KOZMOSZ

http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-1246872/Was-moon-created-nuclear-explosion-Earth.html

hm..?
"How the Moon was created and came to orbit the Earth has long puzzled scientists"

Read more: http://www.dailymail.co.uk/sciencetech/article-1246872/Was-moon-created-nuclear-explosion-Earth.html#ixzz0e2kImWce

Mai hír, remélem lessz folytatása!

aszittemmá ementéé;
na jóvanakkó; mit szólsz a a zajló jéghez a marson?

elõfordul

hát landren...

Kiküldünk egy szondát, és elemezzük mit talált. :)

Mivel kapcsolatban? :)

hahó? van itt élet?

tenkjú

azt hogy korábban megsemmisült csillagok maradványából (is) jött létre

"a napunk második generációs"

ez mit jelent?

mûködni mûködik csak épp értelme nincs tul sok <#levele>

Üdv!
Mit tudtok nekem modani a napvitorláról?
Olvastam róla cikket, de még 2003-ból és nem tudom, hogy végülis mi van a Cosmos1-el meg úgy általában a napvitorlával. Most akkor mûködik vagy mûködhet vagy nem mûködik a dolog? <#nemtudom>

Központi fekete lyuk mûködés közben
Szerzõ: Kovács József | 2008. január 15., kedd

A Centaurus A rádiógalaxisról készült röntgenfelvétel jól mutatja a nagytömegû központi fekete lyukból kilövellõ részecskenyalábokat.


A felvétel legmarkánsabb részlete a galaxismagban található nagytömegû fekete lyukból kiáramló részecskék egymással ellentétes irányú nyalábjai, melyek közül az egyik részben, a másik teljes egészében látható. Hosszuk eléri a 13 ezer fényévet. A Centaurus A az egyik legközelebbi aktív galaxis, melynek középpontjában ilyen kilövelléseket (jeteket) produkáló nagytömegû fekete lyukak találhatók. Az elképzelések szerint a kiáramlásoknak fontos szerepük van a központi fekete lyukból származó energia "szétterítésében" az anyagalaxis on belül, ezen keresztül pedig a benne zajló csillagkeletkezési folyamatok szabályzásában.



A Centaurus A galaxis különbözõ hullámhossztartományokban készült felvételei, illetve az ezek kombinálásával nyert kép. A rádiókép a Very Large Array antennarendszerrel, a látható tartománybeli kép az ESO 2,2 méteres távcsövére szerelt Wide-Field Imager (WFI) mûszerrel, míg a röntgenkép a Chandra mûszereivel készült.


A kiáramlások röntgensugárzását a mágneses erõvonalak mentén spirális mozgást végzõ elektronok sugárzása szolgáltatja. Mivel ez az emisszió gyorsan csökkenti az elektronok energiáját, azoknak újra és újra fel kell gyorsulniuk, különben a kiáramlások röntgensugárzása gyorsan elhalványulna. A jetekben megfigyelhetõ csomósodások jelzik azokat a helyeket, ahol a részecskék gyorsítása jelenleg zajlik. Tanulmányozásuk segíthet annak megértésében, hogy milyen módon gyorsulnak fel az elektronok közel fénysebességre.



A Centaurus A galaxis a Chandra felvételén. A kép színkódolása a következõ: kisenergiájú röntgensugárzás - vörös, közepes energiájú - zöld, nagyenergiájú - kék. A középpontban helyet foglaló fekete lyuk közelében megfigyelhetõ sötétzöld és kék sávok por jelenlétére utalnak, ami elnyeli a röntgensugárzást. A porsáv valószínûleg akkor jöhetett létre, amikor a Centaurus A összeolvadt egy másik galaxissal körülbelül 100 millió évvel ezelõtt.


A kiáramlások belsõ, a fekete lyukhoz közeli részeit egyértelmûen a csomók dominálják, melyeket valószínûleg a részecskesugarak lökéshullámai hozták létre. A központtól távolabb a kilövellések röntgensugárzása sokkal diffúzabb. Az itt mûködõ gyorsítómechanizmus egyelõre még nem tisztázott.

A felvételen sok száz pontforrás is megfigyelhetõ. Ezek nagy része olyan kettõs, melynek egyik komponense egy kistömegû fekete lyuk, a másik pedig egy normál csillag. Ezekben az ún. röntgenkettõsökben a kísérõrõl anyag áramlik át a fekete lyukba, s a rendszer röntgensugárzásának forrása az anyagátadási korong fekete lyukhoz közeli rendkívül forró, sok millió fokos része. A felvétel további érdekessége, hogy látható rajta két különösen fényes röntgenkettõs, melyekben a fekete lyuk tömege a szokásosnál nagyobb lehet, ennek megfelelõen az anyagátadási ráta is nagyobb, mint a többi esetben, s ez okozhatja a szokatlanul erõs röntgensugárzást.

Forrás: Chandra NR 2008.01.09.

Gázfelhõ ütközik galaxisunknak a távoli jövõben
2008. január 14., hétfõ, 23:27


Egy 1 millió naptömegû gázfelhõ a számítások szerint 20-40 millió év múlva fog galaxisunk, a Tejútrendszer fõsíkjának ütközni, heves csillagkeletkezést kiváltva.


Jay Lockman (NRAO) és kollégái egy a Tejútrendszerben található kiterjedt gázfelhõt vizsgáltak. Az ilyen felhõk általában a fõsíkban, galaxisunk korong alakú tartományában jellemzõk, ahol a Nap is megtalálható. A kérdéses felhõ azonban 8000 fényévvel a fõsík felett található. Pozíciója és eredete nehezen magyarázható 1963-as azonosítása óta.



Hamisszínes rádiófelvétel a felhõrõl (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)

A kérdéses felhõt felfedezõje után egyszerûen csak Smith felhõjének nevezik. A becslések alapján 11 000 x 2500 fényév méretû, és nagyságrendileg egymillió naptömegnyi gázt tartalmaz. Amennyiben szabad szemmel is látható volna, 30-szor lenne nagyobb, mint a Hold az égen. További érdekessége, hogy eddig egyetlen csillagot sem azonosítottak benne.

A kutatók a rádiótartományban vizsgálták a képzõdményt, és sikerült annak mozgását meghatározniuk. Kiderült, hogy a felhõ galaxisunk korongjának irányába, a fõsík felé halad - mondhatni zuhan -, másodpercenként közel 240 kilométeres sebességgel.

A megfigyelések arra is rámutattak, hogy a bezuhanó felhõ kölcsönhatásba lép galaxisunk ritka gázanyagával, és frontális oldalán máris egy ütközési zóna alakult ki. Ez azonban még csak bevezetõ a késõbbi folyamatokhoz: amikor a fõsík viszonylag sûrûbb gázanyagába érkezik, sokkal intenzívebb kölcsönhatás indul majd meg, amelynek keretében anyaga és a galaktikus korongban lévõ gáz összenyomódik.

A megfigyelések alapján a felhõ alakja már most kezd eltorzulni a Tejútrendszer gravitációs hatásától fellépõ ún. árapályerõk révén. Ennek nyomán elképzelhetõ, hogy több darabra fog szétoszlani, miközben anyaga a fõsíkba hullik. A bezuhanó felhõ a fõsíkot valamivel távolabb fogja eltalálni, mint amilyen messze a Napunk kering a centrum körül.


Fantáziarajz a következõ 20-40 millió évrõl, amelynek során a felhõ a fõsíkot megközelíti, majd annak anyagával ütközve heves csillagkeletkezést generál (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)

Elképzelhetõ, hogy a képzõdmény a Tejútrendszer keletkezésének idõszakából visszamaradt õsi gázfelhõ. A 20-40 millió év múlva esedékes ütközés során közel 45 fokos szögben, ferdén érkezik majd a korong anyagába, ahol heves csillagkeletkezést generál majd az ütközés vidékén. A becslések alapján ekkor sok nagytömegû égitest alakulhat ki, amelyek szupernóvákként felrobbanva még aktívabbá és érdekesebbé teszik galaxisunknak ezt a tartományát.

Hogyan nem fedeztem fel a 2008D jelû szupernóvát?
Szerzõ: Sárneczky Krisztián | 2008. január 13., vasárnap

Két szupernóva egy galaxisban: egy majdnem-felfedezés története az akadémiai Schmidt-távcsõvel méréseket végzõ Sárneczky Krisztiántól.


A jó sorsom és sikeres pályázatom folytán január 10-e ismét Piszkés-tetõn, az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének hegyvidéki megfigyelõállomásán ért. Az idõjárás elõrejelzések nem sok jóval kecsegtettek, így a szokásoknak megfelelõen több tartalék programmal készültem, hogy a rossz átlátszóságú éjszakákon is tudjak valami hasznosat észlelni. Az egyik ilyen program az elmúlt két hétben felfedezett szupernóvák megfigyelése volt, elsõsorban a pontos helyzetük, másodsorban fényességük meghatározása céljából.


