A Hold Földtől mért távolságát Hipparkhosz görög csillagász is meghatározta Kr. e. 129-ben egy napfogyatkozás segítségével. A Nap-Föld távolságot már ismerte Arisztarkhosz eljárása nyomán. A nagy előd a Hellészpontosznál az akkor bekövetkezett napfogyatkozást teljesnek ismerte, beszámolók szerint viszont Alexandriában csak a Nap 4/5-öd részét takarta ki a Hold.

VCSE - Hipparkhosz holdtávolság-mérésének elve.
VCSE – Hipparkhosz holdtávolság-mérésének elve.

Hipparkhosz Hellészpontosz (H) és Alexandria (A) távolságát közelítően ismerhette, és az ókori földrajztudományból tudhatta, hogy az Alexandria-Hellészpontosz AH-távolság a földgömbön kb. hány földrajzi foknak felel meg. A fenti ábrát megszerkesztve lemérte a Föld-Hold távolságot, amire azt kapta, hogy az a Föld sugarának kb. 60-szorosa.

A későbbiekben nagyon sokan más módokon is megmérték a Hold távolságát. Manapság a legpontosabb eredményt a lézeres mérés adja. Az Apollo-expedíciók számos macskaszem-tükröt hagytak a holdfelszínen, amiket a Földről lézerrel megcéloznak, és felfogják a visszavert sugár érkezési idejét. A kibocsátás és a visszaverődés különbségének idejét a fénysebességgel szorozva kapjuk a Hold távolságát (amit még át kell számítani a Föld és a Hold centrumainak távolságára), és ezt manapság már 2-3 cm-es pontossággal tudjuk kivitelezni.

A Hold távolságát Newton gravitációelméletéből számítjuk, amely az árapályerők és a relativisztikus korrekciók figyelembevétele után a megfigyelésekkel összhangban van.

A Hold mozgása első közelítésben egy ellipszis, amelynek fókuszpontjában áll a Föld, és ami körül a Hold változó sebességgel, átlagosan e=0,00549006 excentricitású pályán 27,322 nap alatt megy körbe (a csillagokhoz képest mérve a keringésidőt).

Elsősorban a Nap, a Föld nem szimmetrikus tömegeloszlása, és a nagybolygók okozta perturbációk miatt azonban ennek az ellipszisnek a helyzete, a nagytengely iránya és a mérete is folyamatosan változik, ami miatt a Hold távolsága a Földtől viszonylag komplikált módon váltakozik. Az alábbi ábra bemutatja, hogyan alakul a Hold földtávolsága egy három éves időszak alatt:

VCSE - A Hold Földtől mért távolságának változása napról-napra 2019. január 1-e után három éven keresztül. Vízszintes tengelyen a napok száma a fenti dátum után, függőlegesen a Hold középpontjának távolsága a Föld centrumától 1000 km-ben mérve (vagyis pl. 380 az ábrán 380 ezer km-t jelent.) - Csizmadia Szilárd
VCSE – A Hold Földtől mért távolságának változása napról-napra 2019. január 1-e után három éven keresztül. Vízszintes tengelyen a napok száma a fenti dátum után, függőlegesen a Hold középpontjának távolsága a Föld centrumától 1000 km-ben mérve (vagyis pl. 380 az ábrán 380 ezer km-t jelent.) – Csizmadia Szilárd

Az ábrán a Hold egy keringési ciklusa nagyon szépen látszik: a holdpálya excentricitása miatt földközeltől (perigeum) földtávolig (apogeum) változik a Hold távolsága, mégpedig a megszokott 27,3 napos periódusidővel. Ami nagyon feltűnik ezen az ábrán még, az az, hogy a perigeumok és apogeumok (legkisebb és legnagyobb holdtávolságok egy keringési ciklus alatt) szinte periodikusan váltakoznak. A perigeumok távolsága sokkal inkább váltakozik, mint az apogeumoké. Az apogeumok hozzávetőleg 404 ezer és 406,5 ezer km közötti földtávolságban következnek be, vagyis értékük  0,6%-ot ingadozik kb. fél éves periódussal.

A perigeumok kb. 354 ezer és 380 ezer km távolságokban következnek be, vagyis a földközelség értékében sokkal nagyobb a változás: kb. 7%. Ez már szemmel is észrevehető, mert a telehold méretében is kb. ugyanekkora változást okoz és az emberi szem ezt már képes érzékelni. (Ha valaki emlékszik, mekkora volt a Hold látszó mérete egy hónappal azelőtt… És közben a holdfázis is változik, mert az nem 27,3, hanem 29,5 napos periódusidővel bír.) A perigeumtávolságok ingadozásának periódusideje az apogeumokéval megegyező az ábrára tekintve.

Ha valaki alaposabban is megnézi az ábrát, azt is láthatja, hogy a perigeumok és az apogeumok egymással azonos ütemben váltakoznak, azaz mintha a holdpálya ellipszise pulzálna. Amikor az ellipszis ellaposodik, akkor a perigeum közelebb, az apogeum távolabb következik be, vagyis a holdpálya nagytengelye nagyobb; amikor az ellipszis kikerekedik, akkor az apogeum közelebb, a perigeum távolabb kerül, és a holdpálya mérete kisebb… Mindezt szép periodikussággal cselekszi a Hold, úgy, ahogy elszenvedi a Naptól, a többi bolygótól és az árapályerőktől származó perturbációkat.

A holdpálya excentricitásának fenti értéke csak az átlagexcentricitás, a számítások szerint az excentricitás 0,044 és 0,067 szélső határok között ingadozik. A Hold pályahajlása is ingadozik mintegy 21 ívpercet. A Hold perigeuma és vele az egész pályaellipszise 8,85 év alatt körbefordul a Föld körül, elsősorban a Nap hatására (kis omega-pályelem), miközben a felszálló csomó (nagy omega-pályaelem), vagyis ahol a Hold délről észak felé áthalad az ekliptikán, 18,6 év alatt jár körbe (ennyi idő alatt tesz meg 360 fokot) – az utóbbi az oka egyébként annak, hogy a hold- és napfogyatkozások 18 év és pár nap alatt ismétlődnek.

