''Vinkó József - Szatmáry Károly - Kaszás Gábor - Kiss Lászlóď0:
''CSILLAGÁSZATI SPEKTROSZKÓPIA - A CSILLAGOK SZÍNKÉPEď0
(cikk az 1998-as Meteor Csillagászati évkönyvben)
Megjegyzéseket ide kérjük:
(k.szatmary@physx.u-szeged.hu)
A színképelemzés, vagyis a spektroszkópia a csillagászat egyik
legeredményesebb vizsgálati módszere. A spektroszkópia a magyarországi
csillagászati kutatásokban korábban viszonylag kisebb szerepet töltött be,
alkalmazása háttérbe szorult a fény intenzitását mérő fotometriai módszerek
mellett. Ennek elsődleges oka nyilván a szükséges műszerezettség hiánya,
mivel a spektroszkópia nagyságrendekkel nagyobb teljesítőképességű
távcsöveket, ill. egyéb műszereket igényel, mint a fotometria. Az utóbbi
években ez a negatív tendencia szerencsére örvendetesen megfordult. Egyre
több magyar kutató fér hozzá különféle külföldi csúcskategóriájú
műszerekhez, így a spektroszkópiai módszerek alkalmazása a hazai
csillagászatban is kezd meghonosodni. Ez az összefoglaló megkísérel
bepillantást nyújtani azokba a vizsgálatokba és eredményekbe, melyeket
Szegeden, a József Attila Tudományegyetemen működő csillagász csoport tagjai
az elmúlt években értek el. Előtte azonban röviden, hiánypótló jelleggel
összefoglalja a spektroszkópia csillagászati alkalmazásában használt
fontosabb alapfogalmakat, műszereket és főbb vizsgálati módszereket. Az
irodalomjegyzékben felsorolt művekben (különösen a [7]-ben) megtalálhatók az
itt nem részletezett spektroszkópiai információk.
''A csillagok színképtípusaď0
A modern színképosztályozás a csillagok légköri hőmérsékletén és nyomásán
alapul (lásd Meteor 1997/4.szám 6.o.). A hőmérséklet meghatározza a csillag
színét és felületegységének fényességét. A nyomás a felszíni gravitációs
gyorsulástól, így durván a csillag méretétől függ. A méret és a felületi
''1. ábra
A folytonos, az e-
missziós és az ab-
szorpciós színkép ki-
alakulásaď0
fényesség megadja a csil-
lag luminozitását, a tel-
jes fényteljesítményét.
Ennek ismeretében a távol-
ságra is következtetni
lehet. A fizikusok felfe-
dezték, hogy az izzásig
hevített szilárd testek,
folyadékok vagy sűrű gázok
folytonos spektrumú sugár-
zást bocsátanak ki minden-
féle vonalak nélkül, ez a
kontinuum. Egy ritkított
forró gáz azonban csak az
atomjaira jellemző bizo-
nyos hullámhosszokon (szí-
''2. ábraď0 neken) sugároz, ilyenkor
''Egy csillag színképének kialakulásaď0 fényes emissziós vonalakat
figyelhetünk meg a széles, szivárványszínű sávok helyett (1. színes ábra).
Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum előtt, akkor
sötét elnyelési vagyis abszorpciós vonalak jelennek meg a színképben (2.
színes ábra).
Minden kémiai atomnak vagy molekulának megvannak a saját spektrumvonalai,
amelyek hullámhosszát az elektronjaik energiaszintjei, illetve az azok közti
különbségek határoznak meg. Ha egy elektron foton elnyelése során magasabb
energiaszintre ugrik, akkor abszorpciós vonal, ha pedig foton kibocsátásával
alacsonyabb szintre kerül, akkor emissziós vonal jön létre a gáz
színképében. A spektrumvonalak nem csak arról árulkodnak, hogy milyen elemek
vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai
körülmények között jöttek létre (hőmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses
tér erőssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a
csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk. A csillagok spektrál- és
luminozitási osztályairól sok szakkönyben olvashatunk (lásd pl. [4], [7] és
[8]). A színképosztály meghatározása a gyakorlatban a hidrogén Balmer-
sorozata és fémek (pl. vas, kalcium, titán, mangán) vonalainak ekvivalens
szélessége (a vonal feletti terület) alapján,
valamint standard spektrumokkal való
összehasonlítással történik. A 3. ábrán különféle
színképtípusú fősorozati (V luminozitási osztályú)
csillagok fényintenzitásának hullámhosszfüggését
mutatjuk be.
Az O-B-A-F-G-K-M típus-sor mentén egyre
alacsonyabb a felszíni hőmérséklet, egyre több a
megjelenő színképvonal. A forró kék csillagoknál a
hélium és a hidrogén dominál, a hidegebb vörös
csillagok légkörében a fémek és a molekulák vonalai
ill. sávjai látszanak. A folytonos színképen belüli
energiaeloszlás utal a csillag légkörének
''3. ábra
Különböző színképtipusú fősorozati csillagok
spektrumaď0
hőmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából
származik. A vonalak azonosítása és erőssége a kémiai összetétel
meghatározását teszi lehetővé, amelyből a csillag korát becsülhetjük meg. A
vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás
mértéke a Doppler-effektus alapján annak a gáznak a mozgásviszonyait adja
meg, ahol a vonal kialakul. A színképvonalon belül a fényintenzitás
csökkenésének lefutása, a vonal alakja, az ún. vonalprofil a csillag
légkörét alkotó gázban lévő fizikai körülmények meghatározasa mellett a
csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre,
tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettősségre és
sok másra enged következtetni. Persze a Földön megfigyelt színkép a
csillagtól, a köztünk lévő csillagközi anyagtól és a földi légkörtől együtt
származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a
más-más eredetű vonalakat, sávokat.
''Spektroszkópiai műszerekď0
Gyakorlatilag az összes modern optikai spektroszkóp működése azon a
fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, mikor egy
prizma segítségével a fehér fényt színeire bontotta. Később a XIX. század
kiemelkedő fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak
következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (ill.
frekvenciája) különböző. Olyan optikai elemekkel (ún. bontóelemekkel),
melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözőképpen térítik el
(a fizikában ezt a jelenséget diszperziónak nevezzük), létrehozhatjuk a
fényforrás hullámhossz szerint rendezett képét, azaz spektrumát. Az erre
szolgáló összetett optikai berendezést nevezzük spektroszkópnak. Használatos
még a spektrográf elnevezés is, eredetileg ezt a spektrumot lefényképező
spektroszkóp elnevezésére használták. Egy tipikus csillagászati spektrográf
vázlatos elrendezése látható a 4. ábrán.
A belépő rést, amelyen keresztül jut a
fény a spektroszkópba, a távcső ún.
Cassegrain-, esetleg Coudé-fókuszába
helyezik. A műszerbe bejutó divergens
fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a
bontóelemre, amely optikai rács, vagy
ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja
lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja
elő. A színképet egy leképező rendszer (az
ábrán ez a korrektorlencséből és a
kameratükörből áll) juttatja a detektorra,
amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-
mátrix. Már ebből az elvi elrendezésből is
látszik, hogy miért van szükség nagy
átmérőjű, fényerős teleszkópokra a
''4. ábra
Csillagászati spektroszkóp elvi elrendezéseď0
csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt a sok optikai elemen történő
fényveszteség intenzitáscsökkenéssel jár, másrészt a diszperzió
következtében a beeső fény a keletkező spektrum viszonylag nagy felületén
oszlik el, emiatt a fénysűrűség erősen csökken. Emellett gyakran csak egy
szűk spektrális tartomány kerül rögzítésre, ahova a csillag fényének csak
igen kis százaléka esik. Mindezek miatt ahhoz, hogy a mérések jel/zaj aránya
legalább 100 legyen (azaz a hiba 1 százalék alatt maradjon), minimum 1 méter
vagy annál nagyobb tükörátmérőjű teleszkóp szükséges. általában minél
nagyobb átmérőjű távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb
expozíciós idő alatt érhető el. A spektroszkóp sok egyéb mellett két igen
fontos jellemzője az ún. reciprok lineáris diszperzió és a feloldóképesség.
A reciprok lineáris diszperziót történeti okokból Angström/mm-ben mérik (1
nanométer = 10 A), és ez a paraméter szemléletesen azt adja meg, hogy a
spektroszkóp mennyire "húzza szét" a színképet, azaz mekkora méretű
spektrumot állít elő. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az
adott hullámhosszon mekkora az a delta lambda hullámhossz- különbség, amely
még éppen megkülönböztethető. Mindkét paraméter végső soron befolyásolja a
spektrum felbontását. Ennek alapján megkülönböztetünk kis- és nagyfelbontású
spektrumot. Kisfelbontású spektrumokból lehet pl. a csillagok sugárzási
kontinuumának hullámhosszfüggését tanulmányozni. A kisfelbontású
spektroszkópok feloldóképessége kicsi, viszont egyszerre széles hullámhossz
tartományban lehet tanulmányozni a színképet. A nagyfelbontású spektrumok
főleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni,
pl. sebességmérés céljából (lásd később). A nagyfelbontású spektroszkópok
reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemző érték az 1 A/mm),
feloldóképessége igen nagy (30000 - 50000 körüli), igen kis
hullámhosszkülönbségek vizsgálhatók vele, de általában egyszerre csak egy
keskeny (5 - 10 nm) tartományban. A nagy felbontóképességet és a széles
spektráltartományt együttesen lehetővé tevő berendezés az ún. echelle
spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességű
rács és egy kisebb feloldóképességű prizma) van elhelyezve, egymásra
merőleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot
is előállít (ún. különböző optikai rendeket), melyek diszperziója egyre
növekvő. A magas rendszámhoz (20 - 30) tartozó spektrumok már kellően nagy
felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak
a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat (a
szakzsargon szerint csökken az ún. szabad spektrális
tartomány). A második bontóelem az elsőre merőleges
irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az
egymást átfedő, azonos helyre eső, de különböző
hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek.
Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel
kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a
rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt
helyezkednek el. A 5. (színes) ábrán egy tipikus
echelle spektrum képe látható.
''5. ábraď0
A spektroszkópok továbbfejlesztésével sokféle egyéb berendezést
szerkeszthetünk, ezek közül egy érdekes, a csillagászatban gyakran
alkalmazott műszer a korrelációs spektrométer, vagy angol rövidítéssel
CORAVEL. Ebben a spektrum és a detektor között egy maszk helyezkedik el,
amely több ezer vékony vonalat tartalmaz. A maszkon lévő vonalak a csillagok
jellegzetes színképvonalainak megfelelő elrendezésűek. A maszkon átmenő
fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra fókuszálja, azaz maga
a színkép nem is kerül rögzítésre. A maszknak a diszperziós tengely mentén
történő mozgatásával elérhető, hogy a detektorra jutó fény akkor legyen
minimális, ha a színképen és a maszkon található vonalak pozíciója leginkább
egybeesik, azaz a színkép és a maszk között maximális az átfedés. Az ilyen
CORAVEL-típusú elrendezéssel a színkép Doppler-eltolodása, azaz a fényforrás
és a megfigyelő relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti
hibával) mérhető.
''Spektroszkópiai módszerek az asztrofizikábanď0
Az alábbiakban igen vázlatosan felsorolunk néhány olyan alapvető
alkalmazást, melyekben a csillagok spektrumának mérése döntő szerepet
játszik a csillagokról való információszerzésben. A továbbiakban az ún.
optikai spektroszkópia területére szorítkozunk, ill. azokra a módszerekre,
melyeket történeti, vagy méréstechnikai okokból elsősorban a látható
színképtartományban szokás alkalmazni. Számos egyéb módszer is ismeretes
ezeken kívül, pl. olyanok, melyeket a nem optikai hullámhossztartományban,
hanem a rádió, infravörös, ultraibolya, vagy röntgen tartományban végeznek,
ezekre itt most nem térünk ki. A rádiócsillagászatról lásd pl. [3], [5], [6]
és [13].
''Radiális sebességek méréseď0
A spektroszkópia egyik legrégebbi alkalmazása a fényforrás látóirányú
sebességének mérése a Doppler-effektus felhasználásával. A vr látóirányú
(radiális) sebességű mozgás a színképvonal hullámhosszát delta lambda =
lambda vr/c
értékkel tolja el, ahol lambda a kérdéses vonal laboratóriumi (azaz nyugvó
rendszerben mért) hullámhossza. Az eltolódás és a sebesség iránya olyan,
hogy a pozitív vr távolodásnak, azaz vöröseltolódásnak felel meg. A
színképvonalak Doppler-eltolódásának mérésére gyakran használják a
keresztkorrelációs módszert, amely két spektrum egymáshoz képesti relatív
eltolódását nagy pontossággal képes meghatározni. Ezen a módszeren alapul a
fentebb megemlített CORAVEL-típusú sebességmérő berendezés. A laboratóriumi
hullámhossz pontos meghatározásához egy kalibráló spektrállámpa vonalait,
vagy ismert sebességű standard csillagok spektrumait szokás használni. Egy
újabban bevezetett érdekes eljárás a jód-cellás technika, melynél a csillag
fényét egy ritka jódgázt tartalmazó kis küvettán engedik át, így a mérendő
és a kalibráló spektrum egyazon felvételen rögzíthető, ami azért lényeges,
mert így el lehet kerülni a teleszkóp mozgatásából származó mikron léptékű
deformációkat, amik a hullámhosszmérést érzékenyen befolyásolhatják.
Alkalmazásának egyik nagy visszhangot kiváltó eredménye volt a más csillagok
körüli bolygók felfedezése a közelmúltban (lásd pl. [12]). Ezen precíziós
technika alkalmazásával a sebességmérés hibája elvileg néhány m/s-ra
csökkenthető. Tudvalevő azonban, hogy a csillagok spektrumvonalainak
szélessége ennél lényegesen nagyobb sebességeknek felel meg, ezért ez a
pontosság csak az igen stabil vonalprofilt mutató csillagoknál lehetséges.
''Baade-Wesselink analízisď0
Radiális pulzációt, azaz rezgéseket mutató csillagok egyensúlyi sugarának
meghatározására szolgáló módszer a Baade-Wesselink analízis, amely a
változócsillag fény- és radiális sebesség görbéjének együttes vizsgálatát
jelenti. A módszer alapgondolatát vázlatosan a 6. ábra szemlélteti.
Azokban a fázisokban, melyekben a B-V színindex értéke megegyezik, az m
fényesség általában különböző, ami arra utal, hogy a csillag hőmérséklete
ezekben a fázisokban közel azonos, ellenben a csillag sugara eltérő. A
radiális sebességgörbe integráljából megállapítható, hogy mekkora mértékű az
elmozdulás e két fázis között, a fényességértékek különbségéből pedig a
sugarak aránya határozható meg. E két független mérésből elvileg
kiszámítható a csillag átlagos sugara. A Baade-Wesselink analízis az egyik
legfontosabb alkalmazás a pulzáló
változócsillagok vizsgálatában. Ahhoz, hogy
kielégítő pontosságú eredményt szolgáltasson,
igen precíz fény- és sebességmérésekre van
szükség.
''6. ábra
A Baade-Wesselink analízis szemléltetése. Az
ábrán felülről lefelé haladva a szinindex
változása, a fényességváltozás és a radiális
sebesség fázisfüggése látható. A szürke színű
terület a sebességgörbe integrálja, ez adja meg
a csillag sugarának változását két adott fázis
között.ď0
''Doppler-imagingď0
Ez a technika az egyenetlen fé-
nyességeloszlású csillagok felszíné-
nek feltérképezésére szolgál. Tipi-
kus alkalmazási területe a csillag-
foltok kimutatása gyorsan forgó
csillagokon (lásd [9]). Lényege az,
hogy a forgó csillag különböző felü-
leti pontjai különböző látóirányú
sebességűek, azaz különböző Doppler-
''7. ábra
A Doppler-leképzés szemléltetése. A
sötét folt hatásásra a vonalprofilon
jellegzetes torzulás jelenik meg,
ennek időfüggéséből megállapítható a
kérdéses folt helye.ď0
eltolódásúak. A sötét foltok nem járulnak hozzá az abszorpciós színképvonal
keletkezéshez (mivel a foltokról kevés fény érkezik), ezért a foltok
pozíciójának megfelelő Doppler-eltolódású hullámhosszokon egy jellegzetes
púp jelentkezik a színképvonal profiljában. A csillag forgása miatt ez a púp
végigvonul a profilon a kéktől a vörös felé. Ezen vonalprofilok analíziséből
megállapítható a foltok elhelyezkedése. Az eljárást vázlatosan a 7. ábra
szemlélteti. Mint sejthető, e technika csak rendkívül precíz vonalprofil
mérések esetén ad használható eredményt.
''Spektrum szintézis, kémiai analízisď0
A csillagászati spektroszkópia egyik legkorábbi felismerése, hogy a
különböző csillagok más-más kémiai elemekre jellemző spektrumvonalakat
mutatnak. Ezen vonalak részletes vizsgálatából elvileg megállapítható a
csillaglégkör fizikai állapota és kémiai összetétele. Az elvi lehetőség
megvalósítása azonban a gyakorlatban rendkívül bonyolult, mivel a
csillaglégkör a laboratóriumi plazmákhoz képest igen extrém állapotban van.
Így ez a feladat még manapság is csak közelítő feltevésekkel (pl. ún. szürke
atmoszféra, lokális termodinamikai egyensúly) oldható meg. Különösen
nehezíti a helyzetet az, hogy a mért spektrum egyszerre több millió atomi
energia-átmenethez tartozó vonalat tartalmaz, melyek bonyolult
kölcsönhatásban vannak a környezetükkel. Ezért manapság szinte kizárólag
azokat a hosszú munkával kifejlesztett számítógépes programokat használják,
melyek Robert Kurucz amerikai asztrofizikus nevéhez fűződnek, és amelyek
tartalmazzák ezen sok millió átmenet atomfizikai paramétereit. Az analízis
során a program bemenő paramétereit (hőmérséklet, kémiai összetétel,
sugárzási opacitás, oszcillátor-erősségek, stb.) addig variálják, míg a
számított és a mért spektrumok megfelelő egyezést nem mutatnak. Mivel a
szabad paraméterek száma még egy elemen belül is elég nagy, ezért sokan a
konyhaművészet és a fekete mágia közti határterülethez sorolják ezt a
tudományágat. Illusztrálásként bemutatjuk egy 6000 K effektív hőmérsékletű,
a Naphoz hasonló kémiai összetételű csillag modell-spektrumának részletét,
az ATLAS9 programmal számolva (8. ábra).