Piszkés-tetõ a ködtenger felett (a szerzõ felvétele)

A január 10/11-e éjszaka sajnos igazolta a várakozásokat, amíg fentrõl termetes cirruszfelhõk árnyékolták a csillagok fényét, lentrõl a hegycsúcsot ostromló köd keserítette az életem. Egyszer tejutas ég, sziporkázó csillagokkal, egy perccel késõbb pedig teljes borulás, az egy szem, halványan pislákoló Marssal. Ilyen körülmények közt a 19-22 magnitúdós kisbolygók szóba sem jöhettek, elõvettem hát a szupernóvák listáját. Három célpontról sikerült értékelhetõ felvételek gyûjteni, köztük az NGC 2770 jelû, közel élérõl látszó spirális galaxisban felrobbant SN 2007uy-ról. Az oda nem illõ csillagot Yoji Hirose, japán amatõrcsillagász fedezte fel Szilveszter éjszakáján. A késõbb felvett színképek alapján a szupernóva egy hidrogénben szegény, a Napnál sokszorta nagyobb óriáscsillag magjának összeomlása során jött létre - mintegy 70 millió évvel ezelõtt.



Yoji Hirose január 2-ai felvétele a fényesedõ SN 2007uy-ról. Az SN 2008D-nek még nyoma sincs.


A kilenc darab 1 perces felvételbõl öt lett használható, melyeken már elõtûnt a felfedezése óta tovább fényesedõ szupernóva. Mivel a ködös idõben tovább harcoltam az újabb célpontokért, a képek kimérését másnapra hagytam. Január 11-én az esti órákban kezdtem el feldolgozni a képeket, amelyeket a mérés pontosságának növelése érdekében összeadtam. Ezután kimértem a szupernóva pozícióját, az anyagalaxis magjához viszonyított relatív helyzetét és közelítõ fényességét. Miután a másik két vendégcsillag (SN 2008B és SN 2008C) hasonló paramétereit is meghatároztam, egy rövid közleményt küldtem a Csillagászati Táviratok Központjába. A jól végzett munka öröme azonban csak másnap estig tartott.

A borult eget kihasználva szombat este – egy nappal a kimérés után – elkezdtem összegyûjteni saját katalógusomba a korábbi napokban felfedezett szupernóvákat. Igazából csak egy égitestrõl volt szó, a január 11-én felfedezett SN 2008D-rõl. Korábban már átfutottam a közleményt, amelybõl egy igen érdekes égitest képe bontakozott ki. Az optikai felfedezés elõtt két nappal a Swift mûholddal sikerült megfigyelni a csillag összeroskadása során keletkezõ röntgenfelvillanást, ami csak a legenergikusabb robbanásokra jellemzõ. Hanem amikor részletesen is elolvastam a hírt: „Az új csillag az NGC 2770-ben jelent meg, ahol alig két héttel korábban az SN 2007uy-t is felfedezték.” Ugye nem, kezdett pörögni az agyam, mert a sok betûjelzés között eltévedve hirtelen nem emlékeztem, hogy az ux, uy vagy uz jelû szupernóvát észleltem mintegy 10 órával az SN 2008D hivatalos felfedezése elõtt. Sajnos hamar rá kellett jönnöm, hogy valószínûleg elszalasztottam egy szupernóva felfedezését.



A január 11-én hajnalban a Konkoly Obszervatórium 60 cm-es Schmidt-távcsövével készült képen jól látható az újabb szupernóva.

Bizony, az ismét összeadott képeken világosan látszik a galaxis északnyugati spirálkarjának végénél felvillant SN 2008D, tíz órával a felfedezés elõtt. Ezután az ilyen esetekben szokásos – kisbolygók elvétett felfedezése okán van tapasztalatom az ilyesmiben – apátia és ideges önmarcangolás közti libikókázás kezdõdött, amit az égitest paramétereinek meghatározásával próbáltam kordában tartani. Elkezdtem átolvasni a pár nap alatt összegyûlt tekintélyes mennyiségû internetes körlevelet, amibõl kiderült, hogy mégsem kell a Dunának mennem, valójában a felfedezés a Swift mûhold érdeme, az elsõ, célzatosan az égitestet keresõ és megmutató felvételeket pedig kínai csillagászok készítették hat órával az én észlelésem elõtt. Ezek szerint nem maradtam le semmirõl, pontosabban esélyem sem volt a felfedezésre. A felismerés nagy megnyugvással töltött el, így átadhattam magam a szupernóva érdekességeinek és a szerencse forgandóságáról való elmélkedésnek. Utóbbi azért ragadott magával, mert szinte pontosan nyolc évvel ezelõtt egyszer már eljátszottuk ezt a történetet. Akkor Kiss László barátommal, a hírportál fõszerkesztõjével a gyönyörû NGC 6951 jelû spirálgalaxist és a benne felvillant SN 1999el jelû szupernóvát észleltük. Már egy hónnappal korábban is készítettünk felvételeket az objektumról, és Lacinak zavaros is volt a csillagmezõ, mert nem teljesen ilyenre emlékezett. Másnap kiderült, hogy azért, mert egy másik szupernóva, az SN 2000E is megjelent a galaxisban… Arról két nappal maradtunk le.



Balra: Az SN 1999el az NGC 6951 galaxisban, 1999 novemberében. Jobbra: Két hónappal késõbb újabb szupernóva, a 2000E tûnt fel ugyanabban a csillagvárosban (fotó: Kiss-Sárneczky)

Mondhatnánk, hogy micsoda különleges esemény az egy galaxisban egyszerre látszó két szupernóva, de igazság szerint a technika fejlõdésének köszönhetõen – tavaly ötszáznál is több szupernóvát fedeztek fel – ma már évente több hasonló esetet is feljegyezhetünk. Továbbra is érdekes azonban maga az SN 2008D, amely szupernóvák egyik legérdekesebb csoportjába, a hipernóvák közé tartozik. Ezeket az égitesteket rendkívül nagy energiájú robbanás és különleges színkép jellemzi. A mérések szerint az SN 2008D robbanási felhõje 23 000 km/s-os sebességgel röpül kifelé, ami a fénysebesség 8%-a! Ilyen tempóban kevesebb, mint két óra alatt gyûrné le a Nap-Föld távolságot. Hogy pontosan mi hozza létre azt a nagy sebességet, ma még nem tudjuk. Elméletek persze akadnak szép számmal, de igazából még nem sikerült kitalálni, hogy milyen égitest és milyen fizikai folyamatok képesek létrehozni ezt a különleges robbanást. Talán az SN 2008D is közelebb visz minket a rejtély megoldásához, amelyet sajnos megint nem sikerült felfedezni.



A Swift mûhold január 9-ei felvételei az NGC 2770-rõl. A bal oldali, kék tartományban felvett képen könnyen azonosítható az SN 2007uy, de a másik szupernóva még nem látható. Az ugyanakkor készült jobb oldali röntgenfelvételen viszont csak az éppen felrobbanó SN 2008D sugárzása azonosítható.

Galaxisfejlõdés ultraibolya szemüveggel
Szerzõ: Mód Melinda | 2008. január 13., vasárnap

A Galaxy Evolution Explorer ultraibolya ûrtávcsõ segítségével közelebb kerülhetünk a galaxisok fejlõdésének megértéséhez.


Az 1900-as évek elsõ harmadában Edwin Hubble felfedezte, hogy galaxisunk nincs egyedül a Világegyetemben, hanem csak egy a szinte megszámlálhatatlan csillagvárosok közül. Az azóta eltelt évtizedekben számtalan elmélet született a galaxisok keletkezésérõl és fejlõdésérõl. A 2003-ban pályára állított Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraibolya tartományban mûködõ ûrtávcsõ az elmúlt közel öt évben galaxisok tízezreit mérte fel a földfelszínrõl elérhetetlen hullámhosszakon. A közeli galaxisoktól az egészen 9 milliárd fényév távolságban található fiatal csillagvárosokig terjedõ adatok minden korábbinál részletesebb képet adnak a galaxisok fejlõdésérõl, illetve igazolják, hogy a már Hubble által is feltételezett kapcsolatot a spirális és elliptikus galaxisok között fejlõdésük egyenes következménye.


Az elmélet kép szerint a fiatal galaxisok intenzív csillagkeletkezéssel jellemezhetõ spirális rendszerekként kezdik életüket. Idõvel összeolvadhat más galaxisokkal, a csillagkeletkezés többször fellángolva csillaggenerációk sorát hozza létre. Végül lelassul a csillagközi anyag csillagokká alakítása, a "végtermék" galaxis pedig elliptikus csillagvárosként éli tovább viszonylag eseménytelen életét.


Az NGC 300 jelzésû galaxis 7 millió fényévre található a Sculptor csillagképben. A 2003 októberében készült GALEX-felvételen jól látszanak a csillagváros spirálkarjai, benne aktív csillagkeletkezéssel.

„Adataink igazolni látszanak, hogy mindig csillagképzõdés kíséri a galaxisok kialakulását”- nyilatkozta Chris Martin, a GALEX vezetõ kutatója a Caltech-en. „A csillagkeletkezés akkor áll le, miután végbementek a galaxisok közötti ütközések, illetve az adott galaxis elhasználta a rendelkezésre álló anyagot; a folyamatban a központi nagytömegû fekete lyuk is fontos szerephez juthat.”