A Hold mozgásában több egyenlőtlenség is mutatkozik:

Elliptikus tagok. Végtelen számú elliptikus jellegű perturbáció van, amelyek periódusa 27,3 nap, illetve ennek fele, harmada, negyede, ötöde stb. Ezek közül a fő tagokat még Hipparkhosz vette észre, és ennek nyomán egymáson gördülő körök segítségével próbálta magyarázni a Hold mozgását. Vagyis, ilyen módon közelítette az ellipszispályát.

Evekció. Ptolemaiosz fedezte fel.  Az ellipszispályán való mozgás módján előrejelzetthez képest a Hold 1° 20′-cel is előre- vagy hátrasiethet első negyedkor és utolsó negyedkor az újholdhoz és a teleholdbeli sebességéhez képest. Ennek oka, hogy amikor a Hold a Földnek Nap felőli oldalán van, a Nap erősebben vonzza, mint amikor a Hold a Napból nézve a Földdel átellenes oldalon van – hiszen akkor távolabb van a Naptól, és a gravitáció a távolság négyzetével fordítottan arányosan gyengül. Periódusa 31,8 nap. (Ezt a tagot nem lehet elliptikus tag módjára körön gördülő körökkel magyarázni, mert nemcsak a Hold Földhöz képesti, de Naphoz képesti helyzetétől is függ.)

Aequatio. A Föld januárban napközelben, júliusban naptávolban van, a különbség kb. 5%-ot tesz ki távolságában. Emiatt januárban a Nap erősebben, júliusban gyengébben vonzza a Földet is, a Holdat is, így perturbációs ereje az év folyamán változik. Emiatt télen a Hold 27 nap és 12-13 óra alatt járja körbe a Földet, nyáron viszont csak 27 nap 1 óra alatt. Egymástól függetlenül fedezték fel ezt a jelenséget Tycho de Brahe dán és Abulfeda arab csillagászok a 16. században. Ez éppen az a kb. féléves változás, amit fentebb a diagramokról leolvastunk. Évi egyenetlenségnek és “évi egyenletnek” is nevezik, periódusa egy év.

Variatio. Szintén Tycho de Brahe fedezte fel a 16. században, a Hold pozíciójában a sima ellipszispályához képest fél foknyi változást tud okozni. Abból származik, hogy amikor a Hold nem a Napot és a Földet összekötő egyenesen áll, hanem ahhoz képest szögben, a Napból származó gravitációs erő szöget zár be a Földre kifejtett gravitációjával. Érdekes, hogy a görögök ezt nem fedezték fel – Érdi Bálint azzal magyarázza ezt, hogy a variatio értéke újholdkor és teleholdkor nulla, márpedig a görögök éppen a fogyatkozásokból szerezték ismereteiket leginkább a Hold mozgását illetően – márpedig napfogyatkozáskor újhold, holdfogyatkozáskor telehold van.

A Hold járásában mutatkozó minden kis periodikus változást nagyon nehéz összegezni. Érdi Bálint Égimechanika c., a Nemzeti Tankönyvkiadónál 1996-ban kiadott egyetemi tankönyve idézi Delaunay francia csillagász 19. századi számításait. Eszerint a Hold ekliptikai hosszúsága kiszámításához ő 479 tagot, az ekliptikai szélesség kiszámításához 436 tagot vett figyelembe; a Hold parallaxisának (ami a távolságával egyenértékű) előrejelzéséhez elég volt 100, különféle periódusidejű tag is.

Az amatőrcsillagásznak is rendkívül fontos a holdtávolság ismerete. Amikor a Hold közelebb van, távcsövével picit kisebb felszíni részleteket is meg tud pillantani, mint amikor távol van. De egyben a gravitáció működésére is szép példát mutatnak a holdtávolságok és a Hold pályaalakjának szép, ismétlődő változásai.