''8. ábraď0
''Szuperóriás csillagok, cefeidákď0
A pulzáló változócsillagok tanulmányozásakor mind a kémiai összetétel,
mind a rezgő csillaglégkör sebességeinek vizsgálatában fontos szerep jut a
spektroszkópiának. Különösen nagy hangsúlyt kaptak ebben a cefeida típusú
pulzáló csillagok, mivel ezen objektumok az extragalaktikus távolságskála
szempontjából kiemelt jelentőségűek. A cefeidák rezgési amplitúdója
(általában 30 - 40 km/s) kellően nagy ahhoz, hogy alkalmazni lehessen a
Baade-Wesselink analízist, ezáltal a csillagok sugara közvetlenül mérhetővé
válik. Az ily módon meghatározott fizikai paraméterek mind a periódus-
fényesség reláció kalibrálásában, mind a cefeidák evolúciós állapotának
empírikus tanulmányozásában hangsúlyozottan fontos szerepet töltenek be. A
cefeida csillagok spektroszkópiájának rendkívül kiterjedt irodalma van, ami
jól illusztrálja a fenti okok miatti tudományos érdeklődést ezen csillagok
iránt. A jelen cikk keretei természetesen nem teszik lehetővé e témakör
részletes és átfogó ismertetését. Ezért a továbbiakban inkább azok az újabb
eredmények kerülnek bemutatásra, melyek elérésében e cikk szerzői játszottak
döntő szerepet.
''Klasszikus cefeidákď0
A klasszikus cefeidákról több, igen
részletes összefoglaló jelent meg (lásd [10] és
[11]). Az azóta eltelt években nem csökkent az
érdeklődés ezen a területen, ennek köszönhetően
számos érdekes új megfigyelési eredmény
született, jórészt a feloldóképesség, ill. a
detektorok érzékenységének jelentős növekedése
miatt. A cefeidák névadójának, magának a delta
Cephei-nek spektrumrészlete látható a 9. ábrán.
A mérés a torontói David Dunlap
Obszervatórium (Kanada) 1,88 m tükörátmérőjű
távcsövére szerelt echelle spektroszkóppal
készült. Az egymás alatti görbék az echelle
''9. ábraď0
különböző rendjeihez tartoznak, a 6. echelle-
rendben látható széles, mély abszorpciós vonal a
hidrogén Balmer-alfa (H alfa) vonala. A spektrumok
időbeli változását a 10. ábra szemlélteti, ahol jól
megfigyelhető a pulzáció miatti szisztematikus
Doppler-eltolódás.
Ezen eltolódásokból megszerkeszthető a csillag
radiális sebesség görbéje (11.ábra). Megjegyzendő,
hogy habár a Doppler- eltolódás mérése látszólag
egyszerű (lásd fentebb), a valóságban ez igen
összetett es bonyolult probléma, mivel a pulzáció
nemcsak a spektrumvonalak hullámhosszát, hanem
alakját is befolyásolja. Egy szimmetrikus (pl.
Gauss-görbével közelíthető) vonal eltolódása
egyszerűen mérhető, nem így azonban egy
''10. ábraď0
aszimmetrikus vonalé, amely
ráadásul egyes rezgési fázi-
sokban erős kiszélesedést is
mutathat. Ezek a kompliká-
ciók arra utalnak, hogy a
vonalak keletkezése nem egy
szűk rétegben megy végbe a
csillagatmoszférában, hanem
egy időben dinamikusan vál-
tozó tartományban. Mindezek
miatt úgy fest, hogy bár a
jelenlegi eszközök képesek a
radiális sebességek 1 km/s-
nál pontosabb mérésére, a
vizsgált közeg fizikai álla-
pota ezt nem mindig teszi
''11. ábraď0
lehetővé. A fellépő kompliká-
ciókat jól illusztrálja a 12.
ábrán bemutatott X Cygni H alfa
vonalának környéke. Látható,
hogy a hidrogénvonal alakja
igen kevéssé hasonlít a delta
Cep-nél megfigyelthez.
Az X Cygni pulzációs perió-
dus 16 nap körüli, szemben a
delta Cephei 5 nap körüli érté-
kével, ami arra utal, hogy a
bonyolult vonalprofilok a nag-
yobb méretű, kiterjedtebb lég-
körrel rendelkező hosszúperió-
dusú cefeidáknál jelentkeznek
erősebben. Sajnos ezek a csil-
lagok azok, amiket az extraga-
laxisokban cefeidaként lehet detektálni (mivel ezek a legfényesebbek is),
emiatt a hosszúperiódusú cefeidák fizikai állapotának ismerete a modern
asztrofizika kulcskérdései közé tartozik. A radiális pulzáció jellegéből
adódóan a rezgés nem lesz egyenletes a csillaglégkörben, hanem egyes rétegek
időben eltérő sebességekkel fognak mozogni. Példaként ismét az X Cygni
esetét hozhatjuk fel a 13. ábrán, ahol a különböző kémiai elemekhez tartozó
vonalak sebességei vannak feltünteve a felső panelben látható átlagos
sebességgörbéhez képest. Ezek a vonalak különböző energiájú atomi
átmenetekhez tartoznak, emiatt a fotoszféra különböző rétegeiben
keletkeznek, a nagyobb energiájú átmenetekhez tartozó vonalak mélyebben.
Mint látható, az átlagsebességhez leginkább a 2-3 eV-os vonalak vannak
közel, míg a 8 eV-os SiII vonal akár 6 km/s eltérést is mutathat ehhez
képest. Ezen sebességek kinematikai analíziséből megállapítható, hogy a
fotoszféra mozgása első közelítésben egy dugattyúban lévő gázéhoz
hasonlítható: az alulról jövő tágulási hullám először a mélyebb rétegeket
állítja meg és fordítja szembe a kintről befelé mozgó tartományokkal, majd
az így tovaterjedő nyomáshullám hatására végül az egész fotoszféra
expanzióba kezd. A nyomáshullám gyakorlatilag lökéshullámként terjed tova a
kromoszféra felé, melynek mozgását és fizikai állapotát is jelentősen
befolyásolja, mint az jól látható a H alfa vonal alakjából, ami
jellegzetesen nem egy sztatikus atmoszférában létrejövő vonalhoz hasonlít. A
korábban említett vonal-aszimmetriáknak a pulzációs fázistól való függését
mutatja be a 14. ábra. A vonal aszimmetriáját jól jellemző parameter AS =
(EWb-EWr)/(EWb+EWr), ahol EWb a vonal kék oldali felének ekvivalens
szélessége, míg EWr a vörös oldalé. A fenti fotoszférán belüli sebesség-
gradiens miatt a vonal aszimmetriája jellegzetes fázisfüggést mutat, amihez
hozzájárul még a csillag gömb alakjából adódóan egy geometriai, ún.
projekciós effektus (a csillag szélén a Doppler-eltolódás nulla, míg a
csillag közepén maximális), valamint a csillaglégkör időben változó
véletlenszerű örvénylése, az ún. mikroturbulencia. A 14. ábra is megerősíti
azt a korábbi hipotézist, amely szerint az aszimmetriákat okozó
folyamatokért az expanziós (tágulási) fázisban kialakuló lökéshullám
felelős.
''II. típusú cefeidákď0
Régóta ismeretes, hogy a klasszikus cefeidáktól eltérő evolúciós
állapotban is kerülhetnek a csillagok az instabilitási sáv azon területeire,
ahol a klasszikus cefeidák találhatók. Ezek az ún. II. típusú cefeidák
meglehetősen heterogén csoportot alkotnak, egy részük gömbhalmazokban, más
részük a galaktikus mezőben található, fémtartalmuk az extrém fémszegénytől
az extrém fémgazdagig változhat, tömegük becsült értéke általában 1
naptömegnél kisebb, fény- és radiális sebesség görbéjük globálisan hasonló,
míg részleteiben különböző a klasszikus cefeidákéhoz képest. Mivel a II.
típusú cefeidák 2-3 magnitúdóval halványabbak, mint a hasonló periódusú
klasszikus cefeidák, spektroszkópiai vizsgálataik irodalma közel sem olyan
kiterjedt, mint a klasszikus cefeidáké. A 15. ábrán egy jellegzetes II.
típusú cefeida, a BL Herculis (P pul.= 1,3 nap) spektrumának időfüggése
látható, szintén a DDO-ban készített mérések alapján.
Jól megfigyelhető az a jellegzetes H alfa
vonalkettőződés, amely pl. RR Lyrae típusú
csillagokban is gyakori, emellett a hosszú
periódusú II. típusú cefeidáknak szintén
sajátossága. Ez utóbbi, ún. W Virginis-típusú
csillagoknál a vonalkettőződést gyakran emisszió
megjelenése kíséri a hidrogén- és héliumvonalak
esetében. Mindezek összhangban vannak az előző
részben már említett lökéshullám-elmélet
jóslataival, amellyel ezek a jelenségek kvalitatív
módon jól megmagyarázhatók. Egy érdekes, és
mindmáig megoldatlan probléma azonban az, hogy
miért nem jelenik meg a hosszúperiódusú klasszikus
cefeidák színképében a hidrogén emisszió, hiszen a
II. típusú W Vir- csillagokban ez igen erős. úgy
tűnik, mintha a II. típusú cefeidák atmoszféráját a
lökéshullámok jóval erősebben befolyásolnák, mint a
hasonló periódusú klasszikus cefeidák légkörét.