Az extragalaktikus csillagászatot mûvelõ kutatók általában nem spirális és elliptikus, hanem átlagos színük szerint kék és vörös galaxisokról beszélnek. A legtöbb kék galaxis kisebb spirális vagy szabálytalan alakú, míg a vörösek nagyobbak és elliptikus formájúak, bár természetesen kivételeket mindig találunk.


Miért a színkód? Egyszerû a magyarázat: egy csillagváros átlagos színe a benne zajló csillagkeletkezés erõsségére utal. A fiatal csillagok ultraibolya és kék fényben a legfényesebbek, így a csillagontó galaxisok is kékes színûek. Ezzel szemben az idõsebb csillagok jellemzõen infravörös és vörös fényt bocsátanak ki, azaz a vörös színû galaxisok csillagai idõsebbek, illetve a csillagkeletkezés sem túl intenzív. Nagyjából az összes galaxis fele kék, fele pedig vörös színû.


Az NGC 1291 az Eridanus csillagképben látszik 33 millió fényév távolságban. Jellegzetesen elnyúlt belsõ tartományait gyûrû alakban veszik körül a csillagképzõdés helyszínei.

A tudósok sokáig úgy gondolták, hogy a kék galaxisok szükségképpen vörössé válnak öregedésükkel párhuzamosan. Feltételezték, hogy valami történik a kék galaxisokkal, aminek következtében elfogy a csillagképzõdés alapanyaga. Ha az elképzelés igaz, akkor létezniük kell „serdülõkorú” galaxisoknak, melyek átmeneti állapotúak a kék és a vörös rendszerek között.


Mint annyiszor a csillagászatban, az emberi léptékkel szinte végtelenül lassú, évmilliárdokig tartó fejlõdési folyamatok is úgy válnak megvizsgálhatóvá, ha hatalmas mintákból álló megfigyelési adatbázisokat hozunk létre (hasonlóan a biológusokhoz, akik egy egy erdõben megfigyelhetõ sarjak, sudár fák és kidõlt törzsek alapján rekonstruálják egy fa életének legfõbb fázisait). A GALEX ûrtávcsövét pontosan erre a feladatra alkották meg: galaxisok tízezreirõl készített a legkisebb csillagkeletkezésre is nagyon érzékeny ultraibolya képeket, melyek alapján be tudták azonosítani a fejlõdési állapot szerint a kék és vörös galaxisok között található átmeneti objektumokat.


Az NGC 1316 a Fornax csillagképben található 62 millió fényévre. Az elliptikus galaxis egy kisebb csillagvárossal olvadt össze, aminek legutolsó fázisa zajlik jelenleg.

A kutatók a vizsgálatokhoz felhasználták még a Sload Digital Sky Survey (SDSS) optikai megfigyeléseit is. A kombinált adatsorokból megbecsülhetõvé az átmeneti galaxisok kora és a bennük zajló csillagkeletkezés aktivitása. Az eredmények azt sugallják, hogy egyes galaxisok gyorsan átcsúsznak a fiatal korból az érett, idõsebb korba, más galaxisok viszont lassan, megfontoltan haladnak a kései fejlõdési állapotok felé.


A GALEX eredményeit áttekintõ szakcikkek egész sora jelent meg az Astrophysical Journal Supplement Series szakfolyóirat 2007. decemberi számában.

Forrás:

GALEX Spotlight, 2007.11.14.

Kettõs Einstein-gyûrûvel a sötét anyag nyomában
Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 11., péntek

A Hubble Ûrtávcsõ felvételén eddig még soha nem látott jelenség, gravitációs lencsézés eredményeként kialakuló kettõs Einstein-gyûrû figyelhetõ meg.


Einstein-gyûrûket már eddig is ismertünk. A pusztán optikainak is tekinthetõ jelenség létrejöttének oka, hogy két nagy tömegû égitest egy vonalba esik és a hozzánk közelebbi objektum nagy gravitációs mezõje elhajlítja a távolabbi objektumról jövõ fényt és az egy gyûrûszerû képet alkot. Az Einstein-gyûrûk a gravitációs lencsehatás egy különleges típusát reprezentálják, amellyel távoli törpegalaxisokat is felbonthatunk. (A jelenség kialakulásáról részletesebben l. hírünket egy korábbi Einstein-gyûrû felfedezésérõl).



A kétszeres gyûrû a Hubble képén. Középen a fényes elõtérgalaxis, melynek gravitációs tere lefókuszálja a távoli galaxisok fényét.

A Hubble Ûrteleszkóp legújabb felfedezése azonban egyedülálló, mivel elõször örökített meg kettõs gyûrût, amelyek koncentrikusan helyezkednek el a lencsézõ galaxis körül. A kettõs gyûrû kialakulása annak köszönhetõ, hogy két távoli galaxis egy harmadik, az elõtérben lévõ nagytömegû galaxis mögött helyezkedik el, a Földrõl nézve pedig mindhárom egy vonalban helyezkedik el. Azért láthatunk két gyûrût, mert a nagytömegû elõtérgalaxis nemcsak egy, hanem két galaxis fényét fókuszálja le. Egy ilyen különleges csoportosulás három galaxis esetén elég ritka, mindössze kb. 1:10000 az esélye. Az elõtérgalaxis kb. 3 milliárd fényévre van tõlünk és szinte pontosan egy irányba esik a mögötte 6 és 11 millárd fényévre levõ galaxisokkal.


A lencsézõ elõtérgalaxis levonása után elõtûnnek a kettõs gyûrû részletei.

A felfedezés nemcsak a három galaxis egyedi geometriája miatt jelentõs, hanem azért is, mert a jelenség mélyebb betekintést enged a sötét anyag, sötét energia és a távoli galaxisok természetébe, illetve lehetõvé teszi a Világegyetem görbültségének becslését az adott irányban. Például a lencsézõ galaxis sötét anyaga a gyûrûk modellezésével nagyon pontosan feltérképezhetõ. Emellett a gyûrûk geometriája lehetõvé teszi azt is, hogy a középsõ galaxis pontos tömegét is megbecsüljük, ami kb. 1 milliárd naptömegnek adódott. Ez az elsõ tömegmérés egy kozmológiai távolságban lévõ törpegalaxisra (z=0,6).

Amennyiben több ilyen kettõs Einstein-gyûrût sikerülne felfedezni, meg lehetne mérni a világûr gravitáció okozta görbültségét, amirõl a gyûrûk mérete árulkodik. Ezzel pedig az Univerzum anyagtartalma és a sötét energia tulajdonságai válnának meghatározhatóvá.

A kozmikus háttérsugárzás mérései a sík geometriájú Világegyetemre engednek következtetni. Egy 50 darabból álló kettõs Einstein-gyûrûs mintából már elég megbízhatóan meg lehetne mérni, hogy mibõl áll az Univerzum és kb. 10% pontossággal meghatározhatóak lennének a sötét energiát leíró egyenletek. További kettõs gyûrûk felfedezését várják a nagylátómezejû ûrtávcsöves égboltfelmérõ programoktól, amelyek talán a nem túl távoli jövõben el is kezdik méréseiket.

A gyûrûk felfedezése a Raphael Gavazzi (University of California) és Tommaso Treu (University of Santa Barbara) által vezetett nemzetközi együttmûködés eredménye.

Forrás: STScI-PR-2008-04

Neutronokból állnak-e a neutroncsillagok?
Szerzõ: Kovács József | 2008. január 11., péntek

Az XMM-Newton röntgenteleszkóp mérésein alapuló eredmények szerint a neutroncsillagok tömege nagyobb, mérete pedig kisebb is lehet annál, mint amit az aktuális modellek jeleznek.


A neutroncsillagok nagytömegû csillagok szupernóva-robbanása után visszamaradó kompakt objektumok, méretük 10-12 km körüli, tömegük azonban meghaladja a Napét, azaz sûrûségük óriási, így nem alkothatják õket normál atomok. Az immáron bõ négy évtizedes múltra visszatekintõ modell szerint majdnem tisztán neutronokból állnak, melyek a szupernóva-robbanást elszenvedett csillag magjának összeomlásakor jönnek létre az óriási nyomás hatására a csillagplazma atommagjainak protonjaiból és az elektronokból. A neutronok feles spinû részecskék, így érvényes rájuk a Pauli-elv, ami bizonyos tömeghatár alatt nem engedi az összeroskadó mag minden határon túli zsugorodását és fekete lyukká válását.

A fenti elképzeléssel kapcsolatos elsõ kételyek akkor kezdtek felmerülni, amikor bizonyos észlelések alapján úgy tûnt, hogy néhány neutroncsillagnak nagyobb lehet a tömege az elméletek által elõrejelzettnél, s elérheti akár a két naptömeget is. Más jelöltek esetében pedig a méret mutatkozott a standard elméletbõl számoltnál kisebbnek, körülbelül 6-8 kilométernek. Ezek alapján olyan modellek is elõtérbe kerültek, melyekben a maradvány objektumok még egzotikusabb részecskékbõl, pionokból (pi mezonok), kaonokból (K mezonok), illetve kvarkokból (a nukleonokat alkotó részecskék) állnak.