A távolságok ismerete a csillagászatban rendkívül fontos, mert ez alapján mondhatjuk meg, hogy például egy objektum a valóságban mekkora teljesítménnyel sugároz, mekkora a mérete, vagy hogyan tágul az Univerzum stb.
VCSE - A Naphoz legközelebbi ismert csillagok és barna törpék. A cikkben ismertetett barna törpe ezeknél messzebb van. A kép forrása: https://www.space.com/25659-coldest-brown-dwarf-near-sun-discovery.html
VCSE – A Naphoz legközelebb lévő ismert csillagok és barna törpék. A cikkben ismertetett barna törpe ezeknél messzebb van, 19,2 fényévre. A képen szereplő angol nyelvű feliratok magyarul: Light-year: fényév. Oort Cloud: Oort-felhő. disc. és évszám: a felfedezés éve. Az Alfa Centauri esetében az 1839-es évszám arra utal, hogy ekkor mérték meg trigonometrikus parallaxisát, vagyis ekkor fedezték fel, hogy milyen közel van hozzánk – szabad szemmel látható csillagként természetesen ismerték korábban is.  A kép forrása: https://www.space.com/25659-coldest-brown-dwarf-near-sun-discovery.html
A barna törpék távolságát igen nehéz megmondani, mert halványak. A most bemutatásra kerülő WISE J154151.65-2250249 barna törpét csak 2011-ben fedezték fel, mert halványsága miatt a korábbi műszerekkel nem lehetett megtalálni. A WISE egy infravörös felmérés volt, amiben halvány, hideg, optikaiban nem, de infravörösben elég fényes objektumokat is meg lehetett örökíteni. Fényessége a J-sávban 20,99 magnitúdó, látható fényben még halványabb. Pl. a 20 magnitúdóig észlelő Gaia nem is látja, így nincs rá közvetlen trigonometrikus parallaxissal mért távolságértékünk. A Hubble Űrtávcső (HST) és a Spitzer infravörös űrtávcső felvételein viszont látszik. Y1 színképosztályú, 350-441 K között lehet a hőmérséklete, és modellszámítások szerint 12-31 jupitertömegű lehet.
Ha ismerjük egy objektum spektrumát, vagy legalább a magnitúdóit több hullámhosszon, akkor megmondhatjuk, melyik elméleti spektrummodell illeszkedik legjobban a mérésekhez. Az illeszkedés megtalálásához a távolságot is változtatni kell, hiszen a távolabbi objektum halványabb. Addig kell változtatni a távolságot, hőmérsékletet, kémiai összetételt stb., amíg a megfigyelt magnitúdókat vissza nem kapjuk a lehető legjobb egyezéssel. Ilyen módszerrel ennek a barna törpének a távolságára mindössze 2,8 parszeket (pc) kaptak, a hibahatár lefelé 0,6 pc, felfelé 1,3 pc volt. Vagyis igen közel lenne hozzánk (az Alfa Centauri hármas rendszere, ami a Proxima Centaurit is tartalmazza és a Naphoz legközelebbi csillagnak szokás nevezni, mintegy 1,3 pc-re van). Ugyanakkor több spektrummodell is létezik barna törpékre, és más modell illesztésével a távolság 8,2 pc-nek adódott, tehát a kétféle módszer jelentős ellentmondásban volt. 2012-ben ezt gondosabb analízis révén 4,3 parszekre javították. Mint látható, meglehetősen ellentmondó eredményeket kaptak korábban.
2013-ban egy vizsgálat 6,75 pc-s távolságot állapított meg, egy másik azt mondta, hogy legalább 6 parszekre vagy többre van.
2014-ben felfedeztek egy 2,5 mg-vel fényesebb, tőle 1″-re lévő másik csillagot, ami zavarta az ilyen elméleti modellspektrumok illesztését – ez lehetett az egyik fő oka a korábbi, ellentondó eredményeknek. Mivel a Spitzer képskálája nem túl jó, korábban nem lehetett a két objektumot szétválasztani. A Hubble űrtávcső jobb képskálája – vagyis nagyobb térbeli felbontása – viszont lehetővé tette a szoros, optikai kettőscsillag felbontását, és a barna törpe távolságára   parszeket kaptak.
A Gaia DR2 az optikaiban jól látható csillagok milliárdjára mérte meg a nagyon pontos trigonometrikus parallaxisértékeket. Ezekkel a HST korábbi képeit jobban lehetett kalibrálni és pontosabban lehetett figyelembe venni a csillagok sajátmozgását, illetve azt, hogy a parallaxisok miatt ők is elmozdultak a képen az idők folyamán. Ezzel a háttércsillagok pozícióját pontosabban meghatározták a HST-képeken – a Gaia nem látta a barna törpét. A barna törpe pozícióját az így kalibrált HST-képeken szereplő csillagokhoz mérték, és pontosabb távolságot kaptak: a barna törpe eszerint tőlünk  parszekre van, ami most már megbízható értéknek tekinthető. Ez a távolság kb. 19,2 fényévet jelent a Naptól.
Ez is mutatja, hogy még a Gaia DR2 fantasztikus pontosságú parallaxisértékeinek világában is milyen nehéz egy-egy nagyon közeli objektum távolságát pontosan meghatározni. Jelen esetben három nagy értékű műhold (Gaia, Spitzer, HST) kellett hozzá.
VCSE - Az NGC 3972 jelű spirálgalaxis a Hubble Űrtávcső felvételén. - HST, NASA, ESA
VCSE – Az NGC 3972 jelű spirálgalaxis a Hubble Űrtávcső felvételén. A cikk legvégén lehet olvasni a galaxisról és jelentőségéről – HST, NASA, ESA

 

Minden egyesület lényege, hogy tagjai között megkönnyíti a kommunikációt, az információszerzést, az ismeretek átadását, barátságok és munkakapcsolatok kialakítását. Ha csak egy mód van rá, ehhez az elérhető legmodernebb, leggyorsabb, könnyű archiválását biztosító technikát használ.

A VCSE megalakulása – 1991 – óta előnyben részesíti a személyes kapcsolatok rendszerét, de ez nem elegendő, mert térben nagyon messze vannak egymástól a tagok. Ezért a kezdetek óta különböző (havi, negyedévi, félévi) rendszerességű hírlevéllel, levéllel tartjuk egymással a kapcsolatot. 1994 óta tagtársaink e-mailben is értekeznek egymással, kb. 1995 óta van olyan, hogy VCSE-levlista, ahol elektronikus levelezés történik. 1994 óta van a VCSE-nek honlapja. Eszerint a VCSE honlapja – ami kezdetben még csak egyetlen oldal volt, ahol alapvető elérhetőségi adatainkat adtuk meg csillagos égi háttérkép előtt – kb. a világ első 3000 honlapja között lehetett. Mára már közel 2 milliárd honlap jött létre, de csak 25%-uk aktív, a többi archivált, befagyott állapotban tárolt különböző szervereken. Csak kevés honlap él tehát túl néhány évet. Mivel manapság az információ jelentős része csak a neten, elektronikusan létezik, amit igen könnyű törölni, különösen fontos csillagászattörténetünk és művelődéstörténetünk szempontjából, hogy a VCSE honlap ilyen hosszú ideig fennmaradt, és várhatóan fenn is fog maradni.

A VCSE tette lehetővé elsőként a hazai csillagászati egyesületek közül, hogy tagjai akár elektronikusan is szavazhassanak a közgyűlésen. 2018-ban már 81 tagtárs élt ezzel a lehetőséggel, míg a közgyűlésre személyesen csak alig húszan tudtak eljönni; így a tisztújításon a részvétel 67,5% volt, ami hazai viszonylatban kiemelkedő civil öntevékenységi, aktivitási arányt jelent.

Bartha Lajos neves csillagászattörténész nemrégen a “leginkább elektronizált hazai csillagászati szervezetnek” nevezte a VCSE-t egy e-mailjében. Erre persze a tagság Magyarország- és Európa-szerte történt szétszórtsága kényszerített minket. De az elektronizáltságnak – sőt, bármi más technika használatának – csak akkor van értelme, ha nem öncélúan nyomatni akarjuk magunkat az interneten, hanem ha azt csillagászati, amatőrcsillagászati, ismeretterjesztői céljaink szolgálatába állítjuk. Csak azért felesleges egy csili-vili honlapot létrehozni, hogy megmutassuk, erre is képesek vagyunk. Egy szerkezetileg és kinézetileg vonzó, olvasható, értékes és sok mindenre kiterjedő tartalommal ellátott honlapot viszont érdemes működtetni, amennyiben az segíti a fenti hármas munkát és ha összetartja a társaságot, netán vonz új tagokat az Egyesületbe.