Mivel ezen jelenségek
elméleti modellezése (a
sugárzás áramlási egyen-
let megoldása dinamikus,
mozgó csillagatmoszférá-
ban) rendkívül nehéz,
nagy szükség van a minél
több és pontosabb mérési
adatokra. Végezetül egy
különleges cefeida, az
AU Pegasi H alfa környé-
ki spektrumát mutatja be
a 16. ábra.
Ez a csillag egy II.
típusúnak klasszifikált
cefeida, amely azonban
sok különös tulajdonság-
gal rendelkezik, pl.
rendkívül erős periódus-
változást mutat, emel-
lett egy kettős rendszer
tagja, a keringési idő
(P orb. = 50 nap) a leg-
rövidebb az ismert ket-
tős cefeidák kozott. A H
alfa vonal profilja el-
tér a cefeidáknál meg-
szokottól: a vonal vörös
oldala sokkal merede-
kebb, mint a kék, és ez
az aszimmetria végig
jelen van a pulzációs
ciklus során (tehát nem
olyan jellegű, mint a
12. ábrán láttuk). Ezt
az aszimmetriát feltehetőleg egy állandóan jelen lévő emissziós komponens
okozza. Az ilyen vonalprofilt P Cygni-profilnak nevezik, és általában akkor
jön létre, ha a csillag körül kiterjedt anyagfelhő van jelen. Bizonyos
változócsillagok jellegzetessége a P Cygni profil, pl. az UU Her-típusúaké,
melyek a Galaxis fősíkjától távol elhelyezkedő, feltehetőleg szuperóriás
csillagok, melyek között igen gyakori a kettősség. A 17.ábrán szemléltetésül
a 89 Her H alfa profilját mutatjuk be, ahol az emissziós komponens jelenléte
nyilvánvaló. Egy másik gyakori példa P Cygni-profil létrejöttére a
nóvacsillagok spektruma. Ekkor a robbanás miatt ledobódó nagysebességű,
táguló gázfelhőben jön létre igen erőteljes emisszió. Példaként a 18. ábrán
látható a Nova Cas 1995 szeptemberében készült spektruma, melyben igen
domináns a H alfa emisszió, az abszorpciós vonalaknál sokkalta erősebben van
jelen. Az, hogy az AU Peg spektruma hasonló jelenséget mutat, mint az UU
Her-csillagoké (ráadásul az AU Peg is kettős!), érdekes kapcsolatot
jelenthet a cefeidák és az UU Her-csillagok között: egyrészt megerősítheti
az utóbbiak szuperóriás mivoltát, másrészt arra utal, hogy a cefeidák körül
számottevő sűrűségű anyagfelhő jöhet létre. A további vizsgálatok
feltehetően sok új érdekességgel fognak szolgálni a közeljövőben.
''Kettős törpecsillagokď0
A kettőscsillagok a másik klasszikus területe a Doppler-eltolódás mérésén
alapuló spektroszkópiai kutatásoknak, hiszen a radiális sebesség ismerete a
kettőscsillagok számos fizikai jellemzőjének meghatározását teszi lehetővé.
Az utóbbi években két területen figyelhető meg számottevő előretörés a
korábbiakhoz képest: egyrészt a halvány csillagok nagyfelbontású
spektroszkópiájában, másrészt, ezzel részben összefüggően, a precíziós
vonalprofil-méréseket igénylő témakörökben (pl. Doppler-imaging).
''W UMa-típusú kontakt kettőscsillagokď0
Körülbelül száz éve annak, hogy ismerjük a kettőscsillagok ezen
különleges alosztályát, és mind a mai napig nem vagyunk tisztában azzal,
hogy hogyan jöttek létre, hogyan maradhatnak stabilak és hogyan, mivé
fejlődhetnek tovább. Annyit mindenesetre sikerült kideríteni róluk, hogy
fősorozati, késői (G - K) színképtípusú csillagok alkotják, melyeket egy
közös konvektív burok kapcsol össze. Fontos jellemzőjük az, hogy a
komponensek tömegaránya jelentősen különbözik, ugyanakkor felszíni
hőmérsékletük közel egyforma, ami a két csillag közti intenzív
energiaátadásra utal. Az utóbbi évtizedben minőségi fejlődés következett be
ezen csillagok vizsgálatában, mivel elérhetővé vált a precíz, nagyfelbontású
spektroszkópia alkalmazása halvány csillagokra. A W UMa-csillagoknál az az
elsődleges probléma, hogy amellett, hogy rendszerint halványak, igen
gyorsan, 100 km/s-ot meghaladó kerületi sebességgel forognak, ezért
színképvonalaik rendkívül kiszélesedettek. A gyors forgás miatt
megfigyelésükkor nem lehet 5 - 10 percnél hosszabb expozíciós időket
alkalmazni, ezért a precíz mérésekhez szükséges jel/zaj csak nagy
teleszkópokkal érhető el. A 19. ábrán egy tipikus kontakt rendszer elméleti
vonalprofilja van feltüntetve. Hangsúlyozzuk, hogy itt nem két vonal, hanem
egyazon vonalnak a két csillagról jövő együttes képe látható. Az erős
Doppler-kiszélesedés miatt jól megkülönböztethető a két csillagról származó
vonalkomponens. A nagyobb, szélesebb vonal a főcsillagon, míg a kisebb,
keskenyebb vonal a másodkomponens csillagon jön létre. A 20. ábra egy
megfigyelt W UMa-rendszer, a VW Cephei H alfa vonalának környékét mutatja, a
pontozott vonal a tényleges méréseket, míg a
folytonos az elméletileg várt spektrumot
mutatja (az elméleti spektrumot szolgáltató és
a W UMa-rendszert grafikusan modellező
számítógépes program a szerzőknél kérésre
szabadon hozzáférhető).
A 20. ábra érdekessége, hogy láthatóan a
főcsillag mintha nem lenne jelen a H alfa
vonalprofilban, ugyanakkor a mellékkomponens
mozgása egyértelművé teszi a főcsillag
jelenlétét. A spektrum más részein
megfigyelhető egyéb vonalaknál a főcsillag
teljesen normálisan, az elméleti modellel
összhangban látszik. A főcsillagról származó H
alfa vonal látszólagos hiányát a csillag
kromoszférájából származó hidrogén-emisszió
okozza. Ilyen emisszió figyelhető meg általában
az ún. kromoszférikus aktivitást mutató rendszereknél. A W UMa-csillagok
fénygörbéje arra utal, hogy ezek igen erősen aktív rendszerek, várható tehát
a kromoszférikus emisszió megjelenése. A 20. ábra szerint ezért az
aktivitásért a nagyobb tömegű főcsillag a felelős.
''Emissziós M-törpecsillagok
Az emissziós vörös törpék (dMe-csillagok) szintén erős felszíni és
kromoszférikus aktivitást mutató csillagok. Egy érdekes esetet tüntet fel a
21. ábra, ahol egy dMe-csillagokból álló vizuális kettős rendszer
nagyfelbontású spektruma látható.
A felső spektrum egy tipikus, széles emissziós görbét és egy annak
tetejére rárakódó abszorpciós vonalat mutat. Az abszorpciós vonal magáról a
csillagról jön, míg a széles emissziós komponens a csillagot körülvevő
anyagfelhőben keletkezik. Ez utóbbi feltehetően nem mutat erőteljes kifelé
áramlást, ezért nem P Cygni-profil jön létre, mint pl. a nováknál. Az alsó
görbén két H alfa emisszió figyelhető meg,
melyek Doppler-eltolodást mutatnak, ami arra
utal, hogy a vizuális kettős egyik komponense
maga is egy szoros kettőscsillag, így
összességében egy hármas rendszerrel van
dolgunk.
* * * * *
Mint láttuk, a csillagok színképének
elemzése segítségével nagyon sok információhoz
juthatunk (és itt csak néhányat tudtunk
bemutatni a mérési eredményekből és a
módszerekből). Ugyanez érvényes akkor is, ha
más égitesteket vizsgálunk. A Naprendszerben a
bolygók, a holdak, a kisbolygók vagy az
üstökösök színképe elárulja azok felszíni
kémiai összetételét. Így sikerült például a
bolygók és számos hold légkörének anyagát, hőmérsékletét, nyomását,
sűrűségét meghatározni. A csillagközi felhőket alkotó atomok és molekulák is
a spektroszkópia révén váltak ismertté. A galaxisok, kvazárok színképe
alapján pedig vöröseltolódásuk meghatározható, amiből - a Doppler- effektust
feltételezve magyarázatként - a távolodási sebességükre, a Hubble- törvény
szerint pedig a távolságukra következtethetünk. Több galaxis központjának
spektruma gyorsan forgó anyagkorongra utal, melyből közvetve hatalmas fekete
lyukak létét mutathatjuk ki. A színképelemzéstől a jövőben is sok izgalmas
felismerés, eredmény várható.
