Vinkó József-Szatmáry Károly-Kaszás Gábor-Kiss László
A csillagok színképe

(cikk az 1998-as Meteor Csillagászati évkönyvben)

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 mérô fotometriai módszerek mellett. Ennek elsôdleges oka nyilván a szükséges műszerezettség hiánya, mivel a spektroszkópia nagyságrendekkel nagyobb teljesítôképességű 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 működô csillagász csoport tagjai az elmúlt években értek el. Elôtte azonban röviden, hiánypótló jelleggel összefoglalja a spektroszkópia csillagászati alkalmazásában használt fontosabb alapfogalmakat, műszereket és fôbb vizsgálati módszereket. Az irodalomjegyzékben felsorolt művekben (különösen a [7]-ben) megtalálhatók az itt nem részletezett spektroszkópiai információk.

A csillagok színképtípusa
A modern színképosztályozás a csillagok légköri hômérsékletén és nyomásán alapul (lásd Meteor 1997/4.szám 6.o.). A hômérséklet meghatározza a csillag színét és felületegységének fényességét. A nyomás a felszíni gravitációs gyorsulástól, így durván a csillag méretétôl függ. A méret és a felületi fényesség megadja a csillag luminozitását, a teljes fényteljesítményét. Ennek ismeretében a távolságra is következtetni lehet. A fizikusok felfedezték, hogy az izzásig hevített szilárd testek, folyadékok vagy sűrű gázok folytonos spektrumú sugárzást bocsátanak ki mindenféle vonalak nélkül, ez a kontinuum. Egy ritkított forró gáz azonban csak az atomjaira jellemzô bizonyos hullámhosszokon (színeken) sugároz, ilyenkor fényes emissziós vonalakat figyelhetünk meg a széles, szivárványszínű sávok helyett (1. színes ábra). Ha hidegebb gáz helyezkedik el valamilyen sugárzó objektum elôtt, akkor sötét elnyelési vagyis abszorpciós vonalak jelennek meg a színképben (2. színes ábra).

1. ábra: A folytonos, az emissziós és az abszorpciós színkép kialakulása

2. ábra: Egy csillag színképének kialakulása

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 (hômérséklet, nyomás, elektromos és mágneses tér erôssége, 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 fôsorozati (V luminozitási osztályú) csillagok fényintenzitásának hullámhosszfüggését mutatjuk be.

3. ábra: Különbözo színképtípusú fosorozati csillagok spektruma

Az O-B-A-F-G-K-M típus-sor mentén egyre alacsonyabb a felszíni hômérséklet, egyre több a megjelenô 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 hômérsékletére. A legtöbb információ azonban a színképvonalak vizsgálatából származik. A vonalak azonosítása és erôssége a kémiai összetétel meghatározását teszi lehetôvé, amelybôl 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 lévô fizikai körülmények meghatározasa mellett a csillag forgásának sebességére, az esetleges pulzációra, csillagszélre, tömegvesztésre, felszíni foltokra, a csillag körüli anyagra, kettôsségre és sok másra enged következtetni. Persze a Földön megfigyelt színkép a csillagtól, a köztünk lévô csillagközi anyagtól és a földi légkörtôl együtt származik. A vonalak azonosításánál vigyázni kell erre, el kell különíteni a más-más eredetű vonalakat, sávokat.

Spektroszkópiai műszerek
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. Késôbb a XIX.század kiemelkedô fizikusai bizonyították be, hogy ez a felbontás annak következménye, hogy a fény olyan hullámokból áll, melyek hullámhossza (ill. frekvenciája) különbözô. Olyan optikai elemekkel (ún. bontóelemekkel), melyek a különféle hullámhosszúságú komponenseket különbözôképpen 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 lefényképezô spektroszkóp elnevezésére használták. Egy tipikus csillagászati spektrográf vázlatos elrendezése látható a 4. ábrán.

