Már elérhető a Tejútrendszer készülő háromdimenziós térképe

Háromszögelés – csillagászati módon

Az űrkorszakban már természetes, hogy ember alkotta eszközökkel a Földön kívülről is vizsgálják a kozmikus térséget. A közvélemény figyelmét leginkább az kelti fel, ha a legkorszerűbb technikával készült űreszközök valamelyikével korábban nem látott részletességű kép készül egy-egy égitestről. De nem mindegyik csillagászati célú űrszonda feladatai közé tartozik a képalkotás, a kutatók számára más információ is fontos lehet.

Talán meghökkentő, de az égitestek helyzetének meghatározása – az asztrometria – is szolgálhat lényeges újdonságokkal. Ősidőktől kezdve egészen a 19. század közepéig (ekkor alakult ki az asztrofizika tudománya) a csillagászat legfontosabb feladata az égbolton látható fényforrások pozíciójának megmérése volt, és ezekből az adatokból tudtak következtetni az égitestek mozgására. Több mint négy évszázada például Johannes Kepler ilyen mérések alapján ismerte fel a bolygók mozgását leíró törvényeket, amelyeket később róla Kepler-törvényeknek neveztek el.

A folyamatosan korszerűsödő méréstechnika az égitestek helyzetének egyre pontosabb meghatározását teszi lehetővé. A szögmérés pontosságának fokozására azért is égető szükség van, mert az egyre nagyobb átmérőjű optikai távcsövekkel egyre több és halványabb csillag válik észlelhetővé. A Naprendszer otthonául szolgáló galaxist, a Tejútrendszert nagyjából 200 milliárd csillag alkotja. Hogy ilyen elképesztően nagy számú csillag között sikerüljön eligazodni, tökélyre kellett fejleszteni a pozíciómeghatározást. Ennek részeként viszont az asztrometriai méréseket Földön kívül elhelyezett műszerrel kell végezni, mert a földi légkör sokat ront a csillagászati pozíciómérés pontosságán. De nem csak ezért szükséges a szuperpontos szögmérés.

Míg a naprendszerbeli égitestek feltűnően mozognak a csillagokhoz képest (erre a bolyongásra utal a „bolygó” név is), a csillagok hónapok-évek alatt is alig mozdulnak el egymáshoz viszonyítva. De mozognak! Ennek az elmozdulásnak az egyik oka az ún. parallaxis. Ez a jelenség lehetővé teszi a megfigyelt csillag távolságának meghatározását is, ami a csillagászat talán legfontosabb feladata. A parallaxis elvén alapul a térbeli látásunk is. Előbb az egyik, majd a másik szemünket becsukva kissé eltérő háttér előtt látjuk a kinyújtott mutatóujjunkat. A két szemünk pupillájának távolságából és az ujjunk irányának mért szögelmozdulásából nagyon egyszerűen kiszámítható, hogy milyen „messzire” nyújtottuk ki az ujjunkat. Ez lényegében a háromszögelés módszere, amelyet a geodéziában hétköznapi és tudományos célokra is kiterjedten alkalmaznak.

A parallaxis elve Forrás: parallaxperspective.com

Mivel a csillagok irdatlanul nagy távolságra vannak tőlünk, a háromszögeléshez megfelelően hosszú szakasz két végpontjából kell nézni a mérendő távolságú csillagot, és még így is nagyon kicsi lesz a parallaxis szöge. A Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri 4,25 fényévre van tőlünk, és ilyen távolságból nézve a Proxima alig másfél ívmásodpercet mozdul el a végtelen távolinak gondolt háttércsillagokhoz képest, ha a Nap körül keringő Föld pályájának két átellenes pontjából (azaz fél év különbséggel) mérjük meg a helyzetét.