Ajánlott irodalom:
[1] Barcza Szabolcs: Különleges elemgyakoriságú csillagok, Csillagászati
évkönyv 1977, 161-176.
[2] Barcza Szabolcs: A csillagászati fotometria kalibrálása effektív
hőmérsékletre és felszíni nehézségi gyorsulásra, Csillagászati évkönyv
1982, 188-207.
[3] Fejes István: Rádiócsillagászat a '90-es években, Természet Világa
1992/11., 502-506.
[4] Herrmann, Joachim: SH Atlasz, Csillagászat, Springer, 1992
[5] Kun Mária: óriás molekulafelhők a Tejútrendszerben, Csillagászati
évkönyv 1982, 232-249.
[6] Kun Mária: Rádiócsillagászat, Magyar Tudomány 1996/1., 12-18.
[7] Marik Miklós (szerk.): Csillagászat, Akadémiai, 1989
[8] Moore, Patrick-Nicolson, Ian: A világűr titkai, Helikon, 1992
[9] Oláh Katalin: Csillagfoltok - foltos csillagok, Csillagászati évkönyv
1993, 132-138.
[10] Szabados László: Pulzáló változócsillagok, Csillagászati évkönyv 1977,
144-160.
[11] Szabados László-Zsoldos Endre: A cefeidák asztrofizikai és kozmológiai
jelentősége, Csillagászati évkönyv 1985, 220-241.
[12] Szatmáry Károly: Más csillagok bolygóinak felfedezése, Csillagászati
évkönyv 1997, 160-168.
[13] Tóth L. Viktor: Molekuláris rádiócsillagászat, Csillagászati évkönyv
1995, 169-183.
[14] Barcza Szabolcs: Csillaglégkörök fizikája, (csillagszínképek
kiértékelésének asztrofizikai alapjai) egyetemi jegyzet, ELTE Eötvös
Kiadó Budapest 1997.
fényesség megadja a csil- lag luminozitását, a tel- jes fényteljesítményét. Ennek ismeretében a távol- ságra is következtetni lehet. A fizikusok felfe- dezték, hogy az izzásig hevített szilárd testek, folyadékok vagy sűrű gázok folytonos spektrumú sugár- zást bocsátanak ki minden- féle vonalak nélkül, ez a kontinuum. Egy ritkított forró gáz azonban csak az atomjaira jellemző bizo- nyos hullámhosszokon (szí- ''2. ábraď0 neken) sugároz, ilyenkor ''Egy csillag színképének kialakulásaď0 fényes emissziós vonalakat figyelhetünk meg a széles, szivárványszínű sávok helyett (1. színes ábra). Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum előtt, akkor sötét elnyelési vagyis abszorpciós vonalak jelennek meg a színképben (2. színes ábra). Minden kémiai atomnak vagy molekulának megvannak a saját spektrumvonalai, amelyek hullámhosszát az elektronjaik energiaszintjei, illetve az azok közti különbségek határoznak meg. Ha egy elektron foton elnyelése során magasabb energiaszintre ugrik, akkor abszorpciós vonal, ha pedig foton kibocsátásával alacsonyabb szintre kerül, akkor emissziós vonal jön létre a gáz színképében. A spektrumvonalak nem csak arról árulkodnak, hogy milyen elemek vannak egy csillag légkörében, hanem arról is, hogy milyen fizikai körülmények között jöttek létre (hőmérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erőssége, helyi mozgásviszonyok). Így a színképelemzés segítségével a csillagokról nagyon sok információt szerezhetünk. A csillagok spektrál- és luminozitási osztályairól sok szakkönyben olvashatunk (lásd pl. [4], [7] és [8]). A színképosztály meghatározása a gyakorlatban a hidrogén Balmer- sorozata és fémek (pl. vas, kalcium, titán, mangán) vonalainak ekvivalens
szélessége (a vonal feletti terület) alapján, valamint standard spektrumokkal való összehasonlítással történik. A 3. ábrán különféle színképtípusú fősorozati (V luminozitási osztályú) csillagok fényintenzitásának hullámhosszfüggését mutatjuk be. Az O-B-A-F-G-K-M típus-sor mentén egyre alacsonyabb a felszíni hőmérséklet, egyre több a megjelenő színképvonal. A forró kék csillagoknál a hélium és a hidrogén dominál, a hidegebb vörös csillagok légkörében a fémek és a molekulák vonalai ill. sávjai látszanak. A folytonos színképen belüli energiaeloszlás utal a csillag légkörének ''3. ábra Különböző színképtipusú fősorozati csillagok spektrumaď0 hőmérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erőssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetővé, amelyből a csillag korát becsülhetjük meg. A vonalak színképbeli helye, a laboratóriumi hullámhossztól való eltolódás mértéke a Doppler-effektus alapján annak a gáznak a mozgásviszonyait adja meg, ahol a vonal kialakul. A színképvonalon belül a fényintenzitás csökkenésének lefutása, a vonal alakja, az ún. vonalprofil a csillag légkörét alkotó gázban lévő fizikai körülmények meghatározasa mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettősségre és sok másra enged következtetni. Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévő csillagközi anyagtól és a földi légkörtől együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a más-más eredetű vonalakat, sávokat. ''Spektroszkópiai műszerekď0 Gyakorlatilag az összes modern optikai spektroszkóp működése azon a fizikai jelenségen alapul, amit Newton 1666-ban fedezett fel, mikor egy prizma segítségével a fehér fényt színeire bontotta. Később a XIX. század kiemelkedő fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (ill. frekvenciája) különböző. Olyan optikai elemekkel (ún. bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözőképpen térítik el (a fizikában ezt a jelenséget diszperziónak nevezzük), létrehozhatjuk a fényforrás hullámhossz szerint rendezett képét, azaz spektrumát. Az erre szolgáló összetett optikai berendezést nevezzük spektroszkópnak. Használatos még a spektrográf elnevezés is, eredetileg ezt a spektrumot lefényképező spektroszkóp elnevezésére használták. Egy tipikus csillagászati spektrográf vázlatos elrendezése látható a 4. ábrán.
A belépő rést, amelyen keresztül jut a fény a spektroszkópba, a távcső ún. Cassegrain-, esetleg Coudé-fókuszába helyezik. A műszerbe bejutó divergens fénynyalábot a kollimátor fókuszálja a bontóelemre, amely optikai rács, vagy ritkábban prizma, esetleg ezek kombinációja lehet. Magát a színképet a bontóelem állítja elő. A színképet egy leképező rendszer (az ábrán ez a korrektorlencséből és a kameratükörből áll) juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD- mátrix. Már ebből az elvi elrendezésből is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérőjű, fényerős teleszkópokra a ''4. ábra Csillagászati spektroszkóp elvi elrendezéseď0 csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt a sok optikai elemen történő fényveszteség intenzitáscsökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beeső fény a keletkező spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysűrűség erősen csökken. Emellett gyakran csak egy szűk spektrális tartomány kerül rögzítésre, ahova a csillag fényének csak igen kis százaléka esik. Mindezek miatt ahhoz, hogy a mérések jel/zaj aránya legalább 100 legyen (azaz a hiba 1 százalék alatt maradjon), minimum 1 méter vagy annál nagyobb tükörátmérőjű teleszkóp szükséges. általában minél nagyobb átmérőjű távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idő alatt érhető el. A spektroszkóp sok egyéb mellett két igen fontos jellemzője az ún. reciprok lineáris diszperzió és a feloldóképesség. A reciprok lineáris diszperziót történeti okokból Angström/mm-ben mérik (1 nanométer = 10 A), és ez a paraméter szemléletesen azt adja meg, hogy a spektroszkóp mennyire "húzza szét" a színképet, azaz mekkora méretű spektrumot állít elő. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a delta lambda hullámhossz- különbség, amely még éppen megkülönböztethető. Mindkét paraméter végső soron befolyásolja a spektrum felbontását. Ennek alapján megkülönböztetünk kis- és nagyfelbontású spektrumot. Kisfelbontású spektrumokból lehet pl. a csillagok sugárzási kontinuumának hullámhosszfüggését tanulmányozni. A kisfelbontású spektroszkópok feloldóképessége kicsi, viszont egyszerre széles hullámhossz tartományban lehet tanulmányozni a színképet. A nagyfelbontású spektrumok főleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából (lásd később). A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemző érték az 1 A/mm), feloldóképessége igen nagy (30000 - 50000 körüli), igen kis hullámhosszkülönbségek vizsgálhatók vele, de általában egyszerre csak egy keskeny (5 - 10 nm) tartományban. A nagy felbontóképességet és a széles spektráltartományt együttesen lehetővé tevő berendezés az ún. echelle spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességű rács és egy kisebb feloldóképességű prizma) van elhelyezve, egymásra merőleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is előállít (ún. különböző optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvő. A magas rendszámhoz (20 - 30) tartozó spektrumok már kellően nagy felbontásúak, de éppen emiatt átfedik egymást, ezért a rács túloldalán csak a színképek kombinációját lehet megfigyelni, ami zavarólag hat (a
