Ez a kis írásocska egy Gucsik Bencével folytatott facebook-csetből született. Bence azt kérdezte, hogy melyik a Tejútrendszerre legjobban hasonlító extragalaxis?
Sokak meglátása szerint az UGC 12158 hasonlít ránk legjobban. Mások azonban az M83-at, és az NGC 6744-t is felhozzák példának. Utóbbit igen sokan emlegetik a Tejútrendszer ikertestvérének. Összességében azonban nem várjuk, hogy csak egy galaxis hasonlít ránk olyan nagyon, hiszen a galaxisok fejlődésének is megvannak a maga törvényei, amelyek minden galaxisra érvényesek. Ugyanakkor a környezetnek igen erős befolyásoló hatása van a galaxisokra (is). Ha két galaxis nagyon megközelíti egymást, akkor az általuk keltett árapályerők nagyon megváltoztathatják a galaxisok kinézetét.
Messier 83 (NGC 5236). Az M83-at gyakran SAB típusú galaxisnak osztályozzák. Küllős (horgas, vagy inkább rudas) spirálgalaxis, vagyis nem a magjából indulnak ki a spirálkarok, hanem a magból ellentétesen két irányba kiágazó, rúdszerű alakzat végéről. Nicolas Louis de Lacaille fedezte fel távcsövével 1752. február 23-án a dél-afrikai Fokvárosból. 15 millió fényévre van tőlünk, a Hydra (Északi Vízikígyó) csillagképben látszik. Párizsból Charles Messier 1781 márciusában figyelte meg és vette fel katalógusába. Fényessége 7,5 magnitúdó, így ez a galaxis akár binokulárokkal is látszik jó égről. Deklinációja kb. -30 fok, így Magyarországról is látható, bár csak 13 fokra emelkedik tőlünk nézve a horizont fölé. Ez azt jelenti, hogy jó déli horizontú helyre van szükség a megfigyeléséhez, különben fák, épületek, horizontközeli pára és fényszennyezés eltakarja előlünk.
VCSE – Az M83 (Messier 83) az Európai Déli Obszervatórium (European Southern Observatory, ESO) Chilében lévő, 8 méteres Nagyon Nagy Távcsövével (Very Large Telescope, VLT) készült felvételén. A kép közzétételének időpontja: 2005. A felvételhez B és R sávban, valamint H-alfában készült képeket használtak fel.
Típusában az SAB gyengén kifejlett rudakra (küllőkre) utal. A spirálkarjai kismértékben “sérültek”, talán azért, mert egy közeli pekuliáris törpegalaxis, az NGC 5253 és az M83 gravitációsan kölcsönhatottak az utóbbi pár milliárd évben. Ennek maradványa lehet az egyik, enyhén torzult spirálkar. A kölcsönhatás idején az M83-ban csillagkeletkezési hullám indult be.
A magtól 20 kiloparszekre ma is erős ütemben folyik a spirálkarok vezető oldalán a csillagkeletkezés. Hat szupernóvát figyeltek eddig meg az M83-ban: SN 1923A, SN 1945B, SN 1950B, SN 1957D, SN 1968L és SN 1983N. (A szupernóvák elnevezésében az SN a szupernóva rövidítése, a számok a felfedezés évét jelölik, a betűk pedig az adott évben a felfedezés sorrendjét jelölik.) Érdekes amatőrcsillagász-projekt lehetne egy ilyen gyakran szupernóvákat produkáló galaxis rendszeres ellenőrzése, hogy egy újabb szupernóvát fedezhessen fel valamelyikünk.
Az M83 az ún. M83-Centaurus A galaxiscsoport tagja. Ez a galaxiscsoport két alcsoportból áll, az egyiknek a domináns galaxisa az M83, a másiké a Cen A. A csillagászatban még nincs egységes vélemény arról, hogy ez a két alcsoport önállóan is galaxiscsoportoknak tekinthető, vagy egy nagyobbat formálnak. Mindenesetre azt tudjuk, hogy a két alcsoport egymás felé mozog jelenleg.