Ugyanígy szükséges beszélgetőfórum is. Először egy fórumszolgáltató oldalán próbálkoztunk egyesületi-csillagászati fórumot létrehozni – gyakorlatilag nem használták tagtársaink. Hogy miért, azt nehéz meghatározni, hiszen a facebookon létrehozott egyesületi fórumunkat viszont rendszeresen és sokat, napi jelleggel használják diszkussziókra, eszmecserékre, információmegosztásra tagtársaink. Ezért a régi fórumunkat meg is szüntettük.

A facebookon VCSE Fórum elnevezéssel 2013. október 13-án hoztunk létre egyesületi-csillagászati fórumot, ennek éppen ötéves születésnapját ünnepeljük. A csoport borítóképe nagy néha változik, a jelenleg aktuális borítókép az NGC 3972 jelű spirálgalaxisról készült Hubble Űrtávcső-felvétel: ez látható  a fenti képen is. A csoport tagjainak száma jelenleg 318, ami több, mint kétszeresen haladja meg a VCSE összes tagjának számát.

A VCSE Fórum facebook-csoport adminisztrátorai az Egyesület elnöke (Csizmadia Szilárd), alelnöke (Zelkó Zoltán) és titkára (a kezdetektől 2018. okt. 3-ig Csizmadia Tamás, majd ezután a titkári poszton történt változást követve  Jandó Attila). Más csoportokhoz hasonlítva a VCSE Fórum facebook-csoport nemcsak kisebb létszámú, de barátságosabb is, gyakorlatilag új tagok felvételén kívül az adminisztrátoroknak teendőjük nincs, kimoderálni nem nagyon kell hozzászólásokat vagy tagokat.

Egy átlagos facebook-csoporthoz képest az aktív tagok száma (257 a 318-ból) nagyobb. Aktív, aki hozzászól, megoszt, tetszikel vagy megnézi a csoport híreit.

E sorok (2018. okt. 3.) írása idején a legnépszerűbb poszt Mikics Károly posztja volt 188 megtekintéssel, 15 tetszikeléssel és 12 hozzászólással. E poszt J. Bell-ről szól, a pulzárok egyik társfelfedezőjéről.

Átlagosan napi két új posztot írnak a csoporttagok. Van, amikor egyet sem, és van, amikor napi hatot is.

Minden tagtársunk e-mail címét szeretnénk látni a VCSE-levlista előfizetői között (ingyenes 🙂 ), és minden olyan tagtársunkat szeretnénk látni a VCSE Fórum facebook csoport tagjai között, aki fenn van a facebookon. A csoport nevére rákeresve megtaláltok minket.

Boldog ötödik születésnapot a VCSE Fórumnak, és további kellemes beszélgetéseket, cseteleléseket ott is!

A VCSE oldala a facebookon elérhető itt (belépés után).

A VCSE Fórum csoport a facebookon elérhető itt (belépés után).

Az NGC 3972 egy SABb típusú spirálgalaxis, amely a Nagy Medve (Ursa Maior, Göncölszekér) csillagképben látszik. Ebben robbant az SN 2011by szupernóva – ez az egyetlen ismert szupernóva benne. Bár hazánkból és attól északabbra is cirkumpoláris, 13 magnitúdós fényessége megnehezíti megfigyelését. Ez a galaxis nem volt része annak a 18 galaxisnak, amelyeket kiválasztottak a Hubble Key Project-hez (Hubble Kulcsprojekt): a Hubble Űrtávcső fő célja ugyanis a Hubble-állandó meghatározása volt e tizennyolc galaxisban található cefeida segítségével. De részese lett annak a projektnek, ami keretében 19 olyan galaxist vizsgáltak meg, amelyekben cefeidákat is lehet látni, és robbant bennük a kozmológiai távolságmérésben előszeretettel használt Ia típusú szupernóva. Ez a cikk itt olvasható el. Összesen 79 cefeidát találtak benne a HST-vel.

Az NGC 3972 65 millió fényévre van tőlünk.

A Boyajian-csillagot (katalógusszáma: KIC 8462852) Tabetha Boyajian amerikai csillagásznőről nevezték el, aki az első szerzője volt a csillagot elsőként tanulmányozó kutatócsoport cikkének. Ez a cikkük 2015-ben jelent meg, és a Kepler űrtávcső mérési adatai között vették észre a furcsa fényváltozásokat mutató objektumot. A csillagot néha Tabby csillagaként is nevezik, ami könnyebben kiejthető és megjegyezhető…

VCSE - A Boyajian-csillag fényváltozása az utóbbi időkben - B. Gary gyűjteményéből
VCSE – A Boyajian-csillag fényváltozása az utóbbi időkben. A szaggatott vonal a csillag feltételezett viselkedését mutatja, a zöld kockák V-sávbeli, a zöld körök g’-sávbeli fotometriai mérések. A függőleges tengelyen 1,0 jelentené a csillag normális fényességét, egyébként pedig fluxusértékek vannak feltüntetve (a magnitúdó ennek logaritmusa szorozva 2,5-del lenne, amihez járulna még egy konstans tag). – B. Gary gyűjteményéből

A csillag a fenti ábrán is bemutatott irreguláris, érthetetlen, előrejelezhetetlen és rapszodikus elhalványodásairól vált híressé. Igen sok magyarázat látott napvilágot. A csillagot azóta gyakorlatilag folyamatosan észlelik, színképét sokszor felvették és lényegében minden hullámhosszon több időpontban is megfigyelték.

Az így gyűjtött hatalmas anyag a javasolt magyarázatok némelyikével jobb, másokkal rosszabb egyezésben áll. Egyelőre a csillagászok még nem találták meg a végleges okot, ami a fényességváltozásokat okozza ebben az esetben.

J. T. Wright 2018-ban megjelent rövid cikkében újraértékelte az eddig javasolt megoldásokat a problémára:

Műszerhiba: ma már teljesen kizárható, hogy a Kepler vagy bármelyik másik távcső valamilyen rejtett hibája okozná a fényváltozásokat, hiszen nagyon sok földi és űrtávcsővel is észlelték a jelenségeket. Ennyi távcső ennyi különböző évben ugyanolyan módon nem hibásodhat meg, még rejtett módon sem.