4. ábra: Csillagászati spektroszkóp elvi elrendezése

A belépô rést, amelyen keresztül jut a fény a spektroszkópba, a távcsô 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 elô. A színképet egy leképezô rendszer (az ábrán ez a korrektorlencsébôl és a kameratükörbôl áll) juttatja a detektorra, amely lehet fotolemez, vagy újabban CCD-mátrix. Már ebbôl az elvi elrendezésbôl is látszik, hogy miért van szükség nagy átmérôjű, fényerôs teleszkópokra a csillagászati spektroszkópiához. Egyrészt a sok optikai elemen történô fényveszteség intenzitáscsökkenéssel jár, másrészt a diszperzió következtében a beesô fény a keletkezô spektrum viszonylag nagy felületén oszlik el, emiatt a fénysűrűség erôsen 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 tükörátmérôjű teleszkóp szükséges. általában minél nagyobb átmérôjű távcsövünk van, a kívánt jel/zaj érték annál rövidebb expozíciós idô alatt érhetô el. A spektroszkóp sok egyéb mellett két igen fontos jellemzôje 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 elô. A feloldóképesség annak jellemzésére szolgál, hogy az adott hullámhosszon mekkora az a delta lambda hullámhossz-különbség, amely még éppen megkülönböztethetô. Mindkét paraméter végsô 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 fôleg akkor szükségesek, ha egyedi színképvonalakat akarunk tanulmányozni, pl. sebességmérés céljából (lásd késôbb). A nagyfelbontású spektroszkópok reciprok lineáris diszperziója kicsi (jellemzô 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 lehetôvé tevô berendezés az ún. echelle spektrográf, amelyben két bontóelem (általában egy nagy feloldóképességű rács és egy kisebb feloldóképességű prizma) van elhelyezve, egymásra merôleges diszperzióval. Az optikai rács ugyanis egyszerre több spektrumot is elôállít (ún. különbözô optikai rendeket), melyek diszperziója egyre növekvô. A magas rendszámhoz (20 - 30) tartozó spektrumok már kellôen 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 elsôre merôleges irányban "húzza szét" a spektrumot, ezáltal az egymást átfedô, azonos helyre esô, de különbözô hullámhosszúságú hullámok térbelileg elkülönülnek. Ezzel a keresztezett diszperziós elrendezéssel kétdimenziós spektrumokat lehet készíteni, amelyen a rácsról származó egyes spektrális rendek egymás alatt helyezkednek el. Az 5. (színes) ábrán egy tipikus echelle spektrum képe látható.

5. ábra

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 lévô vonalak a csillagok jellegzetes színképvonalainak megfelelô elrendezésűek. A maszkon átmenô fényt egy lencserendszer egy fotoelektron- sokszorozóra fókuszálja, azaz maga a színkép nem is kerül rögzítésre. A maszknak a diszperziós tengely mentén történô mozgatásával elérhetô, 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-eltolódása, azaz a fényforrás és a megfigyelô relatív sebessége gyorsan, nagy pontossággal (1 km/s alatti hibával) mérhetô.

Spektroszkópiai módszerek az asztrofizikában
Az alábbiakban igen vázlatosan felsorolunk néhány olyan alapvetô alkalmazást, melyekben a csillagok spektrumának mérése döntô szerepet játszik a csillagokról való információszerzésben. A továbbiakban az ún. optikai spektroszkópia területére szorítkozunk, ill. azokra a módszerekre, melyeket történeti, vagy méréstechnikai okokból elsôsorban 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 mérése
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 v_r /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 v_r 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 sebességmérô 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 mérendô és a kalibráló spektrum egyazon felvételen rögzíthetô, 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 csökkenthetô. Tudvalevô 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 analízis
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.