A neutroncsillagokban a nukleonokat alkotó részek, a kvarkok kötött állapotban vannak. A kvarkcsillagok azonban szabad kvarkokból állnak, így azok kisebb térrészben is elférnek, azaz az objektum mérete kisebb lesz. A kvarkok angol elnevezéseinek – például up, down, strange – magyar fordításai (fel, le, ritka) helyett inkább az angol elnevezés kezdõbetûjével való jelölés terjedt el, azaz például u-kvark, d-kvark, s-kvark.


Az elõbbiekbõl látszik, mennyire fontos a neutroncsillagok tömegének és sugarának ismerete. Sajnos kicsiny voltuk miatt a direkt méretmeghatározás lehetetlen, ezért a kutatók csak a róluk érkezõ különbözõ hullámhosszúságú elektromágneses sugárzásra, s számítógépes modellekre hagyatkozhatnak a fenti paraméterek meghatározásakor. Ehhez természetesen szükség van még a modellezett neutroncsillag távolságának ismeretére, ez pedig újabb kritikus pont. Nagy segítséget jelent, ha egy csillag olyan nagyobb egység része, melynek távolsága más módszerekkel kellõ pontossággal meghatározható. Ilyenek például a Tejútrendszer körüli gömbhalmazok. Ezeken belül az összes objektum távolságaként maga a halmaz távolsága használható.



Az ω Centauri, az M13 és az NGC 2808 gömbhalmazok.


Natalie Webb és Didier Barret (Centre d'Etude Spatiale des Rayonnements, Toulouse, Franciaország) az XMM-Newton röntgenteleszkóp EPIC kamerájának segítségével azonosított három neutroncsillag-jelöltet az ω Centauri, az M13 és az NGC 2808 gömbhalmazokban. Mindegyik jelölt egy ún. röntgenkettõs egyik komponense, s a mérések tanúsága szerint jelenleg viszonylagos nyugalmi fázisukat élik. A detektált röntgensugárzásnak – függetlenül attól, hogy forrása a tömegbefogási korong, vagy a neutroncsillagok akkréció által felfûtött magja – át kell haladnia neutroncsillagok körüli hidrogénbõl álló légkörön, így információt szolgáltathat az atmoszféráról, ami aztán összevethetõ a rá vonatkozó modellekkel.

Webb és Barret tehát az általuk kapott színképeket összehasonlították a hidrogénlégköröket leíró modellekbõl származtatható eredményekkel, s azt találták, hogy a konstans felszíni gravitációs térerõsséget feltételezõ modellek szisztematikusan alábecsülik a neutroncsillag tömegét, illetve felülbecsülik a sugarát. Eredményeik szerint a tömeg elérheti akár a 2,4 naptömeget is, míg a sugarak értékei körülbelül 8 km-rõl indulhatnak.

A munka másik fontos megállapítása, hogy az adatok csak olyan állapotegyenleteket engednek meg az elfajult csillaganyagra, melyek szerint a neutroncsillagok mégis csak neutronokból állnak, de azért megengedik a tisztán kvarkokból álló objektumok létezését is.

Az eredményeket részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. december 10-i számában jelent meg.

Forrás: ESA NR 2008.01.08.

Távcsõóriás épül a Google, Simonyi és Gates támogatásával
2008. január 11., péntek, 9:21


Hatalmas teljesítményû távcsõ épül Chilében, amely háromnaponta letapogatja az egész égboltot. A mûszer kivitelezésébõl a számítástechnikai óriáscégek is profitálhatnak.

A Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a mai optikai teleszkópok közül az egyik legnagyobb teljesítményû lesz. Nevét talán Nagy Égboltfelmérõ Távcsõként fordíthatnánk. A berendezés nem 8,4 méter átmérõjû tükreivel és a változó légköri viszonyokhoz alkalmazó, ún. adaptív optikájával emelkedik ki a modern mûszerek sorából - az áttörést a detektorától és az adatfeldolgozás módszerétõl várják a szakemberek.



Az LSST rendszer egy távcsövének vázlata (LSST Corporation)

A chilei Cerro Pachon csúcson felállítandó LSST rendszer a tervek alapján 2014-ben kezdi meg mûködését. Három egyforma, 8,4 méteres tükre gyûjti össze és vetíti a fényt a három, egyenként 3 gigapixeles detektorra, felvételenként 10 négyzetfokot megörökítve. Egy-egy égterületet 15 másodpercen keresztül rögzít, és közel 30 terabyte adatot (kb. 7000 DVD-nyi információt) termel minden éjszaka. A gyors megfigyelési módszerrel háromnaponta lefedi a teljes égboltot, ezzel kivételes lehetõséget nyújt a változások nyomon követésére. A felvételeket idõrendben összefûzve akár mozgófilmhez hasonló animációk is készíthetõk, rajta az égitestek elmozdulásával.

A fotók összehasonlításával kiszûrhetõk az elmozduló kisbolygók, a Plútó térségében keringõ Kuiper-objektumok, nóvák és szupernóvák, valamint számtalan egyéb objektum és jelenség. A becslések alapján egy évtizedes mûködés alatt a távcsõvel a 140 méternél nagyobb, a Földet becsapódással fenyegetõ kisbolygók közel 90%-át azonosítani lehet majd. A rögzített adatokat teljes egészében ingyenesen hozzáférhetõvé teszik bárkinek az interneten - csak gyõzze azokat feldolgozni.

Az elmúlt években a távcsövek adatrögzítési képessége gyorsabban fejlõdött, mint az adatok feldolgozási módszere. A következõ idõszakban sok fontos felfedezés valószínûleg az ún. adatbányászó szoftverek fejlesztéséhez kapcsolódik majd, amelyek automatikusan találják meg a keresett jelenséget, illetve akadnak új objektumokra és folyamatokra. Ezért a mai csillagászati megfigyelések jellege gyakran eltér a klasszikus észlelésektõl. Míg korábban egy-egy érdekes objektum, vagy azok csoportja volt a célpont, itt "mindent" rögzít a távcsõ, amit látómezejének mérete, fénygyûjtõ képessége és a felvételek idõbeli gyakorisága enged. A nehéz feladat a keresett információk kinyerése a hatalmas adathalmazból.

Az LSST program legfontosabb része tehát a megfigyelési eredmények automatizált feldolgozása lesz. Részben ez magyarázza, hogy Bill Gates 10 millió, Simonyi Károly 20 millió dolláros adománnyal támogatja a projektet. A képelemzõ és az eredményeket publikáló, valamint azokban keresõ szoftverek fejlesztésébõl a Google is kiveszi a részét, amely már korábban csatlakozott a programhoz.



A Cerro Pachon csúcs felvétele, rajta számítógépes grafikával az LSST obszervatórium fantáziarajza.

A távcsõ által termelt hatalmas adatmennyiség feldolgozása olyan szoftvereket igényel, amelyek fejlesztésének tapasztalatai technológiai elõnyhöz juttathatják a kivitelezõ cégeket. A projekt sajátos reklámértékkel is bír, részben mert a rögzített adatmennyiség szabadon elérhetõ a nagyközönségnek. Utóbbi az oktatásban is hozhat eredményeket. Itt nem csak a csillagászat tanítása, hanem a hatalmas adatmennyiséget kezelõ, mesterséges intelligenciával bíró szoftverek és alkalmazások fejlesztése szintén kiemelt terület lehet.

Szerves anyagok egy születõ bolygórendszerben
2008. január 10., csütörtök, 9:58


Az általunk ismert élet keletkezéséhez szükséges szerves anyagokat azonosítottak egy születõ bolygórendszerben, a csillagot övezõ anyagkorongban.


A földi élet születését megelõzõ, ún. prebiotikus fejlõdéshez már összetett szerves molekulák kellettek, amelyek mai ismereteink alapján több eltérõ környezetbõl származhattak. A modellek és a megfigyelések szerint sok ilyen összetevõ keletkezik a csillagközi térben lebegõ jégszemcsékben, részben a bennük található szén-dioxid és energikus kozmikus sugarak révén.



A szerves anyagoktól vöröses árnyalatú korong. A kép középsõ részét a fényes belsõ tartományok miatt kitakarták, a gyûrûn belüli részt feltehetõleg a kialakulóban lévõ bolygók söpörték tisztára (John Debes, Carnegie Institution)

Elméletileg hasonló folyamatra a bolygórendszerekben lévõ jeges felszínû égitesteken, üstökösmagokon is sor kerül. Utóbbi miatt mutat gyakran vöröses színt a Naprendszer külsõ vidékén lévõ jeges égitestek felszíne. Az õsi Föld légkörében is képzõdtek szerves molekulák, hasonlóan ahhoz, ahogy ma a Titan szaturnuszhold atmoszférájában megfigyelhetõ. Néhány újabb megfigyelés alapján egyes kõzetek vízzel és szén-dioxiddal érintkezõ felülete mentén is képzõdhettek ilyen anyagok.