Sarki csillagfoltok: változó méretű csillagfoltok okozhatnak ilyen elhalványodásokat, hiszen a csillagfoltok a napfoltokhoz hasonlóan többnyire rendszertelenül jelennek meg a csillagok felszínén, és mivel a csillagok felszínénél (fotoszférájánál) halványabbak, a csillag kevesebb fényt küld felénk. A fénygörbén azért nem látunk időben szinuszos modulációt, mert ebben az esetben a csillag pólusain jelennének meg a foltok, így forgási moduláció nem lép fel. A fényességváltozást a folt méretváltozása okozná. (A napon a foltok apró pórusként jelennek meg, növekednek, majd maximális méretük elérése után kisebbednek, végül eltűnnek. Hasonlót más csillagokon is megfigyeltek.) Mindenesetre a csillag mért színindexei nem férnek össze teljesen a sarki csillagfolt-hipotézissel, és ebben az esetben erős kalcium- és hidrogénemissziót is kellene mérnünk. Emiatt a sarki folthipotézis is valószerűtlen a mérések függvényében.

Felhő a Naprendszerben: vajon lehet-e egy felhő a Naprendszerben magas ekliptikai szélességeken, amely elhalad a csillag előtt, és a felhő sűrűbb-ritkább részei eltakarják a csillagot? De miért ilyen kis kiterjedésű ez a felhő, hogy csak ezt az egy csillagot takarja ki, és a látómezejében látszó többit nem? Mi lehet egy ilyen felhő eredete? Wright szerint ez a hipotézis továbbgondolásra, fejlesztésre szorul, mielőtt elfogadnánk vagy elvetnénk.

Csillagközi felhők okozta takarások: mindezidáig ez a legjobb magyarázat, amely – egy kivétellel – minden eddig kapott megfigyelési adattal összhangban áll, különösen a csillagnak az elhalványodások során mért színváltozásaival. Eszerint a felhő valahol a csillagközi térben van, amely köztünk és a Boyajian-csillag között mozog. E felhő sűrűbb-ritkább részei takarnák el a csillagfényt előlünk.

Az egyetlen hiányzó láncszem ebben a magyarázatban az, hogy a csillag felé a csillagközi gáz oszlopsűrűsége (vagyis a csillag felé irányított kúpban) a rádióadatok szerint a fedések során nem növekszik meg. Pedig pont ezt várnánk ebből az elméletből. De lehet, hogy ez nem is probléma. A rádiómérések a gáz mennyiségét mérik, de ilyen kis felhők esetén – esetleg egy másik felhőből leszakadt apró darab, ami a Hattyú csillagképben nem is lenne meglepő – a gázfelhő-darabka nem biztos, hogy tartalmaz port. A port infravörösben lehetne kimutatni, de jelenleg nincs fenn érzékeny infravörös űrtávcső a világűrben (a következő ilyen műszer a késlekedő James Webb űrteleszkóp lesz, kérdés, hogy elég hosszú hullámhosszakon is tudja-e ezt mérni az infravörösben ahhoz, hogy e kérdésben nyilatkozni tudjon), a földfelszínről pedig az érdekes hullámhosszak nem érhetők el a földi légkör e hullámhosszakon történő erős fényelnyelése miatt.

Elnyelt bolygó-hipotézis: e 2017-ben feldobott ötlet szerint 10-10 000 évvel ezelőtt (a bolygó tömegétől függ az időtartam) a csillag elnyelt egy hozzá túl közel merészkedő bolygót. A bolygó korábban is közel volt hozzá, és az árapályerők miatt pályasugara folyamatosan csökkent. A fényváltozásokat részben az okozná, hogy a csillag az elnyelt bolygóból felszabadult gravitációs energiát sugározza vissza – a 19. század vége óta 14%-kal csökkent a csillag fényessége az archív fotólemezek alapján, így ezzel összhangban van az ötlet -, a bolygó széttépődésekor keletkezett törmelékanyag pedig kering a csillag körül, és időről-időre elhalványodásokat okoz. Ez az elképzelés azonban nem magyarázza meg az észlelt színváltozásokat és azt sem, hogy néha mitől fényesedik ki a csillag.

A csillag saját fényváltozása: eszerint a csillag erősen mágneses, ami hihető egy konvekciós héjjal bíró F-csillag esetében. Elméleti számítások szerint a csillagnak e héjában mágneses energia tárolódik, majd amikor véletlenszerű módon erőt gyűjtve felszabadul, a csillag kifényesedik, de hasonlóképpen csillagfoltok jelennek meg rajta és elhalványodik. A konvekciós zónában, ahol a csillag anyaga fel-le áramlik, ott keletkezik a mágneses tér, és elég változékony, már-már véletlenszerű módon viselkedik. Bizonyos speciális csillagparaméterek (kor, tömeg, kémiai összetétel, vékony konvekciós zóna stb.) ilyen viselkedés elképzelhető. Végeredményben tehát ez a magyarázat fényes és sötét csillagfoltokkal operál. Érdekes módon az észlelt színváltozásokkal is összhangban van. Egyetlen dolgot nem magyaráz meg: miért csak egy ilyen csillagot ismerünk a galaxisban, miért nincs belőlük több??? Ugyancsak nem jósolja meg, hogy az elhalványodások során miért van gázabszorpció-növekedés.

Mára gyakorlatilag kikerült a lehetséges magyarázatok közül, hogy egy intelligens civilizáció Dyson-szférája venné körül a csillagot (az elhalványodások üteme és színe ezzel nincs összhangban), és az egyik legelsőként felvetett ötlet, az exoüstökösök is elvetett ötletnek tekintendők. Ez utóbbi esetben sok tíz, vagy akár százezernyi exoüstökös repülne rajokban a csillagok körül.

2016-ban felvetették azt is, hogy esetleg egy betolakodó fekete lyuk került a csillag rendszerébe, és az elkezdte az anyagot elszívni a normál F-csillagról, de még csak a folyamat kezdetén jár. Ez a magyarázat sem jó, mert ekkor az anyagbefogási korong (akkréciós diszk) sugárzását, és gázemissziót kellene látnunk.