6. ábra: A Baade-Wesselink analízis szemléltetése. Az ábrán felülrol lefelé haladva a színindex változása, a fényességváltozás és a radiális sebesség fázisfüggése látható. A szürke színu terület a sebességgörbe integrálja, ez adja meg a csillag sugarának változását két adott fázis között

Azokban a fázisokban, melyekben a B-V színindex értéke megegyezik, az m fényesség általában különbözô, ami arra utal, hogy a csillag hômérséklete ezekben a fázisokban közel azonos, ellenben a csillag sugara eltérô. A radiális sebességgörbe integráljából megállapítható, hogy mekkora mértékű az elmozdulás e két fázis között, a fényességértékek különbségébôl pedig a sugarak aránya határozható meg. E két független mérésbôl elvileg kiszámítható a csillag átlagos sugara. A Baade-Wesselink analízis az egyik legfontosabb alkalmazás a pulzáló változócsillagok vizsgálatában. Ahhoz, hogy kielégítô pontosságú eredményt szolgáltasson, igen precíz fény- és sebességmérésekre van szükség.

Doppler-imaging
Ez a technika az egyenetlen fényességeloszlású csillagok felszínének feltérképezésére szolgál. Tipikus alkalmazási területe a csillagfoltok kimutatása gyorsan forgó csillagokon (lásd [9]). Lényege az, hogy a forgó csillag különbözô felületi pontjai különbözô látóirányú sebességűek, azaz különbözô Doppler-eltolódásúak. A sötét foltok nem járulnak hozzá az abszorpciós színképvonal keletkezéshez (mivel a foltokról kevés fény érkezik), ezért a foltok pozíciójának megfelelô Doppler-eltolódású hullámhosszokon egy jellegzetes púp jelentkezik a színképvonal profiljában. A csillag forgása miatt ez a púp végigvonul a profilon a kéktôl a vörös felé. Ezen vonalprofilok analízisébôl megállapítható a foltok elhelyezkedése. Az eljárást vázlatosan a 7. ábra szemlélteti. Mint sejthetô, e technika csak rendkívül precíz vonalprofil mérések esetén ad használható eredményt.

7. ábra: A Doppler-leképezés szemléltetése. A sötét folt hatására a vonalprofilon jellegzetes torzulás jelenik meg, ennek időfüggésébol megállapítható a kérdéses folt helye

Spektrum szintézis, kémiai analízis
A csillagászati spektroszkópia egyik legkorábbi felismerése, hogy a különbözô csillagok más-más kémiai elemekre jellemzô spektrumvonalakat mutatnak. Ezen vonalak részletes vizsgálatából elvileg megállapítható a csillaglégkör fizikai állapota és kémiai összetétele. Az elvi lehetôség 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 közelítô 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 fűzôdnek, és amelyek tartalmazzák ezen sok millió átmenet atomfizikai paramétereit. Az analízis során a program bemenô paramétereit (hômérséklet, kémiai összetétel, sugárzási opacitás, oszcillátor-erôsségek, stb.) addig variálják, míg a számított és a mért spektrumok megfelelô 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 hômérsékletű, a Naphoz hasonló kémiai összetételű csillag modell-spektrumának részletét, amit az ATLAS 9 programmal számítottunk ki (8. ábra).

8. ábra

Szuperóriás csillagok, cefeidák
A pulzáló változócsillagok tanulmányozásakor mind a kémiai összetétel, mind a rezgô 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 jelentôségűek. A cefeidák rezgési amplitúdója (általában 30 - 40 km/s) kellôen nagy ahhoz, hogy alkalmazni lehessen a Baade-Wesselink analízist, ezáltal a csillagok sugara közvetlenül mérhetôvé 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 érdeklôdést ezen csillagok iránt. A jelen cikk keretei természetesen nem teszik lehetôvé e témakör részletes és átfogó ismertetését. Ezért a továbbiakban inkább azok az újabb eredmények kerülnek bemutatásra, melyek elérésében e cikk szerzôi játszottak döntô szerepet.

Klasszikus cefeidák
A klasszikus cefeidákról több, igen részletes összefoglaló jelent meg (lásd [10] és [11]). Az azóta eltelt években nem csökkent az érdeklôdés ezen a területen, ennek köszönhetôen számos érdekes új megfigyelési eredmény született, jórészt a feloldóképesség, ill. a detektorok érzékenységének jelentôs növekedése miatt. A cefeidák névadójának, magának a delta Cephei-nek spektrumrészlete látható a 9. ábrán.