NGC 6744. Az NGC 6744 egy átmeneti spirálgalaxis, ami 30 millió fényévre van tőlünk és a Pavo (Páva) csillagképben látszik. Messze délen van, -64 fokos deklinációjával Magyarországról nem figyelhető meg. James Dunlop skót csillagász fedezte fel 1826. június 30-án Ausztráliából. Az NGC 6744A jelű kísérőgalaxisa nagyon hasonlít a mi Magellán-felhőinkre. A Virgo-szuperhalmaz tagja. (A Zsiráfban az NGC 2336 hasonlít az NGC 6744-re, és tőlünk nézve mindig megfigyelhető (cirkumpoláris Magyarországról). Az NGC 2336-nak legalább nyolc spirálkarja ismerhető fel a róla készült legjobb képeken, de átmérője 200 000 fényév, kb. kétszer akkora, mint a Tejútrendszer. Az NGC 2336 is SAB típusú, de csak 10,3 magnitúdós, mert messzebb van: kb. 91 millió fényévre tőlünk). Összehasonlítva az NGC 6744 képét az M83-éval, látható, hogy az NGC 6744-re valamilyen kis szögből nézünk rá, az M83-ra viszont teljesen a lapjáról.
VCSE – Az NGC 6744 fényképe. Az ESO 2,2 méteres távcsövével, B, V, szélessávú R és H-alfa szűrőkkel készült kép. – Forrás: ESO.
UGC 12158. Ez a galaxis sokak szerint a Tejútrendszerre legjobban hasonlító csillagváros. Sb-típusú rudas (küllős, horgas) galaxis, amely 384 millió fényévre található tőlünk. 140 ezer fényév átmérőjűre becsülik. 2003. december 15-én egy szupernóva tűnt fel benne, ami V=19,2 magnitúdó fényességű volt felfedezésekor. Később egészen V=17,5 magnitúdóig fényesedett tovább. 2004. szeptember 4-ig volt látható, akkor a használt műszerek teljesítőképességének határa alá esett fénye. SN 2004ef-re keresztelték. Szülőégitestje (progenitora) nem ismert. Színképét felvették, aszerint I-es típusú volt.
VCSE – AZ UGC 12158, sokak szerint méretében és kinézetében a Tejútrendszerre legjobban hasonlító extragalaxis. A Hubble Űrtávcső felvétele. – Forrás: NASA/ESA HST
Amikor a Voyager-2 űrszonda 1989-ben elrepült a Neptunusz mellett, egy nagyméretű sötét foltot vett észre a Neptunuszon, amit egy ottani időjárási jelenség okozott. Egy most tanulmányozott folt mérete pedig akkora volt, hogy ha a Földön lenne, az Egyesült Államok-beli Bostontól Portugáliáig elérne, átnyúlva az Atlanti-óceánon. Működésbe állása (1990) óta a Hubble Űrtávcsővel (Hubble Space Telescope, röv. HST) folyamatosan monitorozták a neptunuszi óriásviharok fejlődését. Eközben új viharok kifejlődését is látták. Az alábbi képsorozat azt is bemutatja, milyen felbontást érhetünk el a Neptunuszról a 2,4 méter főtükör-átmérőjű HST-vel. Megjegyzendő, a Neptunusz kb. 30-szor távolabb kering a Naptól, mint a Föld.
Míg a Jupiter Nagy Vörös Foltja, egy anticiklon, legalább két évszázada folyamatosan létezik – esetleg még régebb óta -, a Neptunuszon a viharok megjelennek, néhány évig léteznek, majd eltűnnek. Az eltűnést azonban eddig csak onnét tudtuk, hogy egy idő után a vihar okozta foltokat nem láttuk (pl. mert a Nappal történő együttállás, vagyis a bolygó nem megfigyelhető időszaka során tűntek el a foltok, vagy egyszerűen nem volt elég sok mérés az adott időszakban). Most viszont sikerült megfelelő észlelési sorozatot gyűjteni ahhoz, hogy egy ilyen viharfolt eltűnésének folyamatát dokumentálják.
A felvételsorozat 2015-2017 között, két évnyi időszak alatt készült. A bolygó anticiklonjai, mint a fenti képsorozaton bemutatott is, a Neptunusz mélyebb légköri régióiból kever fel anyagot, majd a várakozások szerint később a lesüllyedő folt hirtelen szét is oszlik sok apró felhőre. E folt azonban másképp viselkedett (lásd a képaláírásban). Érdemes megjegyezni, hogy a Neptunusz szelei a legsebesebbek a Naprendszerben, és az ottani szuperszonikus sebességet is elérhetik. A tenger régi istenéről elnevezett bolygón egyébként egyszerre három szélirány is uralkodó: az egyik az egyenlítő mentén nyugatra fúj, a másik kettő keletre, amelyek az egyenlítőtől északra és délre a pólusok felé jelentősek.
A Neptunusz viharait mindössze a Voyager-2-vel és a HST-vel sikerült eddig észlelni. Mivel a Voyager-2 csak elrepült a bolygó mellett, nem készített hosszútávú megfigyeléseket a foltokról. Csak a HST-vel sikerült ezek időbeli fejlődését tanulmányozni.