Nagy kérdés, hogy a csillagközi térben létrejött szerves molekulák miként változnak meg a bolygórendszerek kialakulásakor a csillagokat övezõ, ún. protoplanetáris korongok kavargó anyagában. Utóbbi vizsgálatára a HR 4796A jelû, a Földünktõl 220 fényévre lévõ csillagkörüli korongot tanulmányozták a Centaurus csillagképben. A közel nyolcmillió éves, Napunknál mintegy kétszer nagyobb tömegû objektumot övezõ anyagkorongban már megtörtént a bolygócsírák összeállása, de nagyobb bolygók még vagy nem jöttek létre, vagy éppen most formálódnak a rendszerben. A jelenleg zajló ütközések újratermelik a port, ami nagy felülete révén lehetõséget ad a részletes megfigyelésére.

A fiatal csillagtól közel 70 CSE (csillagászati egység) távolságban (a Föld-Nap átlagos távolságának 70-szeresére) egy gyûrû húzódik, amely nagyjából kétszer olyan messze van, mint amennyire a Neptunusz kering a mi Napunk körül. Itt a gyûrû poranyaga egy közel 17 CSE széles sávban található.

A Hubble-ûrteleszkóp NICMOS detektorával az optikai és az infravörös tartományban vizsgálták a korong anyagának színképét. A megörökített por erõsen vörösnek mutatkozott. Árnyalatát az eddigi próbálkozások alapján nem sikerült ismert ásványokkal, esetleg a szemcsék sajátos méreteloszlásával magyarázni.

A szín kialakulásának legvalószínûbb oka, hogy jelentõs mennyiségû ún. tholin van a szemcsékben, illetve azok felületén. A tholin egy gyûjtõfogalom, többféle típusú és eltérõ felépítésû, hosszúláncú, szénalapú szerves vegyületek keverékét jelöli. Jelenlegi ismereteink alapján a Naprendszerben elsõsorban a távoli, jeges üstökösmagok felszínén jellemzõ, de tholinoknak tekinthetõk a Titan felsõlégkörében lebegõ molekulák is.



Fantáziarajz a HR 4796A körüli porgyûrûrõl (Greg Bacon, STScI, NASA)

A mostani megfigyelés elsõ alkalommal mutatott ki ilyen szerves összetevõket egy születõ, "félig kialakult" bolygórendszerben. A nagy kérdés, hogy a megfigyelt anyagok többsége vajon még a csillagközi térbõl maradt vissza a szemcsékben, vagy esetleg késõbb, már a korongban jött létre.

sajnos amíg a technikánk nem alkalmas rá, hogy valójukban lássuk ezeket az "eseményeket, jelenségeket", addig ez is több a semminél :)

lassan fantáziarajzunk lesz az egész univerzumról :)

Árván született galaxisközi csillaghalmazok
Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 09., szerda

A Hubble Ûrtávcsõ különleges kék csomókat bontott csillagokra három kölcsönható galaxis közötti ûrben, távol minden klasszikus csillagkeletkezési régiótól.

Nem minden nap fedez fel az ember különleges kék csomókat az ûrben – különösen akkor egyedi a dolog, ha egymással kölcsönhatásban álló galaxisok közötti térben bukkanunk rá a 200 millió évvel ezelõtt kialakult fiatal csillaghalmazokra. A Hubble Ûrtávcsõ rendkívüli érzékenységének köszönhetõen pontosan ez történt most az M81 spirális galaxis környékén.



Az M81 és M82 galaxisokat összekötõ anyagívben halvány kék csomókként látszanak a 200 millió évvel ezelõtti kölcsönhatás eredményeként keletkezett fiatal csillaghalmazok (balra: a GALEX ultraibolya ûrtávcsõ felvétele; jobbra: a HST részletképei).

Soha korábban nem láttunk még ennyire ritkán benépesült környezetben hasonló "kék csomókat" (blue blobs), melyekben több tízezer naptömegnyi anyag található fiatal csillagok alakjában. A csomók tömege meghaladja a Tejútrendszer legnagyobb nyílthalmazainak tömegét, viszont a gömbhalmazokétól messze elmarad. Mivel látszólag nem tartoznak semmilyen galaxishoz, árván töltik napjaikat az ûrben, s a csillagaik által a fúziós reakciókban letermelt nehéz elemeik minden akadály nélkül beszennyezik a galaxisközi ûrt. Lehetséges, hogy a korai világegyetem is ugyanígy szennyezõdött be az elsõ csillaggeneráció fúziós végtermékeivel.

A most talált kék csomókat az teszi különlegessé, hogy 12 millió fényév távolságban, három galaxis (M81, M82 és NGC 3077) ütközése nyomán létrejött gázhíd mentén találhatók. Az Arp-ív néven is ismert alakzat azonban nem olyan környezet, ahol csillaghalmazok léte várható, mivel a benne levõ anyagmennyiség messze nem elégséges intenzív csillagkeletkezés fenntartására. A Hubble felvételei alapján a most talált csomók mintegy öt Orion-ködnyi anyagot tartalmaznak, s a feltevések szerint a galaxisok 200 millió évvel ezelõtti erõs kölcsönhatásához köthetõk.

A Hubble mérései alapján sikerült megbecsülni a halmazok csillagainak korát. Legtöbb égitest kb. 200 millió éves, de van köztük alig 10 millió éves, nagyon fiatal objektum is. A legidõsebbek kora éppen megegyezik a három galaxis 200 millió évvel ezelõtti ütközésének idõpontjával, amirõl a közöttük levõ Arp-ív árulkodik, így kézenfekvõ összekötni a csillagkeletkezés beindulását és a galaxisok ütközését. Feltehetõen az ütközés során a csillagközi gázban fellépõ turbulenciák váltották ki az erõs csillagkeletkezést, ami a korai Univerzumban sokkal gyakrabban lejátszódó esemény lehetett.

Forrás: STScI-PR-2008-02

Elõször figyelték meg részletesen egy születõ csillag gázkilövelléseit
2008. január 8., kedd, 9:14


Elsõ alkalommal sikerült megfigyelni, amint egy születõ csillagot övezõ anyagkorong centrumából spirálisan repül ki a gáz, két hatalmas kilövellés formájában.



A HH-211 jelû objektum kettõs anyagsugara jobbra lent látható (A.A. Muench-Nasrallah, CfA)

A csillagok a csillagközi anyag hideg és sûrû felhõinek zsugorodásával születnek. A folyamat elindításához megfelelõ gázsûrûség, alacsony hõmérséklet és általában valamilyen külsõ behatás szükséges, amely megindítja a felhõ összehúzódását. A jelenség sok részlete pontosan még nem ismert: bizonyos folyamatok csökkentik a zsugorodó felhõ melegedését, mások pedig lassítják az egyre kisebbre húzódó anyagcsomó pörgését.

Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében ugyanis miközben a felhõ zsugorodik, pörgése egyre jobban felgyorsul - ahhoz hasonlóan, ahogyan a piruettezõ jégtáncosnõ pörgése is felgyorsul, amikor behúzza karjait. A modellek alapján ha nem lennének fékezõ hatások, egy ilyen felhõ annyira felpörögne, ami megakadályozná a további összehúzódást, és egy kompakt égitest kialakulását.

Ezért létezniük kell olyan folyamatoknak, amelyek mérséklik ezt a felpörgést. Az eddigi modellek alapján ilyen hatással bírhat például a centrumban lévõ protocsillagból kiáramló intenzív csillagszél. A csillag elõdjébõl kinyúló mágneses erõvonalak az objektumot övezõ, korongot alkotó anyaghoz kapcsolódva a perdület egy részét a korongnak adják át. Hasonló jelenség keretében a protocsillag mágneses erõvonalai a távolabbi, de a zsugorodó felhõvel szomszédos ionizált anyagcsomókhoz is kapcsolódhatnak, ezzel is fékezve a központi tömeg pörgését. Emellett a protocsillag körüli korongban létrejövõ, hullámszerû anyagsûrûsödések is szállíthatnak el a központi perdületbõl.

Mindezek felett hasonló hatással bírhatnak még a korongok centrumából, azokra merõlegesen, nagy sebességgel kirepülõ anyagsugarak, avagy jetek. Ilyeneket már sok alkalommal észleltek születõ csillagoknál, de eddig még nem születtek olyan megfigyelések, amelyek bemutatnák, miként segédkeznek ezek az anyagsugarak a forgó anyagcsomó perdületének csökkentésében.

Ezúttal a HH-211 jelû égitestnél akadtak a fent keresett nyomokra, amely közel 1000 fényévre, a Perseus csillagképben látható. Centrumában egy protocsillag és körülötte egy korong van, amelynek anyaga a centrumban lévõ égitest felé spirálozik, és folyamatosan ráhullik. A behulláshoz azonban perdületet kell veszítenie, enélkül ugyanis túl gyorsan keringene a protocsillag körül, és nem zuhanna a felszínére.

Egy nemzetközi csillagászcsoport Qizhou Zhang (CfA) vezetésével a Mauna Keán lévõ Submillimeter Array nevû mikrohullámú teleszkóprendszerrel a fenti objektmot vizsgálta. A születõ csillag közel 20 ezer éve kezdhetett anyagot gyûjteni, becsült végsõ tömege a Napéhoz lesz közel, de jelenleg még csak annak 6%-a. További növekedéséhez a körülötte lévõ anyagkorongban lévõ gáznak perdületet kell veszítenie, mivel csak ekkor tud a felszínére hullani.

