökéshullám és a korábban ledobott gázgyûrû kölcsönhatásával kapcsolatosak - minderrõl rendszeresen beszámolunk a Meteor oldalain. Mindezt mellékelt ábránkkal illusztráljuk, amelyen a HST tavaly májusban felvett képeit mutatjuk be. Bal oldalon a belsõ gyûrûben feltûnt fényes foltok láthatók, míg a jobb oldali félig spektroszkópiai képen a nagy sebességgel mozgó tartományok elnyúlt alakúak a Doppler-effektus miatt.

Image

1989-ben földkörüli pályára állították a Hipparcos asztrometriai mûholdat, ami 1993-ig tartó mûködésével az elmúlt harminc-negyven év legnagyobb hatású változócsillagászati eredményeit hozta. Ezek azonban a következõ évtizedhez tartoznak.

1991-2000

1993-ban végetért az addigi legnagyobb volumenû asztrometriai program, a Hipparcos mûhold méréssorozata. A nagy mennyiségû adat feldolgozása 1997-ig tartott, ám az akkor nyilvánosságra hozott mérési eredmények hatása szinte felbecsülhetetlen. Több mint százezer csillagról mért pontos parallaxist és sajátmozgást, míg a mûhold fedélzetén mûködõ Tycho-mûszer kb. 1 millió csillagról végzett századmagnitúdós pontosságú méréseket 4 éven keresztül. Az eredmény: tízezernyi új változócsillag, köztük meglepõen fényesek és nagy amplitúdójúak is. Ezek a fényes és új változócsillagok kimeríthetetlen terepet jelentenek a kistávcsõvel dolgozó fotometristák számára, mivel nyomon követésük, új mérések felvétele igen kívánatos lenne.

A Hipparcos mellett tucatnyi egyéb égboltfelmérõ program indult a kilencvenes években, így a katalogizált változócsillagok száma újabb nagyságrendi ugrás elõtt áll (l. Szabados László cikkét a 2001-es Meteor csillagászati évkönyvben). A kilencvenes évek hozták el az amatõrcsillagászati CCD-forradalmat, ami várhatóan még csak ezután fog kiteljesedni. Az internet elterjedése pedig az elõrejelezhetetlen események azonnali követését és koordinált nemzetközi megfigyelés-sorozatait tette lehetõvé (l. VSNET).

Érdekes módon az 1920-as évek után ismét egy változócsillag-típus jelenti az egyik legfontosabb segédeszközt az Univerzum tulajdonságainak megértéséhez. Akkor a cefeidák és azok periódus-fényesség relációja jelentette a kulcsot a galaxisok természetének megértéséhez, míg ma az Ia-típusú szupernóvák bírnak kozmológiai jelentõséggel. Ezek a nagy abszolút fényeségû objektumok (-19 magnitúdó körüli abszolút fényességgel egész galaxisokat ragyoghatnak túl néhány napig) a világûr legnagyobb mélységeiben is detektálhatók, ráadásul távolságmérésre is használhatók viszonylag jól definiált maximális abszolút fényességüknek köszönhetõen. Jelenleg a szupernóva adatok arra utalnak, hogy az Univerzum tágulása esetleg gyorsul, ami ha igaz, kozmológiai szempontból nagyon fontos felfedezés.

És tovább...

Bátor dolog lenne bármit is jósolni az elõttünk álló évtizedekre. A fentiek is csak nagyon durván adják vissza a változócsillagászat múlt századi fejlõdését. Ami biztos: a fejlõdés nem fog leállni, amiben akár csak amatõrcsillagászként is részt venni mindenképpen felemelõ dolog. De ha csak saját szórakozásunkra követjük végig a szívünk csücskében található csillagok fényváltozását, akkor is értelmes tevékenységet folytatunk, hiszen ez a mi hobbink, az amatõrcsillagászat lényege.

A Meteor 2001/2. számában megjelent cikk másodközlése

A rovat további cikkei