Az eredményekről az Astronomical Journal c. lap számolt be. A híradás forrása itt található.
Mindeközben ugyancsak a HST-vel 2018-ban egy új sötét folt születését figyelték meg a Neptunuszon.
VCSE – Röntgenfényben megfigyelhető szuperbuborékok az NGC 3079 galaxisban a Chandra röntgenműhold felvételén – APOD, NASA
A fenti kép a Chandra műhold röntgentartományban működő távcsövével készült, és 2019. március 5-én volt a Nap Csillagászati Képe. A tőlünk kb. 50 millió fényévre elhelyezkedő, a Nagygöncöl (Ursa Maior, UMa) csillagképben látható NGC 3079 rudas (horgas) spirálgalaxist mutatja, de nem a látható fényben, hanem röntgentartományban. A 11,5 magnitúdós galaxis közepes amatőrcsillagászati távcsövekkel is látható, különösen áprilisban, amikor az UMa magasan a fejünk felett jár. A kép érdekessége, hogy ún. szuperbuborékok láthatók rajta, amiket az alábbi képen külön is bejelöltek:
VCSE – Szuperbuborékok (supperbubbles) az NGC 3079 extragalxisban – APOD, NASA, Chandra
A képen a “supermassive black hole” felirat a két szuperbuborék között az NGC 3079 extragalaxis közepén található, kb. 2,4 millió naptömegű, nagyon nagytömegű fekete lyuk helyét mutatja. A szuperbuborék létrejötte ehhez a központi fekete lyukhoz kapcsolható. Az itt megfigyelhető szuperbuborékok 3000-3500 fényév méretűek lehetnek. Az NGC 3079-ben jelenleg láthatók talán egymillió évvel ezelőtt jöttek létre. Azt gyanítják, hogy kb. minden 10 millió évben egyszer aktívvá válik e fekete lyuk, és nagysebességű részecskéket lövell bele a csillagközi anyagba. Ezzel a csillagközi anyagot összesöpri, annak sűrűsége megnő, és nagy csillagkeletkezési hullám indul be.
A szuperbuborékok és a buborékok a csillagközi anyag olyan tartományai, amelyek belsejében a csillagközi anyag sokkal ritkább, mint a buborék/szuperbuborék határán, Pont, mint egy szappanbuborékban… A buborékok és szuperbuborékok idővel eloszlanak, így eltűnnek a galaxisok csillagközi anyagában.
A buborékok létrejötte. A buborékokat szupernóva-robbanások lökéshullámai hozzák létre: a lökéshullám maga előtt összesöpri a csillagközi anyagot, ez lesz a buborék fala. A belső, üreges rész maga a buborék.
Egy szupernóvarobbanásban tipikusan 1045 J energia szabadul fel. Az OB-asszociációkban (vagyis ilyen csillagokból álló nyílthalmazokban) nagyon sok nagytömegű, akár 15-120 naptömegű csillag is van, ezek mind forrók és fiatalok. Nem is lehetnek öregek, mert egy ilyen nagytömegű csillag tömegétől függően négy-öt millió, néhány tízmillió vagy pár százmillió év alatt II-es típusú szupernóvarobbanásban felrobban. A csillag helyén fekete lyuk, neutroncsillag vagy semmi sem marad, attól függően, hogy a csillag magja összeroskadt kompakt objektummá vagy teljesen szétrepült. Természetesen a csillag külső maradványai szupernóvamaradványként: szétrepülő gázfelhőként tágulnak.
Egy-egy ilyen OB-asszociációban csak egy-két tucat csillag van, másokban akár 100 darab is, de ennél több nemigen. (Egyszerűen a csillagközi felhők tömege nem elég nagy, hogy ennél több ilyen nagytömegű csillagot egy csoportban létrehozzanak.) Mivel mindegyik rövid időn belül egymás után szupernóvaként robban fel, az asszociáció létrejötte után néhány tízmillió-százmillió éven belül a halmaztagok szupernóvarobbanások sorozatát hozzák létre: igazi tűzijátékot látunk, ha ki tudjuk várni.
A szupernóvarobbanásokban a csillag külső rétegei nagyságrendileg 15 000 km/s körüli sebességgel hagyják el a csillagot, és gyorsan tágulnak. Nagy energiát visznek magukkal a táguló csillagmaradvány gázrészecskéi, mert nagy kezdősebességgel indultak el. Az OB-asszociáció anyagába és a környező csillagközi anyagba is beleütköznek és magukkal ragadják. A lökéshullámok elkezdik az anyagot kifelé söpörni. Mivel – csillagászati skálán mérve – gyors egymásutánban több szupernóva is erős lökéshullámot indít el kis belső, központi helyről, egy hatalmas méretű buborékot hoznak létre, amin belül az anyagot a lökéshullámok kifelé söprik.