Wright szerint az eddigi legjobb magyarázat a csillag fény-, szín- és színkép-változásaira egy mozgó csillagközi felhő köztünk és a csillag között, ami nemcsak az első helyen áll a lehetséges magyarázatok közül, de lassan minden bizonyíték összegyűlik rá. Sajnos, az utolsó bizonyíték, a közeli infravörös-beli emissziótöbblet hiányzik e magyarázathoz, pedig a por ilyet sugározna ki. Egyébként nem feltétlenül egy csillagközi felhőről szakadt le egy kis darab felhőcske (ez elég meglepő lenne egyébként is, hiszen egyfelől akkor miért nem észleltünk többször ilyet, másfelől, a felhők mágneses tere elég jól összetartja ezeket), hanem inkább a csillagtól távoli tartományokban, de még a csillag rendszerében sok-sok kisbolygó ütközött össze és keltett törmeléket. Ez legalább azzal is összhangban van, miért csak e csillag fényessége változik, a közelében látszódóké miért nem.

Végső magyarázat azonban még nincs a kezünkben. A mérések folytatása – akár amatőr fényességméréseké is – sokat segíthet.

Éppen a 15-17 évente bekövetkező Nagy Mars Oppozíciók egyikén, 2018. július 27-e éjjelén egy igen hosszú teljes holdfogyatkozás is lesz, ami Európából, így Magyarországról is jól megfigyelhető.

VCSE - Fábián Kálmán sorozatfelvétele a 2016. szept. 16-i félárnyékos holdfogyatkozásról - Fábián Kálmán
VCSE – Fábián Kálmán sorozatfelvétele a 2016. szept. 16-i félárnyékos holdfogyatkozásról – Fábián Kálmán

A holdfogyatkozás maximális hossza kb. 107 perc lehet. A lentebb közölt adatokból bárki kiszámolhatja, a júl. 27-i holdfogyatkozás 103 perc hosszú totalitással bír, vagyis majdnem a lehetséges leghosszabb holdfogyatkozást láthatjuk, ami csak előfordulhat.

2011. június 15-e óta nem következett be mostanáig centrális holdfogyatkozás. Centrális holdfogyatkozásnak az olyan holdfogyatkozást nevezzük, amelyiknél a Hold legalább egy része áthalad a földárnyék középpontján. A Hold földtávolsága váltakozó, mert ellipszispályán mozog a Föld körül; a Föld naptávolsága is kissé változó, mert mi is ellipszispályán mozgunk a Nap körül. Emiatt a földárnyék sugara, a kölcsönös távolságoktól függően a Hold távolságában 4479 – 4735 km között váltakozó méretű, ami a Hold 1737 km-es sugarával osztva azt eredményezi, hogy a földárnyék sugara az égen a Hold látszó átmérőjének hol a 2,578-szorosa, hol 2,725-szöröse. (1-2. ábrák). A most júliusi után a következő centrális holdfogyatkozás csak 2022. május 16-án következik be, ami az éjszaka második felében majd látszik Európából.

VCSE - A Föld árnyékának legnagyobb mérete az égre vetítve (nagy szürke kör). A tengelyeken az egységek a hold látszó sugarát jelentik. A két kis kör két lehetséges holdhelyzetet mutat holdfogyatkozások idején. A beljebb lévő holdhelyzet centrális fogyatkozást mutat, a külső, ami éppen érinti belülről a Föld árnyékát, egy nem-centrálisat. - Kép: Cs.. Sz.
VCSE – A Föld árnyékának legnagyobb mérete az égre vetítve (nagy szürke kör). A tengelyeken az egységek a Hold látszó sugarát jelentik. A két kis kör két lehetséges holdhelyzetet mutat holdfogyatkozások idején. A beljebb lévő holdhelyzet centrális fogyatkozást mutat, a külső, ami éppen érinti belülről a Föld árnyékát, egy nem-centrálisat. – Kép: Cs. Sz.
VCSE - A belső, sötétebb szürke kör a Föld teljes árnyéka (umbra), itt állva egy képzeletbeli megfigyelő teljes napfogyatkozást látna. A külső, világosabb szürke körgyűrű a Föld félárnyéka (penumbra), ahonnét nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki, tehát ott részleges napfogyatkozást lehetne látni. Amikor a penumbrán kívül halad el a Hold, a Föld árnyéka alatt vagy felett, akkor nincs holdfogytakozás (ang.
VCSE – A belső, sötétebb szürke kör a Föld teljes árnyéka (umbra), itt állva egy képzeletbeli megfigyelő teljes napfogyatkozást látna. A külső, világosabb szürke körgyűrű a Föld félárnyéka (penumbra), ahonnét nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki, tehát ott részleges napfogyatkozást lehetne látni. Amikor a penumbrán kívül halad el a Hold, a Föld árnyéka alatt vagy felett, akkor nincs holdfogyatkozás (ang. “no eclipse”). Amikor csak a penumbrán halad át a Hold, félárnyékos holdfogyatkozást látunk, ami alig, de észrevehető módon csökkenti a telehold fényességét, de a telehold továbbra is kereknek látszik. Amikor a Hold egy része belemerül az umbrába, akkor részleges, amikor pedig a holdkorong egésze belép a teljes árnyékba, teljes holdfogyatkozást látunk. (A teljes holdfogyatkozást értelemszerűen megelőzi egy részleges, és egy félárnyékos fogyatkozás, illetve követi idősorrendben egy részleges, majd egy félárnyékos fogyatkozás is). A Hold a földárnyék közepéhez képest kisebb-nagyobb távolságban haladhat el, így a főszövegben részletezett módon lehetséges centrális vagy nem-centrális fogyatkozás is. (moon: Hold, partial/penumbral eclipse: részleges/félárnyékos fogyatkozás, total (umbral) eclipse: teljes (umbrális) fogyatkozás) – Forrás: www.wikipedia.org

A centrális holdfogyatkozások közül is azok a hosszabbak, amelyek nem a Hold földközelében következnek be, amikor is a Hold gyorsabban mozog földkörüli pályáján Kepler II. törvénye miatt, hanem azok, amelyek földtávol közelébe esnek: ekkor a Hold lassabban halad pályáján, tehát több időre van szüksége ahhoz, hogy keresztezze a földárnyékot. Július 27-én a fogyatkozás közepe idején a Hold a Föld centrumától 406 184 km-re lesz, vagyis a 406 700 km legnagyobb földtávolságához igen közel. Mindezek a körülmények (centrális holdfogyatkozás, földtávol idején bekövetkező telehold) együttesen igen hosszúvá teszik a július 27-i teljes holdfogyatkozást.