A Tejútrendszer átmérője viszont kb. 100 000 fényév! Így a saját galaxisunk feltérképezéséhez legalább százezred ívmásodperc pontosságú szögmérésre van szükség. És nem csak arra: A távcsövünk látómezejében levő valamennyi csillagnál fellép a Föld Nap körüli keringése miatti parallaktikus elmozdulás. Természetesen minél távolabbi csillagról van szó, annál kisebb a periodikus elmozdulás mértéke, de mégsem jogos feltételezni, hogy a „háttércsillagok” végtelen távoliak. Ezért a parallaxis szögét nem a távcső látómezejében levő halvány csillagok pozíciójához viszonyítva kell meghatározni, hanem az égbolt egészen más irányában látszó csillagokéhoz képest. Ez földi távcsövekkel lehetetlen, mert a légkörben kialakuló fénytörés meghamisítja a mérési adatokat. Ezért van szükség arra, hogy a csillagok helyzetét a Földön kívülről, űrtávcsövekkel határozzuk meg.

A csillagászatban a parallaxis mérése a Föld Nap körüli keringési pályájának két átellenes pontjából történik. Az alapszakasz hossza így kb. 300 millió km. Balra: kis látómezejű távcsővel észlelve csak a háttércsillagokhoz viszonyított relatív parallaxis állapítható meg. A földi légkör fölé emelkedve tetszőleges irányban látszó két csillag egymáshoz viszonyított helyzetének időben periodikus változásából kiszámítható az abszolút parallaxis.

Hipparcos – az első asztrometriai űrszonda

Az első asztrometriai mesterséges hold, az Európai Űrügynökség (ESA) Hipparcos szondája 1989–1993 között működött. A szonda neve valójában betűszó (High Precision Parallax Collecting Satellite, azaz nagy pontosságú parallaxisgyűjtő hold), amely Hipparkhosz, ókori görög csillagász nevére emlékeztet. Ahhoz, hogy az egy csillag egyedi, ún. sajátmozgásához adódó parallaktikus elmozdulás jól kirajzolódjon, legalább 3 éves méréssorozatra volt szükség.

A negyed századdal ezelőtt működött Hipparcos asztrometriai űrszonda méréseiből kirajzolódik egy csillag égi pályája. A sajátmozgásra rakódó periodikus elmozdulás az éves parallaxis Forrás: ESA Hipparcos

A Hipparcos mérési programján mintegy 118 000 csillag szerepelt, és mindegyikről legalább 100 mérés született, amíg a szonda működött. Az így előállt hatalmas adattömegből végül minden programcsillagra 5 adatot határoztak meg: a csillagászok által használt koordináta-rendszerben a hosszúságnak és a szélességnek megfelelő koordinátákat, a sajátmozgást (az egy év alatti helyzetváltozást) a két koordinátairány mentén, valamint a trigonometrikus parallaxist, azaz az égitest távolságát a Naptól. Mindezt ezred szögmásodperces pontossággal, ami földi távcsöves mérésekkel lehetetlen az optikai tartományban.

Egy égitest helyzetének teljes leírásához az imént említett 5 adat nem elegendő. Szükség van a térbeli mozgás harmadik komponensére is: a sajátmozgás az égbolt érintősíkjában látszó elmozdulást írja le, ami még hiányzik, az a látóirány mentén végzett mozgás. Ez utóbbi az objektum spektrumából, pontosabban a színképvonalak észlelt hullámhosszából határozható meg a Doppler-hatás figyelembevételével.

Példátlanul pontos Gaia

A Hipparcos mérései alapján összeállított katalógust 1997-ben tették közzé, majd 2007-ben egy újabb változatot hoztak nyilvánosságra a teljes adattömeg újraredukálása után. Ekkor azonban már javában zajlott az újabb európai asztrometriai szonda, a Gaia előkészítése. A Hipparcos ugyanis megmutatta, hogy milyen fontos eredmények érhetők el a pontosabb távolságadatok birtokában, de azt is előrevetítette, hogy mennyi mindenre derülhet fény, ha sikerül még tovább növelni a csillagászati szögmérés pontosságát.

