[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Összehasonlításként gondoljunk arra, hogy a Nap egy-parszekes környezetében egyetlen csillagot sem találunk.A gömbhalmazokon belül a csillagok közötti átlagos távolság körülbelül tizede a Tejútrendszer többi részén található csillagok egymástól mért átlagos távolságának.Semmi kétségünk sem lehet afelől, hogy egy adott gömbhalmaz csillagai ugyanabból a gázfelhőből, ugyanakkor (vagy legalábbis néhány millió éven belül) keletkeztek.Összesen mintegy 150 ilyen csillagcsoportot ismerünk, melyek a Tejútrendszert körülvevő, gömbszimmetrikus térrészen, az úgynevezett halón belül helyezkednek el.Legtöbbjük nincs távolabb a Tejútrendszer középpontjától, mint mi (kilenc kiloparszekre, vagyis harmincezer fényévre).A gömbhalmazok csillagainak spektroszkópiai vizsgálata szerint légkörük csaknem teljes egészében hidrogénből és héliumból áll, vagyis az Ősrobbanáskor keletkezett ősanyagból.Nyilvánvaló, hogy a gömbhalmazok a Tejútrendszer kialakulásához vezető folyamat – egy óriási gázfelhő összehúzódása – első lépéseként jöhettek létre.Ezért arra számítunk, hogy a gömbhalmazok öregebbek a Tejútrendszer (Naprendszert is tartalmazó) korongjánál, sőt valószínűleg ezek a legidősebb égitestek, amelyeknek közvetlenül meg tudjuk mérni a korát.Ha egy gömbhalmaz csillagai mind ugyanakkor keletkeztek, akkor az évmilliárdok során a nagyobb tömegű csillagok folyamatosan felélték hidrogénkészletüket és vörös óriássá (majd fehér törpévé, neutroncsillaggá vagy fekete lyukká) váltak.A HRD fősorozatának töréspontja az idő múlásával lassan lefelé csúszik a főág mentén.Képzeljünk el egy hatalmas előadótermet, amelyet különböző magasságú emberek töltenek meg, felnőttek éppúgy, mint különféle korú gyerekek.Tegyük fel, hogy valaki félóránként felrajzolja a táblára a jelen lévő emberek számát, magasságuk függvényében.Ha másvalaki eközben félóránként kiküldene az adott értéknél magasabb embereket a teremből, akkor az őket ábrázoló oszlopot le kellene törölni a grafikonról.Ha a magassághatárt félóránként egy előre meghatározott értékkel – mondjuk néhány centiméterrel – csökkentenénk, akkor az idő múlásával a grafikon ábrája egyre zsugorodna.Ha valaki, aki a fenti szabályokat ismeri, bármely pillanatban belép a terembe, akkor a grafikonra pillantva, a vonal hosszából (legalábbis fél óra pontossággal) meg tudja mondani a kísérlet kezdete óta eltelt idő hosszát.Elvben hasonló érvelés alkalmazható a gömbhalmazok HRD-jére.Emlékezzünk azonban vissza arra, hogy a HRD az ábrázolt csillagok fényességének mérésén alapul.A gömbhalmazhoz tartozó csillag látszó fényessége a tőlünk mért távolságától függ, ha a csillagok látszó fényességét használjuk a HRD felrajzolásakor, akkor ezzel a módszerrel hibás becslést kapunk a halmaz korára.Valamilyen független módszerrel meg kell tehát mérnünk a gömbhalmazok távolságát.Így ki tudjuk számítani, hogy adott távolságból nézve milyen fényesnek látszanának a csillagok (a fényességet a csillagászatban általában tíz parszek távolságra szokták korrigálni, az így kapott értéket nevezzük a csillag abszolút fényességének).De vajon hogyan tudjuk megmérni a gömbhalmazok távolságát?Könyvünk hátralévő fejezeteinek központi kérdése lesz a távolságok mérése a Világegyetemben, annak érdekében, hogy kiszámíthassuk a Világegyetem korát.Az első kozmikus távolságskála kidolgozásáról szól a következő fejezet.Most csak azt említjük meg ezzel kapcsolatban, hogy létezik a csillagok egy bizonyos osztálya, az úgynevezett RR Lyrae típusú változócsillagok, amelyek jellemzően néhány óra körüli periódussal szabályosan változtatják fényességüket, hol kifényesednek, hol pedig elhalványodnak [ Pobierz całość w formacie PDF ]