A korong centrumából egymással ellentétes irányba két anyagsugár indul ki, közel 16 ezer CSE távolságig (az átlagos Föld-Nap távolság 16 ezerszereséig), amelyben a kilökött gáz mozgását most sikeresen feltérképezték. A mérések alapján a gáz az anyagsugár tengelye körül több mint 1300 km/s sebességgel forog, miközben 90 ezer km/s-mal halad a korong centrumától kifelé - tehát spirális csavarvonalban távozik kifelé.



Fantáziarajz az anyagkorongról és az annak centrumából kilökõdõ, két gyors, spirális anyagáramlásról (Change Tsai (ASIAA))

A jelenség keretében a korong perdületet veszít, ezért a gáz jelentõs része a centrumban növekvõ protocsillagra zuhan. Ez az elsõ alkalom, hogy egy ilyen anyagsugárban spirálisan áramló gázt sikerült azonosítani. A régóta keresett jelenség aktívan közremûködik a korongban lévõ anyag perdületének csökkentésében, és áttételesen a központi propocsillag növekedésében.

Rövid gammavillanás gravitációs hullám nélkül
Szerzõ: Kovács József | 2008. január 08., kedd

Összeolvadó neutroncsillagok és fekete lyukak? A gravitációs hullámok detektálására épült LIGO negatív mérési eredménye megkérdõjelezheti a rövid gammavillanások leginkább elfogadott magyarázatát.


A gammavillanások a Világegyetem leghevesebb és legnagyobb energiát felszabadító folyamatai. A jelenség hossza alapján két fõ típusukat különböztetik meg. A 2 másodpercnél rövidebb események az ún. rövid, míg a 2 másodpercnél tovább tartók az ún. hosszú gammavillanások. A jelenség okai még egyáltalán nem tisztázottak. A hosszú gammavillanások közül egészen z=6,3 vöröseltolódásig sok olyan galaxishoz kapcsolható, melyben heves csillagkeletkezési folyamatok zajlanak, míg néhány közelebbi nagy valószínûséggel szupernóva-robbanásokhoz köthetõ. A rövid gammavillanások okai ennél sokkal bizonytalanabbak. Detektáltak különbözõ típusú és csillagkeletkezési múlttal rendelkezõ galaxisokhoz kapcsolódókat, de találtak már olyat is, melynek forrása a Tejútrendszerben van. A jelenleg leginkább elfogadott magyarázat szerint itt kompakt kettõsök, például két neutroncsillag vagy egy neutroncsillag és egy fekete lyuk összeolvadásáról, illetve a folyamat közben felszabaduló energia pillanatszerû kitörésérõl van szó. Statisztikai vizsgálatok alapján elképzelhetõ az is, hogy a rövid villanások körülbelül hatoda ún. SGR (Soft Gamma-ray Repeater, azaz ismétlõdõ lágyröntgen-kitörõ) lehet, melyek energiája kisebb. Nincs még olyan pozitív észlelés, ami az összeolvadási hipotézist bizonyítaná, viszont van egy negatív, ami akár a cáfolatát is jelentheti.



A LIGO projekt interferométereinek több kilométer hosszú alagútjai madártávlatból a Washington állambeli Hanfordban és a Louisiana állambeli Livingstonban.


A kérdés tisztázásában fontos szerepe lehet a feltételezett összeolvadási folyamat közben gerjesztett, az általános relativitás elmélete által megjósolt gravitációs hullámok detektálásának. Az elképzelések szerint ezeknek a viszonylag jól modelezett amplitúdó- és frekvenciaeloszlású hullámoknak még az összeolvadás elõtt fázisban kell keletkezniük, amikor a komponensek spirális pályán közelednek egymás fele.

A gravitációs hullámok detektálására szolgáló kísérletek több évtizedes múltra tekintenek vissza. Közülük az egyik legújabb a két nagy amerikai egyetem, a Caltech és az MIT által üzemeltetett LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). A világ 12 országából 580 tudóst összefogó projekt fõ interferométerei Hanfordban (USA, Washington állam) és Livingstonban (USA, Louisiana állam) találhatók, de része még a hálózatnak például a németországi Hannover mellett mûködõ GEO600 interferométer is. Az L alakú, több kilométer hosszú, Michelson és Fabry-Perot üzemmódban mûködõ ágakat tartalmazó interferométerek vákuumalagútjaiban osztott lézernyalábok segítségével rendkívül nagy pontossággal tudják mérni az alagútakban elhelyezett tükrök távolságát.

Einstein elmélete szerint a nagytömegû, gyorsuló mozgást végzõ objektumok - esetünkben például az összeolvadás elõtti fázisban lévõ neutroncsillagok - megzavarják a téridõ szerkezetét a környezetükben. Ez a zavar aztán gravitációs hullámok formájában tovaterjed, s közvetítésükkel a kiváltó objektum óriási távolságokban is érezteti hatását, az interferométerekben például olyan módon, hogy a hullámok áthaladásakor kicsit megváltozik a tükrök távolsága. A fénysebességgel terjedõ gravitációs hullámok az alagutak két-két végét körülbelül 10 mikroszekundumos idõkülönbséggel érik el. Háromszögelési módszerrel így a forrás égi pozíciója is meghatározható. A LIGO berendezései olyan érzékenyek, hogy a tükrök távolságában egy proton "átmérõjének" ezred részényit kitevõ változást - ez mindössze 10-18 m! - is képesek kimutatni.



Az ESO VLT távcsõegyüttesével készült felvétel a GRB 070201 katalógusjelû gammavillanás égi környezetérõl. A villanás helyét nyíl mutatja.


2007. február 1-jén az IPN (Interplanetary Network) hálózat három, gamma-detektorral felszerelt ûrszondája és a NASA Swift mûholdja is észlelt egy rövid gammavillanást az Andromeda-galaxis irányából. A jelenség az idõpont alapján a GRB 070201 (GRB = Gamma Ray Burst) katalógusjelzést kapta. A jelenség során a Hanfordban található 2 és 4 km-es interferométer (az L két szára) is üzemelt és adatokat gyûjtött, de a mérési eredmények között semmi nyoma az elõbbiek alapján az eseményhez köthetõ gravitációs hullámok hatásának! Ha a villanás az M31 egyik spirálkarjában következett be, akkor semmiképpen nem okozhatta két kompakt objektum összeolvadása, ugyanis az Andromeda-köd 2,5 millió fényéves távolságában lezajló ilyen grandiózus eseményt a LIGO hiperérzékeny detektorai mindenképpen jeleztek volna. A detektálható gravitációs hullámok hiánya persze jelezheti azt is, hogy a gammavillanást kiváltó összeolvadás jóval távolabb következett be, illetve elképzehetõ még az a magyarázat is, hogy az esemény mégiscsak az M31-ben következett be, de "csak" egy SGR-rõl van szó.


A gamma-detektorokkal felszerelt mûholdhálózat méréseinek bizonytalanságából származó hibadoboz keresztezi az M31 egyik spirálkarját, ezért lehetséges, hogy a gammavillanás az Andromeda-galaxisban következett be. A nagy képen a galaxis ultraibolya fotója látható a hibadoboz egy részével, míg a kis inzerten az SDSS képe a teljes hibahatárokkal látható.


A kutatásban résztvevõ szakemberek kivétel nélkül egyetértenek abban, hogy ez a negatív eredmény is rendkívül fontos, mivel új szempontokat vethet fel a rövid gammavillanások kutatásában, de talán még ennél is fontosabb, hogy megmutatta a gravitációs hullámok detektálásával foglalkozó fizikusok és az elsõsorban az elektromágneses hullámokat vizsgáló csillagászok közötti gyümölcsözõ együttmûködés lehetõségét. A berendezések továbbfejlesztett változata (Advanced LIGO) körülbelül 1 nagyságrenddel érzékenyebb lesz. Segítségével akár naponta észlelhetõk lesznek gravitációs hullámokat generáló események, így a LIGO egy éves észlelési programja mindössze néhány óra alatt teljesíthetõ vele, jó esélyt teremtve arra, hogy hosszú várakozás után végre minden kétséget kizáró módon detektáljunk egy gravitációs hullámokat keltõ eseményt.

Forrás: Caltech NR 2008.01.02.

Idõsebbek a Szaturnusz gyûrûi?
Szerzõ: Derekas Aliz | 2008. január 06., vasárnap

A Cassini ûrszonda legújabb eredményei alapján úgy tûnik, hogy a Szaturnusz gyûrûi akár már a Naprendszer kialakulásával párhuzamosan is létrejöhettek.