szakzsargon szerint csökken az ún. szabad spektrális tartomány). A második bontóelem az elsőre merőleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az egymást átfedő, azonos helyre eső, de különböző hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek. Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt helyezkednek el. A 5. (színes) ábrán egy tipikus echelle spektrum képe látható. ''5. ábraď0 A spektroszkópok továbbfejlesztésével sokféle egyéb berendezést szerkeszthetünk, ezek közül egy érdekes, a csillagászatban gyakran alkalmazott műszer a korrelációs spektrométer, vagy angol rövidítéssel CORAVEL. Ebben a spektrum és a detektor között egy maszk helyezkedik el, amely több ezer vékony vonalat tartalmaz. A maszkon lévő vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelő elrendezésűek. A maszkon átmenő fényt egy lencserendszer egy fotoelektron-sokszorozóra fókuszálja, azaz maga a színkép nem is kerül rögzítésre. A maszknak a diszperziós tengely mentén történő mozgatásával elérhető, hogy a detektorra jutó fény akkor legyen minimális, ha a színképen és a maszkon található vonalak pozíciója leginkább egybeesik, azaz a színkép és a maszk között maximális az átfedés. Az ilyen CORAVEL-típusú elrendezéssel a színkép Doppler-eltolodása, azaz a fényforrás és a megfigyelő relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhető. ''Spektroszkópiai módszerek az asztrofizikábanď0 Az alábbiakban igen vázlatosan felsorolunk néhány olyan alapvető alkalmazást, melyekben a csillagok spektrumának mérése döntő szerepet játszik a csillagokról való információszerzésben. A továbbiakban az ún. optikai spektroszkópia területére szorítkozunk, ill. azokra a módszerekre, melyeket történeti, vagy méréstechnikai okokból elsősorban a látható színképtartományban szokás alkalmazni. Számos egyéb módszer is ismeretes ezeken kívül, pl. olyanok, melyeket a nem optikai hullámhossztartományban, hanem a rádió, infravörös, ultraibolya, vagy röntgen tartományban végeznek, ezekre itt most nem térünk ki. A rádiócsillagászatról lásd pl. [3], [5], [6] és [13]. ''Radiális sebességek méréseď0 A spektroszkópia egyik legrégebbi alkalmazása a fényforrás látóirányú sebességének mérése a Doppler-effektus felhasználásával. A vr látóirányú (radiális) sebességű mozgás a színképvonal hullámhosszát delta lambda = lambda vr/c
értékkel tolja el, ahol lambda a kérdéses vonal laboratóriumi (azaz nyugvó rendszerben mért) hullámhossza. Az eltolódás és a sebesség iránya olyan, hogy a pozitív vr távolodásnak, azaz vöröseltolódásnak felel meg. A színképvonalak Doppler-eltolódásának mérésére gyakran használják a keresztkorrelációs módszert, amely két spektrum egymáshoz képesti relatív eltolódását nagy pontossággal képes meghatározni. Ezen a módszeren alapul a fentebb megemlített CORAVEL-típusú sebességmérő berendezés. A laboratóriumi hullámhossz pontos meghatározásához egy kalibráló spektrállámpa vonalait, vagy ismert sebességű standard csillagok spektrumait szokás használni. Egy újabban bevezetett érdekes eljárás a jód-cellás technika, melynél a csillag fényét egy ritka jódgázt tartalmazó kis küvettán engedik át, így a mérendő és a kalibráló spektrum egyazon felvételen rögzíthető, ami azért lényeges, mert így el lehet kerülni a teleszkóp mozgatásából származó mikron léptékű deformációkat, amik a hullámhosszmérést érzékenyen befolyásolhatják. Alkalmazásának egyik nagy visszhangot kiváltó eredménye volt a más csillagok körüli bolygók felfedezése a közelmúltban (lásd pl. [12]). Ezen precíziós technika alkalmazásával a sebességmérés hibája elvileg néhány m/s-ra csökkenthető. Tudvalevő azonban, hogy a csillagok spektrumvonalainak szélessége ennél lényegesen nagyobb sebességeknek felel meg, ezért ez a pontosság csak az igen stabil vonalprofilt mutató csillagoknál lehetséges. ''Baade-Wesselink analízisď0 Radiális pulzációt, azaz rezgéseket mutató csillagok egyensúlyi sugarának meghatározására szolgáló módszer a Baade-Wesselink analízis, amely a változócsillag fény- és radiális sebesség görbéjének együttes vizsgálatát jelenti. A módszer alapgondolatát vázlatosan a 6. ábra szemlélteti. Azokban a fázisokban, melyekben a B-V színindex értéke megegyezik, az m fényesség általában különböző, ami arra utal, hogy a csillag hőmérséklete ezekben a fázisokban közel azonos, ellenben a csillag sugara eltérő. A radiális sebességgörbe integráljából megállapítható, hogy mekkora mértékű az elmozdulás e két fázis között, a fényességértékek különbségéből pedig a sugarak aránya határozható meg. E két független mérésből elvileg kiszámítható a csillag átlagos sugara. A Baade-Wesselink analízis az egyik
legfontosabb alkalmazás a pulzáló változócsillagok vizsgálatában. Ahhoz, hogy kielégítő pontosságú eredményt szolgáltasson, igen precíz fény- és sebességmérésekre van szükség. ''6. ábra A Baade-Wesselink analízis szemléltetése. Az ábrán felülről lefelé haladva a szinindex változása, a fényességváltozás és a radiális sebesség fázisfüggése látható. A szürke színű terület a sebességgörbe integrálja, ez adja meg a csillag sugarának változását két adott fázis között.ď0 ''Doppler-imagingď0
Ez a technika az egyenetlen fé- nyességeloszlású csillagok felszíné- nek feltérképezésére szolgál. Tipi- kus alkalmazási területe a csillag- foltok kimutatása gyorsan forgó csillagokon (lásd [9]). Lényege az, hogy a forgó csillag különböző felü- leti pontjai különböző látóirányú sebességűek, azaz különböző Doppler- ''7. ábra A Doppler-leképzés szemléltetése. A sötét folt hatásásra a vonalprofilon jellegzetes torzulás jelenik meg, ennek időfüggéséből megállapítható a kérdéses folt helye.ď0 eltolódásúak. A sötét foltok nem járulnak hozzá az abszorpciós színképvonal keletkezéshez (mivel a foltokról kevés fény érkezik), ezért a foltok pozíciójának megfelelő Doppler-eltolódású hullámhosszokon egy jellegzetes púp jelentkezik a színképvonal profiljában. A csillag forgása miatt ez a púp végigvonul a profilon a kéktől a vörös felé. Ezen vonalprofilok analíziséből megállapítható a foltok elhelyezkedése. Az eljárást vázlatosan a 7. ábra szemlélteti. Mint sejthető, e technika csak rendkívül precíz vonalprofil mérések esetén ad használható eredményt. ''Spektrum szintézis, kémiai analízisď0 A csillagászati spektroszkópia egyik legkorábbi felismerése, hogy a különböző csillagok más-más kémiai elemekre jellemző spektrumvonalakat mutatnak. Ezen vonalak részletes vizsgálatából elvileg megállapítható a csillaglégkör fizikai állapota és kémiai összetétele. Az elvi lehetőség megvalósítása azonban a gyakorlatban rendkívül bonyolult, mivel a csillaglégkör a laboratóriumi plazmákhoz képest igen extrém állapotban van. Így ez a feladat még manapság is csak közelítő feltevésekkel (pl. ún. szürke atmoszféra, lokális termodinamikai egyensúly) oldható meg. Különösen nehezíti a helyzetet az, hogy a mért spektrum egyszerre több millió atomi energia-átmenethez tartozó vonalat tartalmaz, melyek bonyolult kölcsönhatásban vannak a környezetükkel. Ezért manapság szinte kizárólag azokat a hosszú munkával kifejlesztett számítógépes programokat használják, melyek Robert Kurucz amerikai asztrofizikus nevéhez fűződnek, és amelyek tartalmazzák ezen sok millió átmenet atomfizikai paramétereit. Az analízis során a program bemenő paramétereit (hőmérséklet, kémiai összetétel, sugárzási opacitás, oszcillátor-erősségek, stb.) addig variálják, míg a számított és a mért spektrumok megfelelő egyezést nem mutatnak. Mivel a szabad paraméterek száma még egy elemen belül is elég nagy, ezért sokan a konyhaművészet és a fekete mágia közti határterülethez sorolják ezt a tudományágat. Illusztrálásként bemutatjuk egy 6000 K effektív hőmérsékletű, a Naphoz hasonló kémiai összetételű csillag modell-spektrumának részletét, az ATLAS9 programmal számolva (8. ábra).
''8. ábraď0 ''Szuperóriás csillagok, cefeidákď0 A pulzáló változócsillagok tanulmányozásakor mind a kémiai összetétel, mind a rezgő csillaglégkör sebességeinek vizsgálatában fontos szerep jut a spektroszkópiának. Különösen nagy hangsúlyt kaptak ebben a cefeida típusú pulzáló csillagok, mivel ezen objektumok az extragalaktikus távolságskála szempontjából kiemelt jelentőségűek. A cefeidák rezgési amplitúdója (általában 30 - 40 km/s) kellően nagy ahhoz, hogy alkalmazni lehessen a Baade-Wesselink analízist, ezáltal a csillagok sugara közvetlenül mérhetővé válik. Az ily módon meghatározott fizikai paraméterek mind a periódus- fényesség reláció kalibrálásában, mind a cefeidák evolúciós állapotának empírikus tanulmányozásában hangsúlyozottan fontos szerepet töltenek be. A cefeida csillagok spektroszkópiájának rendkívül kiterjedt irodalma van, ami jól illusztrálja a fenti okok miatti tudományos érdeklődést ezen csillagok iránt. A jelen cikk keretei természetesen nem teszik lehetővé e témakör részletes és átfogó ismertetését. Ezért a továbbiakban inkább azok az újabb eredmények kerülnek bemutatásra, melyek elérésében e cikk szerzői játszottak döntő szerepet.