 A 2000. júl. 16-i, még a 20. században bekövetkezett teljes holdfogyatkozás 107 perces volt, a 2011. jún. 15-i pedig 100 perces. A 2029. jún. 26-i és a 2047. júl. 7-i 102 perces, a 2076. jún. 17-i 100 perces, a 2094. jún. 28-i ismét 102 perces totalitású lesz. Más holdfogyatkozás nem lesz 100 percesnél hosszabb a 21. században. Ezekből az adatokból következik, hogy a 21. század leghosszabb totalitású holdfogyatkozására kerül sor idén júliusban. Kár lenne kihagyni az élményt!

A jelenség legfontosabb időadatai UT-ben (zárójelben NYISZ-ben) a következők, óra:perc:másodperc:

P1 – a félárnyékos fogyatkozás kezdete: 17:14:49 UT (19:14:49 NYISZ)

U1 – a részleges holdfogyatkozás kezdete: 18:24:27 UT (20:24:27 NYISZ)

U2 – a teljes holdfogyatkozás kezdete: 19:30:15 UT (21:30:15 NYISZ)

A teljes fogyatkozás (totalitás) közepe: 20:21:44 UT (22:21:44 NYISZ)

U3 – a teljes holdfogyatkozás vége: 21:13:12 UT (23:13:12 NYISZ)

U4 – a részleges holdfogyatkozás vége: 22:19:00 UT (00:19:00 NYISZ)

P4 – a félárnyékos holdfogyatkozás vége: 23:28:37 UT (01:28:37 NYISZ)

(UT: világidő, NYISZ: nyári időszámítás.)

Holdfogyatkozások esetében – a totalitás közepének időpillanatát leszámítva – minden időpont pár perces eltérést mutathat későbbi vagy korábbi időpontok felé, és a különböző előrejelzések között is lehet pár másodperc eltérés. Előbbinek oka, hogy a Föld árnyékának pontos effektív méretét a Föld légkörében lévő vulkáni hamu is befolyásolja, ami nem teljesen pontosan ismert előre. Ha sok ilyen van a légkörben, a Föld árnyéka nagyobbnak látszik, mint tisztább légkör esetén (és ekkor a fogyatkozás is sötétebb lesz, nem pedig vöröses-narancsos árnyalatú). Ezért az előrejelzés és a megfigyelt időpont különbsége értékes információ légkörünk állapotáról, minden észlelő jegyezze fel pontosan, az U1-2-3-4 kontaktusokat mikor látta! (Az előrejelzések közötti különbségért leginkább az felelős, hogy a szökőmásodperceket, az időskálák közötti korrekciókat korábbi vagy a legfrissebb adatok alapján veszik-e figyelembe.)

Zalaegerszegről nézve a Hold 2018. júl. 27-én 20:22 NYISZ-kor kel (az ország keleti részein akár fél órával is korábban), 00:17 NYISZ-kor delel és júl. 28-án hajnali 4:54 NYISZ-kor nyugszik le.  Ez azt jelenti, hogy a megelőző félárnyékos fogyatkozást gyakorlatilag nem lehet az ország nyugati részeiből megfigyelni, a Hold pedig a részleges fogyatkozást Zalaegerszegről nézve két perccel a felkelése után elkezdi. Emiatt magas dombra, hegyre, igen jó keleti horizontú helyre van szükség a fogyatkozás megfigyeléséhez, ha valaki a kezdetek kezdetétől látni akarja: se fák, se épületek, se bokrok stb. nem akadályozhatják a kilátást!

A fogyatkozás későbbi fázisait már könnyebben lehet megfigyelni, mert a Hold egyre magasabbra emelkedik az égen. Azonban Zalaegerszegről nézve delelésekor sem lesz a Hold magasabban, mint 23° 25′, vagyis alig-alig fog a horizont fölé jönni. Ez azért van így, mert a nyári teleholdak egyikét figyelhetjük meg, amikor a Hold az év folyamán majdnem a legalacsonyabban, a Nap majdnem a legmagasabban jár. A keleti horizont mellett tehát a déli horizont megválasztására is ügyelni kell a megfigyelőknek, a távcsöves bemutatást tartóknak.

Mivel a Hold földtávolban jár, látszó átmérője a legkisebb lehetséges értékhez közeli lesz (29,4 ívperc, 3. ábra).

VCSE - Animált - és a színváltozásokat tekintve elnagyolt - előrejelzés, hogyan változhat a Hold fényessége és színe a fogyatkozás alatt; a belső kör az umbra, a külső a penumbra határa. A Hold színváltozását az okozza, hogy tiszta felsőlégkör esetén a földi légkör lencsehatást mutat, megtöri a napfényt, és kevéske napfényt beszór az umbrába. Így a Föld árnyéka a Hold távolságában nem árnyék, hanem nagyon halovány fénylés, így a Hold nem mindig tűnik el az égről teljes holdfogytakozás alatt sem. A légkör fénytörőképessége hullámhosszfüggő, vörösből több jut az árnyékba, ezért a Hold vörösre színeződik. Centrális fogyatkozás esetén sötétebb közepet várunk, mert oda jut a legkevesebb napfény a földi légkör által. -Forrás: www.wikipédia.org
VCSE – Animált – és a színváltozásokat tekintve elnagyolt – előrejelzés, hogyan változhat a Hold fényessége és színe a fogyatkozás alatt; a belső kör az umbra, a külső a penumbra határa. A Hold színváltozását az okozza, hogy tiszta felső légkör esetén a földi légkör lencsehatást mutat, megtöri a napfényt, és kevéske napfényt beszór az umbrába. Így a Föld árnyéka a Hold távolságában nem árnyék, hanem nagyon halovány fénylés, így a Hold nem mindig tűnik el az égről teljes holdfogyatkozás alatt sem. A légkör fénytörő képessége hullámhosszfüggő, vörösből több jut az árnyékba, ezért a Hold vörösre színeződik. Centrális fogyatkozás esetén sötétebb közepet várunk, mert oda jut a legkevesebb napfény a földi légkör által. Angolszász nyelvterületen az ilyen vörösre elszíneződött Holdat vérholdnak (blood moon) nevezik, a magyar néprajzban ez nem egy meghonosodott elnevezés. Az indításhoz klikkelj a képre. – Forrás: www.wikipédia.org

Korábbi holdfogyatkozás-megfigyeléseink közül néhányat példaként állítva, itt lehet megtalálni:

2017. aug. 7-i holdfogyatkozás megfigyelése I.