A Hipparcos sikerét látva az ESA illetékesei hamar jóváhagyták egy több nagyságrenddel pontosabb pozíciómérést végző űrszonda készítését, annak ellenére, hogy még azt sem lehetett tudni, hogyan érhető el a milliomod ívmásodperces mérési pontosság. Eredetileg az interferometria módszerét kívánták alkalmazni, de a rendelkezésre álló idő rövidsége és a technikai nehézségek miatt erről le kellett mondani. A mérések során inkább a Hipparcos szondánál már jól bevált eljárást alkalmazzák: ott az égitestek fénye egy sűrűn rovátkázott optikai rácson át jutott a detektor felületére, méghozzá egyidejűleg két nagyon eltérő irányból. A Gaia esetében egymással 106,5 fokos szöget zár be az a két tükör, ami az égbolt egy-egy részletét a detektor felé vetíti. Mivel a szonda ismert sebességgel egyenletesen forog, az égi források lassan átvonulnak a detektor előtt. Ez utóbbi egy 104x42 cm felületű, 106 CCD-ből álló chip, az ehhez kapcsolt számítógép rögzíti minden egyes égitest áthaladását (időpont, fényesség és helyzet). A CCD-kamerarendszer több mint egymilliárd pixelt tartalmaz, és ez az eddigi legnagyobb, űrtávcsőhöz csatlakoztatott kamera. Tekintve, hogy a Gaia forgástengelyének iránya nem állandó, hanem ún. precessziót végez (mint egy búgócsiga a pörgése során), a detektorral az egész eget végig lehet pásztázni, és egy vizsgált égterület újramérésekor a korábbitól eltérő irányú égi régió kerül a látómezőbe. Így gyakorlatilag minden csillag helyzete összehasonlítható minden más csillagéval. De a pontosságon kívül a Gaia másban is felülmúlja negyed századdal korábbi elődjét, a Hipparcost.

A Gaia fantáziaképe Forrás: ESA

A Gaia projekt monumentalitását néhány számadattal is érzékeltetni lehet. Míg a Hipparcos által észlelt leghalványabb csillagok 12 magnitúdósak (a szabad szemmel látható leghalványabb csillagoknál kb. 250-szer gyengébb fényességűek) voltak, és ilyen halvány csillagok csak kivételes esetben kerültek be a Hipparcos programjába, a Gaia minden égi pontforrást (csillagot, naprendszerbeli kisbolygót, kozmológiai távolságban levő kvazárt) észlel 20,7 magnitúdós fényességhatárig, azaz több ezerszer halványabbnak látszó égitestek észlelésére képes, mint a Hipparcos. A szögmérési pontossága a Hipparcosra jellemző ezred ívmásodperc helyett a legfényesebb 25 millió csillagra 10-20 milliomod ívmásodperc, a halványabbakra pedig 300 milliomod ívmásodperc, azaz ebben a tekintetben is 1-2 nagyságrend a javulás. Lényeges előrelépés az is, hogy a Gaia a mérései során olyan színképet is készít a látómezején áthaladó égitestekről, amelyek alapján meg lehet határozni a színképvonalak hullámhosszának Doppler-eltolódását, ebből pedig az észlelt égitest látóirányú sebességét. Az 5 évig tartó mérési időszak alatt jól kirajzolódik minden vizsgált csillag parallaktikus elmozdulása, amelynek alapján a pontos távolsága is kiszámítható. A távolság és a két koordinátaérték megadja a szóban forgó objektum helyét, a sajátmozgás két mérhető komponense és a látóirányú sebesség pedig a térbeli mozgás irányát. Ezek alapján készül majd el a Gaia misszió végén a Tejútrendszer háromdimenziós dinamikus térképe.

A most közrebocsátott adatok még nem ilyen horderejűek. Egyelőre csak a Hipparcos misszió Tycho nevű programja során észlelt 2 millió csillag koordinátái, sajátmozgása és távolsága válik hozzáférhetővé, és ezek értéke is még kevésbé pontos, mint amilyen a teljes mérési sorozat befejezése után lesz. Újabb adatközlésre legalább fél évet kell várni, de akkor már valamennyi észlelt fényforrás koordinátáit közzéteszik.

A Gaia által eddig észlelt források elhelyezkedése az égen. A képen jól kirajzolódik a Tejútrendszer fősíkja, alatta jobbra pedig a két Magellán-felhő. Forrás: ESA/Gaia/DPAC, Moitinho, A. –Barros, M., Lisszaboni Egyetem

Az ilyen jellegű közlési politika indítéka nem a titkolódzás vagy a szakmai féltékenység. A Gaia program felelős vezetőinek az a céljuk, hogy csak olyan adatokat tegyenek közzé, amelyek utólag is értékállónak bizonyulnak, és a tudományos közösség számára hasznos hozzájárulást jelentnek jövőbeli kutatásaikhoz.