9. ábra

A mérés a torontói David Dunlap Obszervatórium (Kanada) 1,88 m tükörátmérôjű távcsövére szerelt echelle spektroszkóppal készült. Az egymás alatti görbék az echelle különbözô rendjeihez tartoznak, a 6. echelle-rendben látható széles, mély abszorpciós vonal a hidrogén Balmer-alfa (H alfa) vonala. A spektrumok idôbeli változását a 10. ábra szemlélteti, ahol jól megfigyelhetô a pulzáció miatti szisztematikus Doppler-eltolódás.

10. ábra

11. ábra

Ezen eltolódásokból megszerkeszthetô a csillag radiális sebesség görbéje (11.ábra). Megjegyzendô, 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 közelíthetô) vonal eltolódása egyszerűen mérhetô, nem így azonban egy aszimmetrikus vonalé, amely ráadásul egyes rezgési fázisokban erôs kiszélesedést is mutathat. Ezek a komplikációk arra utalnak, hogy a vonalak keletkezése nem egy szűk rétegben megy végbe a csillagatmoszférában, hanem egy idôben dinamikusan változó tartományban. Mindezek miatt úgy fest, hogy bár a jelenlegi eszközök képesek a radiális sebességek 1 km/s-nál pontosabb mérésére, a vizsgált közeg fizikai állapota ezt nem mindig teszi lehetôvé. A fellépô komplikációkat 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 periódus 16 nap körüli, szemben a delta Cephei 5 nap körüli értékével, ami arra utal, hogy a bonyolult vonalprofilok a nagyobb méretű, kiterjedtebb légkörrel rendelkezô hosszúperiódusú cefeidáknál jelentkeznek erôsebben. Sajnos ezek a csillagok azok, amiket az extragalaxisokban cefeidaként lehet detektálni (mivel ezek a legfényesebbek is), emiatt a hosszúperiódusú cefeidák fizikai állapotának ismerete a modern asztrofizika kulcskérdései közé tartozik. A radiális pulzáció jellegébôl adódóan a rezgés nem lesz egyenletes a csillaglégkörben, hanem egyes rétegek idôben eltérô sebességekkel fognak mozogni. Példaként ismét az X Cygni esetét hozhatjuk fel a 13. ábrán, ahol a különbözô kémiai elemekhez tartozó vonalak sebességei vannak feltünteve a felsô panelben látható átlagos sebességgörbéhez képest. Ezek a vonalak különbözô energiájú atomi átmenetekhez tartoznak, emiatt a fotoszféra különbözô rétegeiben keletkeznek, a nagyobb energiájú átmenetekhez tartozó vonalak melyebben. 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 analízisébôl megállapítható, hogy a fotoszféra mozgása elsô közelítésben egy dugattyúban lévô gázéhoz hasonlítható: az alulról jövô tágulási hullám elôször a mélyebb rétegeket állítja meg és fordítja szembe a kintrôl befelé mozgó tartományokkal, majd az így tovaterjedô nyomáshullám hatására végül az egész fotoszféra expanzióba kezd. A nyomáshullám gyakorlatilag lökéshullámként terjed tova a kromoszféra felé, melynek mozgását és fizikai állapotát is jelentôsen befolyásolja, mint az jól látható a H alfa vonal alakjából, ami jellegzetesen nem egy sztatikus atmoszférában létrejövô vonalhoz hasonlít. A korábban említett vonal-aszimmetriáknak a pulzációs fázistól való függését mutatja be a 14. ábra. A vonal aszimmetriáját jól jellemzô 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 idôben változó véletlenszerű örvénylése, az ún. mikroturbulencia. A 14. ábra is megerôsíti azt a korábbi hipotézist, amely szerint az aszimmetriákat okozó folyamatokért az expanziós (tágulási) fázisban kialakuló lökéshullám felelôs.