2017. aug. 7-i holdfogyatkozás megfigyelése II.

2016. szept. 16-i félárnyékos holdfogyatkozás megfigyelése

2015. szept. 28-i holdfogyatkozás megfigyelése I.

2015. szept. 28-i holdfogyatkozás megfigyelése II.

2011. jún. 15-i holdfogyatkozás megfigyelése

A holdfogyatkozások megfigyeléséről a VEGA 80. számának 4-7. oldalán írtunk, a Holdról pedig a VEGA 93. számában több cikket is. Érdemes ezeket holdfogyatkozás előtt áttanulmányozni.

 

A VEGA 80. száma alapján kissé bővebben is írunk a holdfogyatkozások megfigyeléséről:

“1702-ben Pierre de La Hire francia csillagász a Föld árnyékának érdekes tulajdonságát vette észre. Holdfogyatkozások kezdetének és végének időpontjait számította ki, de azt találta, hogy a tényleges észlelésekkel való egyezés elérése végett a Föld árnyékának méretét egy ívperccel meg kell növelni ahhoz képest, mint ami a Föld méretéből következne (ezt nevezik földárnyék-megnagyobbodásnak). Az eltérés magyarázata egyértelműen a Föld légköre. De az eltérés pontos értéke holdfogyatkozásról holdfogyatkozásra változik. A földárnyék-megnagyobbodás egyszerűen mérhető amatőrcsillagász módszerekkel is, ha valaki pontosan feljegyzi az egyes holdkrátereknek a Föld árnyékába való beléptének és kiléptének időpontját. Ilyen észleléseket legegyszerűbben kis nagyítást adó távcsövekkel és pontos, a rádióhoz állított órákkal lehet végezni. Az egyes krátereknek a földárnyékba való belépéseinek és kilépéseinek időpontját kb. 5-6 másodperc pontossággal lehet és kell feljegyezni. A földárnyék mindig kicsit elmosódott szélű, de felfedezhető benne, hogy a legkülső része elmosódottabb kb. 1’ méretben, majd egy befelé erőteljes sötétedést mutató, hasonló vastagságú rész mutatkozik, és csak azon túl teljesen sötét az árnyék. Kisebb krátereknél azt az időpontot kell feljegyezni, amikor az árnyéknek nem a legkülső elmosódottabb, hanem a nagyobb, ugrásszerű változást mutató része kerül a kráter közepébe. Nagyobb kráterek esetében (pl. Tycho vagy a Copernicus), azt kell feljegyezni, hogy az árnyék mikor érte el a kráter szélét, közepét és mikor a másik szélét (és takarta be teljesen).

A kráterfedések időpontjainak megfigyelését úgy kell végezni, hogy a holdfogyatkozás előtti napok valamelyikén először igyekszünk térkép alapján beazonosítani a krátereket. A holdfogyatkozás alkalmával a kráterek be- és kilépését az előrejelzett időpont előtt három-hat perccel kezdjük el megfigyelni, de előtte még azonosítsuk be a krátert biztosan! Az időpont feljegyzése után térjünk át a következő kráterre. Az az értékes munka, amelyik legalább négy-öt belépés, és ugyanannyi kilépés időpontját is tartalmazza! Az adatokat másodperc pontosan kell megadni, de nem baj, ha néhány másodperces bizonytalanságunk van. […]

Danjon-fokozatok. André-Louis Danjon francia csillagász javasolta, hogy a holdfogyatkozások színárnyalatait egy ötfokozatú skálán állapítsák meg az észlelők a teljes holdfogyatkozás alatt. A skála értékei a következők:

L = 0: Nagyon sötét fogyatkozás, a Hold láthatatlan vagy
majdnem láthatatlan.
L = 1: Sötét fogyatkozás, a Hold szürkés vagy barnás színű.
L = 2: Mélyvörös fogyatkozás, nagyon sötét belső középpel, de az árnyék külsőbb részei viszonylag fényesebbek.

L = 3: Téglavörös holdfogyatkozás, az umbra széle esetleg sárgás.
L = 4: nagyon világos, rézvörös vagy narancsos színű fogyatkozás, az umbra széle esetleg kékes, nagyon fényes.

A Danjon-fokozat észlelése nagyon fontos, a Föld felső légkörének állapotáról ad információt. Mindig a teljes fogyatkozás közepén kell megbecsülni szabad szemmel!

A holdfogyatkozás alatt érdemes feljegyezni a Holdra vetülő földárnyék színeit, színváltozásait is.

A holdfogyatkozás-megfigyelések dokumentálásához a mellékelt észlelőlap használható.”

Észlelőlap holdfogyatkozás megfigyeléséhez
Észlelő neve:
Észlelő lakcíme:
Észlelés helye:
Használt műszerek és nagyítások:
A holdfogyatkozás Danjon-skála fokozatai:
_____ h _____ m UT L = ______
_____ h _____ m UT L = ______
_____ h _____ m UT L = ______
_____ h _____ m UT L = ______
_____ h _____ m UT L = ______
Kontaktusok mért időpontjai:
P1: _____ h _____ m_____ s UT
P2: _____ h _____ m_____ s UT
U1: _____ h _____ m_____ s UT
U2: _____ h _____ m_____ s UT
U3: _____ h _____ m_____ s UT
U4: _____ h _____ m_____ s UT
P3: _____ h _____ m_____ s UT
P4: _____ h _____ m_____ s UT
Színváltozások és egyéb megfigyelések szöveges leírása (külön
papíron folytatható):


Kráterkontaktus előrejelzések:

VCSE - kráterkontaktusok időpontjainak előrejelzése a 2018. július 27-i holdfogyatkozáshoz. - Forrás: http://www.eclipsewise.com/oh/ec2018.html
VCSE – kráterkontaktusok időpontjainak előrejelzése a 2018. július 27-i holdfogyatkozáshoz. – Forrás: http://www.eclipsewise.com/oh/ec2018.html