Hogy mennyire szakmai indokok motiválják az adatok közlését vagy visszatartását, azt legjobban a Gaia egyik alprojektje szemlélteti. A folyamatosan zajló mérések közben számítógépekkel összehasonlítják, hogy egy-egy objektum mennyire állandó fényességű. Ha kiugró eltérést, tehát hirtelen kifényesedést vagy elhalványodást találnak (néhány nap, hét vagy hónap nagyon rövid időszak a kozmikus időskálán), akkor felhívást tesznek közzé a Gaia Science Alerts részéről, amelyben megadják az érdekesen viselkedő égitest pontos helyét az égen, és azt is közlik, hogy milyen jellegű változást tapasztaltak. A csillagásztársadalom közös érdeke ugyanis az, hogy a tranziens fényességváltozást mutató égitestek viselkedését minél alaposabban megismerjék, és ehhez nemzetközi összefogás szükséges. A felhívást követően bárki észlelheti a megadott égitestet a rendelkezésére álló földi távcsővel, akár a fényesség időbeli változását követve, akár színképet készítve. Ilyen riasztások eredményeként találtak már szupernóvákat és nagyon ritka változócsillagot is.

Változócsillagok minden mennyiségben

Egyáltalán nem ritka jelenség az, hogy egy csillag fényessége változik. A manapság használatos eszközökkel mérve a csillagok kb. 10%-ánál mutatható ki a fényessége legkülönfélébb időskálájú változása (a másodperc törtrészétől kezdve a néhány éves lassú ingadozásig). A csillagászok számára a változócsillagok azért különösen fontosak, mert a fényességváltozás időbeli lefolyásából következtetni lehet a csillag fizikai tulajdonságaira és bizonyos esetekben a csillag belső szerkezetére is. Becslések szerint a Gaia mérései alapján 100 millió új változócsillag felfedezése várható. A mérési program elején 4 héten át a déli ekliptikai pólus környékét vizsgálta a Gaia. Ennek során nagy mennyiségű adatot gyűjtött a Tejútrendszer legnagyobb kísérőgalaxisa, a Nagy-Magellán-felhő csillagairól is, közte sok-sok cefeida és RR Lyrae típusú változócsillagról.

Példa a Gaia fotometriai pontosságára: néhány extragalaktikus cefeida időbeli változásáról készített fázisgörbe Forrás: ESA, Gaia, G. Clementini, G. et al.

Magyar csillagászok közreműködése a Gaia projektben

A Gaia működésének első 16 hónapja alatt kapott mérési adatok tehát tudományos felhasználásra alkalmas formában szabadon hozzáférhetők. Hogy ez megvalósulhasson, számos európai ország több száz kutatója éveken át dolgozott. A Gaia űrszonda tudományos programjának kidolgozásában magyar csillagászok is – főként az MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet munkatársai – az adatfeldolgozó konzorcium megalakulása óta részt vettek. Munkájukat 2009 és 2014 között az ESA PECS programja támogatta. Fő feladatuk a fényességadatok elemzése és olyan szoftverek készítése, amelyekkel minél több, a pulzáló változócsillagokra vonatkozóinformációt ki lehet nyerni az egyes csillagokra kapott észlelési adatokból. Az időbeli mintavételezést ugyanis érthető módon az asztrometria minél pontosabbá tétele motiválta, miközben a változócsillagok kutatásának szempontjai háttérbe szorultak. Az intézet munkatársai ugyancsak részt vesznek a tranziens fényváltozások riasztás utáni követésében a Piszkéstetői Obszervatórium távcsöveivel.

A Gaia misszió részletes leírása a közeljövőben jelenik meg az Astronomy and Astrophysics folyóiratban, több különálló szakcikkben.

További források érdeklődőknek

• A Gaia első adatközlésére (Gaia DR1) vonatkozó további információk, statisztikai adatok itt érhetők el.
• A Gaia DR1 keretében nyilvánosan elérhető online adatbázis itt található.
• Az Európai Űrügynökség sajtóközleménye az első adatok nyilvánosságra hozatala alkalmából.