''Klasszikus cefeidákď0 A klasszikus cefeidákról több, igen részletes összefoglaló jelent meg (lásd [10] és [11]). Az azóta eltelt években nem csökkent az érdeklődés ezen a területen, ennek köszönhetően számos érdekes új megfigyelési eredmény született, jórészt a feloldóképesség, ill. a detektorok érzékenységének jelentős növekedése miatt. A cefeidák névadójának, magának a delta Cephei-nek spektrumrészlete látható a 9. ábrán. A mérés a torontói David Dunlap Obszervatórium (Kanada) 1,88 m tükörátmérőjű távcsövére szerelt echelle spektroszkóppal készült. Az egymás alatti görbék az echelle ''9. ábraď0
különböző rendjeihez tartoznak, a 6. echelle- rendben látható széles, mély abszorpciós vonal a hidrogén Balmer-alfa (H alfa) vonala. A spektrumok időbeli változását a 10. ábra szemlélteti, ahol jól megfigyelhető a pulzáció miatti szisztematikus Doppler-eltolódás. Ezen eltolódásokból megszerkeszthető a csillag radiális sebesség görbéje (11.ábra). Megjegyzendő, hogy habár a Doppler- eltolódás mérése látszólag egyszerű (lásd fentebb), a valóságban ez igen összetett es bonyolult probléma, mivel a pulzáció nemcsak a spektrumvonalak hullámhosszát, hanem alakját is befolyásolja. Egy szimmetrikus (pl. Gauss-görbével közelíthető) vonal eltolódása egyszerűen mérhető, nem így azonban egy ''10. ábraď0
aszimmetrikus vonalé, amely ráadásul egyes rezgési fázi- sokban erős kiszélesedést is mutathat. Ezek a kompliká- ciók arra utalnak, hogy a vonalak keletkezése nem egy szűk rétegben megy végbe a csillagatmoszférában, hanem egy időben dinamikusan vál- tozó tartományban. Mindezek miatt úgy fest, hogy bár a jelenlegi eszközök képesek a radiális sebességek 1 km/s- nál pontosabb mérésére, a vizsgált közeg fizikai álla- pota ezt nem mindig teszi ''11. ábraď0
lehetővé. A fellépő kompliká- ciókat jól illusztrálja a 12. ábrán bemutatott X Cygni H alfa vonalának környéke. Látható, hogy a hidrogénvonal alakja igen kevéssé hasonlít a delta Cep-nél megfigyelthez. Az X Cygni pulzációs perió- dus 16 nap körüli, szemben a delta Cephei 5 nap körüli érté- kével, ami arra utal, hogy a bonyolult vonalprofilok a nag- yobb méretű, kiterjedtebb lég- körrel rendelkező hosszúperió- dusú cefeidáknál jelentkeznek erősebben. Sajnos ezek a csil- lagok azok, amiket az extraga- laxisokban cefeidaként lehet detektálni (mivel ezek a legfényesebbek is), emiatt a hosszúperiódusú cefeidák fizikai állapotának ismerete a modern asztrofizika kulcskérdései közé tartozik. A radiális pulzáció jellegéből adódóan a rezgés nem lesz egyenletes a csillaglégkörben, hanem egyes rétegek időben eltérő sebességekkel fognak mozogni. Példaként ismét az X Cygni esetét hozhatjuk fel a 13. ábrán, ahol a különböző kémiai elemekhez tartozó vonalak sebességei vannak feltünteve a felső panelben látható átlagos sebességgörbéhez képest. Ezek a vonalak különböző energiájú atomi átmenetekhez tartoznak, emiatt a fotoszféra különböző rétegeiben keletkeznek, a nagyobb energiájú átmenetekhez tartozó vonalak mélyebben. Mint látható, az átlagsebességhez leginkább a 2-3 eV-os vonalak vannak közel, míg a 8 eV-os SiII vonal akár 6 km/s eltérést is mutathat ehhez képest. Ezen sebességek kinematikai analíziséből megállapítható, hogy a fotoszféra mozgása első közelítésben egy dugattyúban lévő gázéhoz hasonlítható: az alulról jövő tágulási hullám először a mélyebb rétegeket állítja meg és fordítja szembe a kintről befelé mozgó tartományokkal, majd az így tovaterjedő nyomáshullám hatására végül az egész fotoszféra expanzióba kezd. A nyomáshullám gyakorlatilag lökéshullámként terjed tova a kromoszféra felé, melynek mozgását és fizikai állapotát is jelentősen befolyásolja, mint az jól látható a H alfa vonal alakjából, ami jellegzetesen nem egy sztatikus atmoszférában létrejövő vonalhoz hasonlít. A korábban említett vonal-aszimmetriáknak a pulzációs fázistól való függését mutatja be a 14. ábra. A vonal aszimmetriáját jól jellemző parameter AS = (EWb-EWr)/(EWb+EWr), ahol EWb a vonal kék oldali felének ekvivalens szélessége, míg EWr a vörös oldalé. A fenti fotoszférán belüli sebesség- gradiens miatt a vonal aszimmetriája jellegzetes fázisfüggést mutat, amihez hozzájárul még a csillag gömb alakjából adódóan egy geometriai, ún. projekciós effektus (a csillag szélén a Doppler-eltolódás nulla, míg a csillag közepén maximális), valamint a csillaglégkör időben változó véletlenszerű örvénylése, az ún. mikroturbulencia. A 14. ábra is megerősíti azt a korábbi hipotézist, amely szerint az aszimmetriákat okozó folyamatokért az expanziós (tágulási) fázisban kialakuló lökéshullám felelős. ''II. típusú cefeidákď0 Régóta ismeretes, hogy a klasszikus cefeidáktól eltérő evolúciós állapotban is kerülhetnek a csillagok az instabilitási sáv azon területeire, ahol a klasszikus cefeidák találhatók. Ezek az ún. II. típusú cefeidák meglehetősen heterogén csoportot alkotnak, egy részük gömbhalmazokban, más részük a galaktikus mezőben található, fémtartalmuk az extrém fémszegénytől az extrém fémgazdagig változhat, tömegük becsült értéke általában 1 naptömegnél kisebb, fény- és radiális sebesség görbéjük globálisan hasonló, míg részleteiben különböző a klasszikus cefeidákéhoz képest. Mivel a II. típusú cefeidák 2-3 magnitúdóval halványabbak, mint a hasonló periódusú klasszikus cefeidák, spektroszkópiai vizsgálataik irodalma közel sem olyan kiterjedt, mint a klasszikus cefeidáké. A 15. ábrán egy jellegzetes II. típusú cefeida, a BL Herculis (P pul.= 1,3 nap) spektrumának időfüggése látható, szintén a DDO-ban készített mérések alapján.
Jól megfigyelhető az a jellegzetes H alfa vonalkettőződés, amely pl. RR Lyrae típusú csillagokban is gyakori, emellett a hosszú periódusú II. típusú cefeidáknak szintén sajátossága. Ez utóbbi, ún. W Virginis-típusú csillagoknál a vonalkettőződést gyakran emisszió megjelenése kíséri a hidrogén- és héliumvonalak esetében. Mindezek összhangban vannak az előző részben már említett lökéshullám-elmélet jóslataival, amellyel ezek a jelenségek kvalitatív módon jól megmagyarázhatók. Egy érdekes, és mindmáig megoldatlan probléma azonban az, hogy miért nem jelenik meg a hosszúperiódusú klasszikus cefeidák színképében a hidrogén emisszió, hiszen a II. típusú W Vir- csillagokban ez igen erős. úgy tűnik, mintha a II. típusú cefeidák atmoszféráját a lökéshullámok jóval erősebben befolyásolnák, mint a hasonló periódusú klasszikus cefeidák légkörét.