Szuperbuborékok létrejötte. Az egyes galaxisokban megfigyelhető ilyen szuperbuborékokat a csillagkeletkezési hullámok szupernóvarobbanásai hozzák létre. Egyesek szerint sok-sok buborék egyesülése adja ki a szuperbuborékokat, mások reálisabbnak tűnő elképzelése szerint sok, egymáshoz közelebbi violens esemény együttes hatása hozza létre. (Vagyis pl. sok, egymáshoz térben és időben közeli szupernóva-robbanás.)
Amikor a központi fekete lyuk aktív, akkor egyszerre nagyon sok OB-asszociáció keletkezik, és a szuperbuborékok száma és mérete is megnőhet.
A Lokális Buborék. A Nap és vele együtt a Naprendszer is egy ilyen buborékban van. Itt a csillagközi anyag sűrűsége nagyságrenddel kisebb, mint másutt. Ezt a szuperbuborékot 1-es huroknak (Loop 1) hívják, és a legutóbbi 10-20 millió évben robbant szupernóvák hozták létre, mi pedig most haladunk keresztül rajta. A lenti kép mutatja néhány fényes, közeli csillag és a Nap helyzetét, hogy mi merre haladunk és a csillagközi anyag merre mozog.
A következő kép pedig az ezen belüli Lokális buborék határait mutatja – ezen a buborékon éppen keresztülhaladunk.
Egy buborék belsejében a hőmérséklet akár millió fokos is lehet, a falában pedig emissziós sugárzás okoz fénylést.
A csillagközi anyagban előforduló kisebb buborékok és a nagyobb szuperbuborékok nem is olyan ritkák a Tejútrendszerben sem. Oldalról nézve egy ilyen buborék vetületben látszik: kör, ív, hurok, vagy az anyageloszlástól függően gyűrűszerű alakot mutat. Az idősebb buborékok hűlnek, és kölcsön is hathatnak a galaxisok poranyagával, amit felmelegíthetnek. Ezeknek a gyűrűszerű alakzatoknak egyik fontos katalógusát Dr. Könyves Vera és munkatársai állították össze 2006-ban: 462 darab ilyen gyűrűszerű, távoli infravörösben látszó alakzatot találtak. Ezeket részben a nagytömegű csillagok erős csillagszele, részben a szupernóvarobbanások lökéshulláma, részben a Galaxisunkban kavargó anyag turbulens áramlása hozza létre és alakítja. (Forrás: https://arxiv.org/abs/astro-ph/0610465)
Más galaxisokban is találtak szuperbuborékokat. A fenti kép a kb. 160 ezer fényévre lévő Nagy Magellán-felhő-beli N44 jelű szuperbuborékról készült, aminek fala kékesben szépen világít. Az N44-et először Karl Henize vette fel egy katalógusba (1956-ban), átmérőjét 1000 fényévben határozták meg. A közepén lévő “lyuk” átmérője kb. 250 fényév. Kb. negyven csillagból álló asszociáció van a belsejében, közte egy csillagnak rendkívül erős a csillagszele, ami nagyon erősen hozzájárul a köd alakjának alakításához: a csillagszele összesöpri maga előtt a köd anyagát. A képen is látni, hogy a köd sűrűsége nagyon erősen változik: az asszociáció-beli szupernóvák lökéshulláma alakította ilyenre. A múltbéli szupernóvarobbanásokra a ködből érkező röntgensugárzás is bizonyíték. A köd a valóságban inkább rózsaszínes vöröses színű, amit a hidrogén, és az egyszeresen, illetve kétszeresen ionizált oxigén emissziós sugárzása okoz. A mellékelt kép azonban a déli féltekén található 8 méteres Gemini-dél teleszkóppal készült, három nagyon specifikus szűrővel: H-alfa 656 nm-en, [OIII] (kétszeresen ionizált oxigén egyik hullámhossza) és [SII] (egyszeresen ionizált kén egyik vonala), ezt színezték meg sorra lilával, ciánkékkel és naranccsal, ezért lett ilyen színű a kép.
A szerző köszönetet mond Dr. Könyves Verának (Jeremiah Horrocks Institute, University of Lancashire) a cikk első változatának kommentálásáért. Ha valami hiba vagy téves fogalmazás benne maradt mégis, az csakis a szerző hibája.
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.
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
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 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.