Larry Esposito (Univ. of Colorado) és kutatócsoportja a Cassini adatait felhasználva új következtetésekre jutott a Szaturnusz gyûrûiben rejtõzõ teljes anyagmennyiséggel és a rendszer korával kapcsolatban. A korai ûrszondás, majd késõbb Hubble Ûrtávcsöves vizsgálatok mind arra utaltak, hogy a gyûrûrendszer meglehetõsen fiatal, százmillió évre tehetõ korú alakzat, ami egy üstökös és egy szaturnuszhold ütközésének eredményeként jöhetett létre valamikor a dinoszauruszok korában. Azonban a Cassini fedélzeti mûszerei egyöntetûen azt mutatják, hogy a gyûrûk nem egy katasztrófa nyomán jöttek létre, s a különbözõ gyûrûívek kora jelentõsen eltér, illetve a bennük levõ anyag is újrahasznosul az idõk során. Utóbbi azt jelenti, hogy a gyûrûkbe folyamatos utánpótlás érkezik a kisebb holdak összetöredezése révén, majd ebbõl újra kisebb holdacskák csomósodnak össze, fenntartva újabb gyûrûívek létrejöttéhez az alapanyagot.


Fantáziakép a gyûrûk anyagában összecsomósodó kisebb testekrõl.

A kutatásokat vezetõ Larry Esposito fedezte fel még 1979-ben a Pioneer-11 ûrszonda képein az F jelzésû gyûrût. Szerinte az újonnan feltárt bizonyítékok meggyõzõen arra utalnak, hogy a Szaturnusznak szinte mindig is voltak gyûrûi. Ezek ugyan folyamatosan változnak az évmilliók során, de az anyag körforgása a gyûrûk és a holdacskák között akár a Naprendszer teljes 4,5 milliárd éves korán át fenntarthatta a gyûrûs bolygó díszét.

A tudósok korábban azt gondolták, hogy ha a gyûrûk a Szaturnusszal összevethetõ korúak lennének, akkor a folyamatosan záporozó meteoritikus anyagtól elsötétedett volna az alkotószemcsék felszíne. Az új megfigyelések azonban azt bizonyítják, hogy a gyûrû meglehetõsen nagy méretû jég- és szikladarabokat tartalmaz, nagyobbakat, mint ahogy azt eddig gondolták. Ez magyarázatot ad arra is, hogy a gyûrûk miért tûnnek viszonylag fényesnek távcsövön keresztül. Minél több anyagot tartalmaz a gyûrû, annál több anyag áll rendelkezésre az újrahasznosulásra, a gyûrû anyagának látszólagos felfrissítésére.


Távolban egy füstkarika: a Mimas az F gyûrû mögött. A gyûrû belsõ magja olyan sûrû, hogy képes kitakarni a Mimas egy részét.

Esposito csoportja méréseket végzett az F gyûrû mögött áthaladó csillagok fényességváltozásról (okkultációiról), amit a gyûrû anyagában levõ nagyobb csomók kitakaró hatása idéz elõ. A fényességváltozás erõsségébõl és idõskálájából pedig megbecsülhetõ a csillagfedést okozó testek mérete. A módszerrel 13 olyan objektumot fedeztek fel az F gyûrûben, amelynek mérete 27 m és 10 km közé esik. Mivel többségük áttetszõ, azaz valamenyi fény azért átjutott rajtuk, a kutatók arra következtettek, hogy ezek a nagyobb testek ideiglenesen összeálló jeges szikladarabokból álló csomók lehetnek. A jelenség számítógépes szimulációja jól illusztrálja a csomók dinamikus változásait.


A Pandora, az egyik terelõhold éppen kibukkan az F gyûrû mögül.

Espesito véleménye szerint a Szaturnusz gyûrûi sosem lesznek olyanok a jövõben, mint amilyennek most látjuk õket. Mint a hatalmas földi városok, melyek évszázadokon át fennmaradnak, de mégis mindig másképpen néznek ki, úgy a gyûrûrendszer is állandóan változtatja a külvilág felé mutatott arcát.


Forrás: Cassini-Huygens News Release 149, 2007.12.12.

Óriásbolygó egy fiatal csillag körüli porkorongban
Szerzõ: Kovács József | 2008. január 04., péntek

Egy alig tízmillió éves csillag körüli porkorongban mintegy 10 jupitertömegû óriásbolygót mutattak ki, ami megerõsíti a bolygók gyors keletkezésérõl szóló elképzeléseket.


A szakemberek között egyetértés mutatkozik abban a kérdésben, hogy a bolygók fiatal csillagok körüli porkorongokban alakulnak ki, a folyamat részletei azonban még nem tisztázottak. Szintén kérdéses a bolygókeletkezés idõskálája is, ezért egy porkorongba ágyazódó fiatal csillag körüli bolygó detektálása mindenképpen figyelemre méltó esemény. Ez történt most a közeli, körülbelül 8-10 millió évesre becsült TW Hydrae esetében, melynek sokat tanulmányozott protoplanetáris korongjában egy 10 jupitertömegû bolygót mutattak ki 0,04 csillagászati egységre központi csillagától, a csillag és porgyûrû közötti üres részben. Az óriás planéta keringési ideje mindössze 3,56 nap. A ma ismert körülbelül 270 exobolygó közül ez az elsõ, amelyik ilyen fiatal csillag körül kering, s léte megerõsítheti azt a közeli infravörös és a milliméteres hullámhosszakon végzett észleléseken alapuló feltételezést, hogy a bolygók a csillaguk születése utáni 10 millió éven belül kialakulnak, mielõtt a létrejöttükhöz szükséges port és gázt a csillagszél és a sugárnyomás kifújná a csillagközi térbe.


Fantáziarajz a TW Hydrae rendszerérõl a porkoronggal és a belsõ, kisöpört zónában keringõ óriásbolygóval.


Az exobolygók detektálásának legeredményesebb módszere a központi csillag jól megválasztott színképvonalainak periodikus Doppler-eltolódásából származtatott ún. radiálissebesség-görbe elemzése, melybõl az egyébként láthatatlan kísérõ legfontosabb paraméterei (keringési ideje, pályájának mérete, tömegének alsó határa) megbecsülhetõk. Ez a módszer azonban fõleg a Naphoz hasonló, kevéssé aktív csillagukhoz nagyon közeli pályán keringõ óriásbolygók esetében hatásos, ezért a nagy, radiális sebességek maghatározását célzó felmérésekbõl eddig a fiatal, általában jelentõs aktivitást mutató csillagokat kizárták. A legfiatalabb csillag, amely körül ilyen módszerrel eddig bolygót detektáltak, 100 millió éves.

A Johny Setiawan (Max-Planck Institut für Astronomie, Heidelberg) vezette kutatócsoport az ESO La Silla-i obszervatóriumában üzemelõ 2,2 méteres teleszkópra szerelt FEROS (Fibre-fed Extended Range Optical Spectrograph) száloptikás echelle spektrográfot használta a sebességgörbéket eredményezõ nagyfelbontású színképek elkészítéséhez. A megfigyelésekbõl kizárták azon színképvonalak környezetét, melyekben a fiatal csillag nagy aktivitást mutat. Ilyenek például az ionizált kalcium H és K vonala, a hidrogén Hβ és Hα vonala, valamint a semleges hélium és nátrium vonalai. Az eredményül kapott radiálissebesség-görbék periódusanalízise a 3,56 napos periódusnál jelzett egy szignifikáns csúcsot. Ezt a jelet egy ilyen keringési idejû bolygókísérõn kívül okozhatják még csillagfoltok, de akár a csillag nemradiális pulzációja is. Az elsõ esetben a színképvonalak periodikus eltolódása minden vonal esetében kimutatható, s a vonalak alakját nem befolyásolja, míg az utóbbi két lehetõségnél a vonalak profilja is változik, befolyásolva ezzel a radiális sebességek mérését is. A csoport eredményei szerint a TW Hydrae esetében a 3,56 napos változás majdnem szinuszos, s a sebességek nem korrelálnak a fényesség, illetve a csillagaktivitás egyéb nyomjelzõinek változásaival, így legvalószínûbb magyarázat a kísérõ jelenléte. Tömegének alsó határa 1,2 jupitertömeg, de ha figyelembe veszik azt a korábbról, például a Hubble Ûrteleszkóp méréseibõl ismert tényt, hogy a porkorongra majdnem merõlegesen látunk rá (i ≈ 7°), akkor tömegére 9,8 jupitertömeg adódik, igaz meglehetõsen nagy, 3,3 jupitertömeg bizonytalansággal.

Az elméletek szerint a bolygók a csillagok körüli por- és gázkorongokban alakulnak ki mikrométer nagyságú porszemcsék ütközései révén. Ezen folyamat során a mikroszkópikus részekbõl elõször a bolygómagok jönnek létre, melyek – elegendõen nagy tömeget elérve – nemcsak magukhoz vonzzák a gázt a korongból (akkréció), s ezzel ki is söprik a protoplanetáris diszk körülöttük lévõ részét, de a tömegváltozás miatt sugárirányban befelé is mozognak (migráció). Az óriásbolygók kialakulásának egy másik lehetséges módja a korongban létezõ gravitációs instabilitások körüli kondenzáció. A jelenlegi modellek megengedik a TW Hydrae b-hez hasonló nagytömegû bolygók létrejöttét, de nem világos, hogy ehhez elegendõ-e az elsõ típusú keletkezési folyamat, vagy a korongbeli gravitációs instabilitások is szükségesek hozzá. A TW Hydrae kísérõje valószínûleg a korong külsõbb részén keletkezett a csillagtól 1-4 csillagászati egység távolságra, majd elkezdett befelé vándorolni, miközben a korong belsõ régiójában jelentõs mennyiségû gázt vonzott magához. A befelé irányuló mozgás akkor állhatott le, amikor a korong optikailag vékony részét elhagyva átlépte a csillag körüli belsõ gázmentes zóna körülbelül 0,06 csillagászati egységre lévõ határát. Ezen zóna kialakulásának egyik lehetséges oka a csillag mágneses tere.