Mivel ezen jelenségek elméleti modellezése (a sugárzás áramlási egyen- let megoldása dinamikus, mozgó csillagatmoszférá- ban) rendkívül nehéz, nagy szükség van a minél több és pontosabb mérési adatokra. Végezetül egy különleges cefeida, az AU Pegasi H alfa környé- ki spektrumát mutatja be a 16. ábra. Ez a csillag egy II. típusúnak klasszifikált cefeida, amely azonban sok különös tulajdonság-
gal rendelkezik, pl. rendkívül erős periódus- változást mutat, emel- lett egy kettős rendszer tagja, a keringési idő (P orb. = 50 nap) a leg- rövidebb az ismert ket- tős cefeidák kozott. A H alfa vonal profilja el- tér a cefeidáknál meg- szokottól: a vonal vörös oldala sokkal merede- kebb, mint a kék, és ez az aszimmetria végig jelen van a pulzációs ciklus során (tehát nem olyan jellegű, mint a 12. ábrán láttuk). Ezt az aszimmetriát feltehetőleg egy állandóan jelen lévő emissziós komponens okozza. Az ilyen vonalprofilt P Cygni-profilnak nevezik, és általában akkor jön létre, ha a csillag körül kiterjedt anyagfelhő van jelen. Bizonyos változócsillagok jellegzetessége a P Cygni profil, pl. az UU Her-típusúaké, melyek a Galaxis fősíkjától távol elhelyezkedő, feltehetőleg szuperóriás csillagok, melyek között igen gyakori a kettősség. A 17.ábrán szemléltetésül a 89 Her H alfa profilját mutatjuk be, ahol az emissziós komponens jelenléte nyilvánvaló. Egy másik gyakori példa P Cygni-profil létrejöttére a nóvacsillagok spektruma. Ekkor a robbanás miatt ledobódó nagysebességű, táguló gázfelhőben jön létre igen erőteljes emisszió. Példaként a 18. ábrán látható a Nova Cas 1995 szeptemberében készült spektruma, melyben igen domináns a H alfa emisszió, az abszorpciós vonalaknál sokkalta erősebben van jelen. Az, hogy az AU Peg spektruma hasonló jelenséget mutat, mint az UU Her-csillagoké (ráadásul az AU Peg is kettős!), érdekes kapcsolatot jelenthet a cefeidák és az UU Her-csillagok között: egyrészt megerősítheti az utóbbiak szuperóriás mivoltát, másrészt arra utal, hogy a cefeidák körül számottevő sűrűségű anyagfelhő jöhet létre. A további vizsgálatok feltehetően sok új érdekességgel fognak szolgálni a közeljövőben. ''Kettős törpecsillagokď0 A kettőscsillagok a másik klasszikus területe a Doppler-eltolódás mérésén alapuló spektroszkópiai kutatásoknak, hiszen a radiális sebesség ismerete a kettőscsillagok számos fizikai jellemzőjének meghatározását teszi lehetővé. Az utóbbi években két területen figyelhető meg számottevő előretörés a korábbiakhoz képest: egyrészt a halvány csillagok nagyfelbontású spektroszkópiájában, másrészt, ezzel részben összefüggően, a precíziós vonalprofil-méréseket igénylő témakörökben (pl. Doppler-imaging). ''W UMa-típusú kontakt kettőscsillagokď0 Körülbelül száz éve annak, hogy ismerjük a kettőscsillagok ezen különleges alosztályát, és mind a mai napig nem vagyunk tisztában azzal, hogy hogyan jöttek létre, hogyan maradhatnak stabilak és hogyan, mivé fejlődhetnek tovább. Annyit mindenesetre sikerült kideríteni róluk, hogy fősorozati, késői (G - K) színképtípusú csillagok alkotják, melyeket egy közös konvektív burok kapcsol össze. Fontos jellemzőjük az, hogy a komponensek tömegaránya jelentősen különbözik, ugyanakkor felszíni hőmérsékletük közel egyforma, ami a két csillag közti intenzív energiaátadásra utal. Az utóbbi évtizedben minőségi fejlődés következett be ezen csillagok vizsgálatában, mivel elérhetővé vált a precíz, nagyfelbontású spektroszkópia alkalmazása halvány csillagokra. A W UMa-csillagoknál az az elsődleges probléma, hogy amellett, hogy rendszerint halványak, igen gyorsan, 100 km/s-ot meghaladó kerületi sebességgel forognak, ezért színképvonalaik rendkívül kiszélesedettek. A gyors forgás miatt megfigyelésükkor nem lehet 5 - 10 percnél hosszabb expozíciós időket alkalmazni, ezért a precíz mérésekhez szükséges jel/zaj csak nagy teleszkópokkal érhető el. A 19. ábrán egy tipikus kontakt rendszer elméleti vonalprofilja van feltüntetve. Hangsúlyozzuk, hogy itt nem két vonal, hanem egyazon vonalnak a két csillagról jövő együttes képe látható. Az erős Doppler-kiszélesedés miatt jól megkülönböztethető a két csillagról származó vonalkomponens. A nagyobb, szélesebb vonal a főcsillagon, míg a kisebb, keskenyebb vonal a másodkomponens csillagon jön létre. A 20. ábra egy megfigyelt W UMa-rendszer, a VW Cephei H alfa vonalának környékét mutatja, a
pontozott vonal a tényleges méréseket, míg a folytonos az elméletileg várt spektrumot mutatja (az elméleti spektrumot szolgáltató és a W UMa-rendszert grafikusan modellező számítógépes program a szerzőknél kérésre szabadon hozzáférhető). A 20. ábra érdekessége, hogy láthatóan a főcsillag mintha nem lenne jelen a H alfa vonalprofilban, ugyanakkor a mellékkomponens mozgása egyértelművé teszi a főcsillag jelenlétét. A spektrum más részein megfigyelhető egyéb vonalaknál a főcsillag teljesen normálisan, az elméleti modellel összhangban látszik. A főcsillagról származó H alfa vonal látszólagos hiányát a csillag kromoszférájából származó hidrogén-emisszió okozza. Ilyen emisszió figyelhető meg általában az ún. kromoszférikus aktivitást mutató rendszereknél. A W UMa-csillagok fénygörbéje arra utal, hogy ezek igen erősen aktív rendszerek, várható tehát a kromoszférikus emisszió megjelenése. A 20. ábra szerint ezért az aktivitásért a nagyobb tömegű főcsillag a felelős. ''Emissziós M-törpecsillagok Az emissziós vörös törpék (dMe-csillagok) szintén erős felszíni és kromoszférikus aktivitást mutató csillagok. Egy érdekes esetet tüntet fel a 21. ábra, ahol egy dMe-csillagokból álló vizuális kettős rendszer nagyfelbontású spektruma látható. A felső spektrum egy tipikus, széles emissziós görbét és egy annak tetejére rárakódó abszorpciós vonalat mutat. Az abszorpciós vonal magáról a csillagról jön, míg a széles emissziós komponens a csillagot körülvevő anyagfelhőben keletkezik. Ez utóbbi feltehetően nem mutat erőteljes kifelé áramlást, ezért nem P Cygni-profil jön létre, mint pl. a nováknál. Az alsó
görbén két H alfa emisszió figyelhető meg, melyek Doppler-eltolodást mutatnak, ami arra utal, hogy a vizuális kettős egyik komponense maga is egy szoros kettőscsillag, így összességében egy hármas rendszerrel van dolgunk. * * * * * Mint láttuk, a csillagok színképének elemzése segítségével nagyon sok információhoz juthatunk (és itt csak néhányat tudtunk bemutatni a mérési eredményekből és a módszerekből). Ugyanez érvényes akkor is, ha más égitesteket vizsgálunk. A Naprendszerben a bolygók, a holdak, a kisbolygók vagy az üstökösök színképe elárulja azok felszíni kémiai összetételét. Így sikerült például a bolygók és számos hold légkörének anyagát, hőmérsékletét, nyomását, sűrűségét meghatározni. A csillagközi felhőket alkotó atomok és molekulák is a spektroszkópia révén váltak ismertté. A galaxisok, kvazárok színképe alapján pedig vöröseltolódásuk meghatározható, amiből - a Doppler- effektust feltételezve magyarázatként - a távolodási sebességükre, a Hubble- törvény szerint pedig a távolságukra következtethetünk. Több galaxis központjának spektruma gyorsan forgó anyagkorongra utal, melyből közvetve hatalmas fekete lyukak létét mutathatjuk ki. A színképelemzéstől a jövőben is sok izgalmas felismerés, eredmény várható. Ajánlott irodalom: [1] Barcza Szabolcs: Különleges elemgyakoriságú csillagok, Csillagászati évkönyv 1977, 161-176. [2] Barcza Szabolcs: A csillagászati fotometria kalibrálása effektív hőmérsékletre és felszíni nehézségi gyorsulásra, Csillagászati évkönyv 1982, 188-207. [3] Fejes István: Rádiócsillagászat a '90-es években, Természet Világa 1992/11., 502-506. [4] Herrmann, Joachim: SH Atlasz, Csillagászat, Springer, 1992 [5] Kun Mária: óriás molekulafelhők a Tejútrendszerben, Csillagászati évkönyv 1982, 232-249. [6] Kun Mária: Rádiócsillagászat, Magyar Tudomány 1996/1., 12-18. [7] Marik Miklós (szerk.): Csillagászat, Akadémiai, 1989 [8] Moore, Patrick-Nicolson, Ian: A világűr titkai, Helikon, 1992 [9] Oláh Katalin: Csillagfoltok - foltos csillagok, Csillagászati évkönyv 1993, 132-138. [10] Szabados László: Pulzáló változócsillagok, Csillagászati évkönyv 1977, 144-160. [11] Szabados László-Zsoldos Endre: A cefeidák asztrofizikai és kozmológiai jelentősége, Csillagászati évkönyv 1985, 220-241. [12] Szatmáry Károly: Más csillagok bolygóinak felfedezése, Csillagászati évkönyv 1997, 160-168. [13] Tóth L. Viktor: Molekuláris rádiócsillagászat, Csillagászati évkönyv 1995, 169-183. [14] Barcza Szabolcs: Csillaglégkörök fizikája, (csillagszínképek kiértékelésének asztrofizikai alapjai) egyetemi jegyzet, ELTE Eötvös Kiadó Budapest 1997.