II. típusú cefeidák
Régóta ismeretes, hogy a klasszikus cefeidáktól eltérô evolúciós állapotban is kerülhetnek a csillagok az instabilitási sáv azon területeire, ahol a klasszikus cefeidák találhatók. Ezek az ún. II. típusú cefeidák meglehetôsen heterogén csoportot alkotnak, egy részük gömbhalmazokban, más részük a galaktikus mezôben található, fémtartalmuk az extrém fémszegénytôl az extrém fémgazdagig változhat, tömegük becsült értéke általában 1 naptömegnél kisebb, fény- és radiális sebesség görbéjük globálisan hasonló, míg részleteiben különbözô 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 idôfüggése látható, szintén a DDO-ban készített mérések alapján.

Jól megfigyelhetô az a jellegzetes H alfa vonalkettôzôdés, 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 vonalkettôzôdést gyakran emisszió megjelenése kíséri a hidrogén- és héliumvonalak esetében. Mindezek összhangban vannak az elôzô 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 erôs. úgy tűnik, mintha a II. típusú cefeidák atmoszféráját a lökéshullámok jóval erôsebben befolyásolnák, mint a hasonló periódusú klasszikus cefeidák légkörét. Mivel ezen jelenségek elméleti modellezése (a sugárzás áramlási egyenlet megoldása dinamikus, mozgó csillagatmoszférában) rendkívül nehéz, nagy szükség van a minél több és pontosabb mérési adatokra. Végezetül egy különleges cefeida, az AU Pegasi H alfa környéki spektrumát mutatja be a 16. ábra.

Ez a csillag egy II. típusúnak klasszifikált cefeida, amely azonban sok különös tulajdonsággal rendelkezik, pl. rendkívül erôs periódusváltozást mutat, emellett egy kettôs rendszer tagja, a keringési idô (P orb.= 50 nap) a legrövidebb az ismert kettôs cefeidák kozott. A H alfa vonal profilja eltér a cefeidáknál megszokottól: a vonal vörös oldala sokkal meredekebb, 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 feltehetôleg egy állandóan jelen lévô emissziós komponens okozza. Az ilyen vonalprofilt P Cygni-profilnak nevezik, és általában akkor jön létre, ha a csillag körül kiterjedt anyagfelhô van jelen. Bizonyos változócsillagok jellegzetessége a P Cygni-profil, pl. az UU Her-típusúaké, melyek a Galaxis fôsíkjától távol elhelyezkedô, feltehetôleg szuperóriás csillagok, melyek között igen gyakori a kettôsség. 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 gázfelhôben jön létre igen erôteljes emisszió. Példaként a 18. ábrán látható a Nova Cas 1995 szeptemberében készült spektruma, melyben igen domináns a H alfa emisszió, az abszorpciós vonalaknál sokkalta erôsebben van jelen. Az, hogy az AU Peg spektruma hasonló jelenséget mutat, mint az UU Her-csillagoké (ráadásul az AU Peg is kettôs!), érdekes kapcsolatot jelenthet a cefeidák és az UU Her-csillagok között: egyrészt megerôsítheti az utóbbiak szuperóriás mivoltát, másrészt arra utal, hogy a cefeidák körül számottevô sűrűségű anyagfelhô jöhet létre. A további vizsgálatok feltehetôen sok új érdekességgel fognak szolgálni a közeljövôben.

Kettôs törpecsillagok
A kettôscsillagok a másik klasszikus területe a Doppler-eltolódás mérésén alapuló spektroszkópiai kutatásoknak, hiszen a radiális sebesség ismerete a kettôscsillagok számos fizikai jellemzôjének meghatározását teszi lehetôvé. Az utóbbi években két területen figyelhetô meg számottevô elôretörés a korábbiakhoz képest: egyrészt a halvány csillagok nagyfelbontású spektroszkópiájában, másrészt, ezzel részben összefüggôen, a precíziós vonalprofil-méréseket igénylô témakörökben (pl. Doppler-imaging).

W UMa-típusú kontakt kettôscsillagok
Körülbelül száz éve annak, hogy ismerjük a kettôscsillagok ezen különleges alosztályát, és mind a mai napig nem vagyunk tisztában azzal, hogy hogyan jöttek létre, hogyan maradhatnak stabilak és hogyan, mivé fejlôdhetnek tovább. Annyit mindenesetre sikerült kideríteni róluk, hogy fôsorozati, késôi (G - K) színképtípusú csillagok alkotják, melyeket egy közös konvektív burok kapcsol össze. Fontos jellemzôjük az, hogy a komponensek tömegaránya jelentôsen különbözik, ugyanakkor felszíni hômérsékletük közel egyforma, ami a két csillag közti intenzív energiaátadásra utal. Az utóbbi évtizedben minôségi fejlôdés következett be ezen csillagok vizsgálatában, mivel elérhetôvé vált a precíz, nagyfelbontású spektroszkópia alkalmazása halvány csillagokra. A W UMa-csillagoknál az az elsôdleges 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 idôket alkalmazni, ezért a precíz mérésekhez szükséges jel/zaj csak nagy teleszkópokkal érhetô el. A 19. ábrán egy tipikus kontakt rendszer elméleti vonalprofilja van feltüntetve. Hangsúlyozzuk, hogy itt nem két vonal, hanem egyazon vonalnak a két csillagról jövô együttes képe látható. Az erôs Doppler-kiszélesedés miatt jól megkülönböztethetô a két csillagról származó vonalkomponens. A nagyobb, szélesebb vonal a fôcsillagon, 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 modellezô számítógépes program a szerzôknél kérésre szabadon hozzáférhetô).

A 20. ábra érdekessége, hogy láthatóan a fôcsillag mintha nem lenne jelen a H alfa vonalprofilban, ugyanakkor a mellékkomponens mozgása egyértelművé teszi a fôcsillag jelenlétét. A spektrum más részein megfigyelhetô egyéb vonalaknál a fôcsillag teljesen normálisan, az elméleti modellel összhangban látszik. A fôcsillagról származó H alfa vonal látszólagos hiányát a csillag kromoszférájából származó hidrogén-emisszió okozza. Ilyen emisszió figyelhetô meg általában az ún. kromoszférikus aktivitást mutató rendszereknél. A W UMa-csillagok fénygörbéje arra utal, hogy ezek igen erôsen aktív rendszerek, várható tehát a kromoszférikus emisszió megjelenése. A 20. ábra szerint ezért az aktivitásért a nagyobb tömegű fôcsillag a felelôs.

Emissziós M-törpecsillagok
Az emissziós vörös törpék (dMe-csillagok) szintén erôs felszíni és kromoszférikus aktivitást mutató csillagok. Egy érdekes esetet tüntet fel a 21. ábra, ahol egy dMe-csillagokból álló vizuális kettôs rendszer nagyfelbontású spektruma látható.

A felsô 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 körülvevô anyagfelhôben keletkezik. Ez utóbbi feltehetôen nem mutat erôteljes kifelé áramlást, ezért nem P Cygni-profil jön létre, mint pl. a nováknál. Az alsó görbén két H alfa emisszió figyelhetô meg, melyek Doppler-eltolodást mutatnak, ami arra utal, hogy a vizuális kettôs egyik komponense maga is egy szoros kettôscsillag, 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 eredményekbôl és a módszerekbôl). 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, hômérsékletét, nyomását, sűrűségét meghatározni. A csillagközi felhôket alkotó atomok és molekulák is a spektroszkópia révén váltak ismertté. A galaxisok, kvazárok színképe alapján pedig vöröseltolódásuk meghatározható, amibôl -- a Doppler-effektust feltételezve magyarázatként -- a távolodási sebességükre, a Hubble-törvény szerint pedig a távolságukra következtethetünk. Több galaxis központjának spektruma gyorsan forgó anyagkorongra utal, melybôl közvetve hatalmas fekete lyukak létét mutathatjuk ki. A színképelemzéstôl a jövôben 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 hômérsékletre 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 molekulafelhôk 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 jelentôsége, 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

Megjegyzéseket ide kérjük:
k.szatmary@physx.u-szeged.hu