A TW Hydrae rendszerének sematikus rajza. Az új bolygó a csillagtól 0,04 csillagászati egységre egy kisöpört részen belül kering. Ezen kívül helyezkedik el a porkorong, melynek belsõ része vékonyabb, külsõ része pedig vastagabb.


A TW Hydrae rendszere direkt kapcsolatot teremthet a porkorongok fejlõdési és a bolygók kialakulási mechanizmusai között, illetve ideális alanya lehet a bolygómagok kialakulását, a migrációt és az akkréciót modellezõ numerikus szimulációknak.

Az eredményeket részletezõ szakcikk a Nature c. folyóirat 2008. január 3-i számában jelent meg.

Forrás: Nature, Volume 451, p. 38

Hát, ha azt veszem, hogy ezek a marsjárok annyi utat tettek meg két év alatt, mint amit egy embere egy nap alatt megtesz, akkor velószínûleg soha nem érnének oda. :)

A mostani két marsjáró? :)
Nekik mennyi idõbe tellne odabattyogni :) ?

Biztos ez az lesz az, de ezek szerint a mozgása elég nagy léptékû, és egyelõre csak feltételezes. Viszont ha közelebrõl is megvizsgálják, még lehetnek ott érdekességek.

http://index.hu/tech/urkutatas/mars071221/ Ez esetleg?

BUÉK!

Köszi;
Pedig egyértelmûen ezt hallottam a kossuth rádióban nemrég <#nemtudom>

Nem találtam semmi olyan cikket, amiben lett volna errõl szó mostanában...

Boldog Új Évet Mindenkinek!

Landren.
Rádióba hallottam, hogy a mars felszinén mozgó jégdarabot fedeztek fel. Tudsz errõl valami linket adni? Köszi
Ja és Boldog karácsonyt és kellemes új évet kívánok.

Kozmikus kolibri
Szerzõ: Kovács József | 2007. december 23., vasárnap

Egy nagyon ritka hármas galaxisütközés közben létrejött alakzat meglepõen hasonlít egy virág elõtt, lebegõ kiterjesztett szárnyú kolibrire.


Az ESO 593-IG 008, illetve IRAS 19115-2124 katalógusjelû, tõlünk 650 millió fényévre található objektum a Hubble Ûrteleszkóp felvételeirõl kölcsönható galaxispárként már korábban is ismert volt. Az ESO VLT teleszkójai közül a negyedik egységen (Yepun) üzemelõ NACO (NAos+COnica = Nasmyth Adaptive Optics System + COude Near Infrared CAmera) mûszeregyüttessel kapott részletes képek világosan mutatják a két galaxist, melyek közül az egyik egy horgas spirális, míg a másik irreguláris.


A NACO mûszeregyüttes K sávban készült infravörös és a Hubble Ûrteleszkóp korábbi, B és I sávban készült felvételének kombinálásával nyert kép a kölcsönható galaxisokról.


Az igazi újdonságot az jelentette, hogy a NACO adatai alapján nem csak az eddig ismert két galaxis azonosítható, de kimutatható egy harmadik jelenléte is, ami irreguláris volta ellenére nagytömegû, s rendkívül nagy intenzitással zajlanak benne a csillagkeletkezési folyamatok. Ez évente összesen körülbelül 200 naptömegnyi csillag kialakulását jelenti. A másik két galaxis ebbõl a szempontból sokkal nyugodtabb. A kutatás vezetõje, Petri Väisänen szerint a hasonló méretû galaxisok részvételével zajló ütközési folyamatok rendkívül ritkák, s ebben az esetben is a VLT és mûszereinek képességei tették csak lehetõvé a harmadik galaxis azonosítását.


A galaxiscsoportról a VLT NACO mûszeregyüttesével a K infravörös sávban készült felvétel. A körülbelül 25x25 ívmásodperc méretû területet lefedõ kép a "madár" különbözõ részeit is jelöli.


A hasonlóság miatt az objektumegyüttest legkönnyebben a madár-analógia alapján írhatjuk le. A most azonosított harmadik galaxis a kolibri feje, a szív és a test a két másik, korábban is ismert galaxis magja, míg a szárnyak az ezek gravitációs kölcsönhatásának eredményeként kialakult anyaghidak, melyek hossza meghaladja a százezer fényévet, azaz akkorák, mint a Tejútrendszer.

Az új dél-afrikai óriástávcsõvel (Southern African Large Telescope) optikai tartományban végzett spektroszkópiai megfigyelések, illetve a Spitzer ûrteleszkóp archivumából származó infravörös adatok szintén megerõsítették azt, hogy a "fej" egy különálló objektum, de szolgáltak egyéb meglepetéssel is. A "fej" ugyanis több mint 400 km/s sebességgel távolodik a "test" többi részétõl, s összeolvadó galaxisok esetében ilyen nagy relatív sebességek szintén nagyon ritkák. A kutatócsoport egyik tagja, Seppo Mattila szerint a NACO-val éppen azt a pillanatot (csillagászati értelemben!) kapták el, amikor a harmadik galaxis elõször megközelíti a másik kettõt, melyek már korábban, több száz millió évvel ezelõtt kölcsönhatásba léptek egymással.

A rendszer infravörös luminozitása óriási, körülbelül ezer milliárdszorosan haladja meg a Nap hasonló sugárzását. Érdekes az is, hogy az infravörös sugárzás fõ forrása a harmadik galaxis, bár valószínûleg ez a legkisebb a komponensek közül. A "madárról" egyébként már régóta úgy gondolják, hogy a galaxisok fejlõdésének egyik fontos lépcsõjét illusztrálja: az összeolvadás és a folyamat által felgyorsított csillagkeletkezés a késõbbiekben egyetlen óriás elliptikus galaxis kialakulásához vezethet.



Ha már inkább karácsonyi hangulatban vagyunk, akkor az alakzatba a kolibri helyett a Peter Pan mesébõl ismert tündér, Tinker Bell is beleképzelhetõ a galaxisok kozmikus keringõjébe.


Az eredményeket részletezõ szakcikk a Monthly Notices of Royal Astronomical Society c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás: ESO PR 55/07, 2007.12.21.

Villanás a semmibõl
Szerzõ: Kovács József | 2007. december 21., péntek

A Swift ûrteleszkóppal 2007 elején olyan gammavillanást figyeltek meg, melynek helyén a robbanás utófényének eltûnését követõen még a 10 m-es Keck I teleszkóppal sem látszik semmi.


A felfedezés dátuma alapján GRB 070125 jelzéssel ellátott gammavillanás (Gamma Ray Burst, GRB) az Ikrek csillagképben tûnt fel, s különlegessége az, hogy egyelõre nem kapcsolható semmilyen forráshoz. A hosszú gammavillanások a jelenleg elfogadott elképzelés szerint nagytömegû csillagok pusztulásához köthetõk, amelyek jellemzõen galaxisok csillagkeletkezési régióiban találhatók. A GRB 070125 esetében viszont a feltûnés közelében látszó galaxisok legközelebbike is majdnem 90 ezer fényévre van a villanás helyétõl.

Mivel a GRB 070125 villanása elég fényes volt (utólag már tudható, hogy a 2007-es év egyik legfényesebb ilyen eseményeként vonul a krónikákba), a Caltech és a Penn State University kutatóiból álló, Brad Cenko (Caltech) vezette csoport gyorsan elkezdte a jelenség észlelését földfelszíni teleszkópokkal is. A Palomar-hegyen mûködõ 60 hüvelykes robotteleszkóppal végzett január 26-i észlelés szerint a villanást egy fényes, de gyorsan halványuló utófény követte a látható tartományban. Ezen megfigyelés váltotta ki aztán a hawaii Mauna Kea csúcson mûködõ 8 méteres északi Gemini és a 10 méteres Keck I teleszkópokkal körülbelül három héttel késõbb elvégzett részletes észleléseket.



A bal felsõ képen a gammavillanás utófényérõl a palomar-hegyi 60 hüvelykes robotteleszkóppal készült felvétel látható. A jobb felsõ kép ugyanazt a terület mutatja a Keck I teleszkóppal 3 héttel késõbb. Az ugyanerrõl a felvételrõl kinagyított alsó képen kereszt jelzi a gammavillanás helyét. Az ábrán a két legközelebbi galaxis látóirányra merõleges távolsága szintén fel van tüntetve.


Az igazi meglepetést a Gemini teleszkóppal készített színképfelvételek okozták. A korábbi, száznál is több GRB esetében szerzett tapasztalatokkal ellentétben ugyanis ezek a spektrumok nem mutatták nyomát az utófényt gyengítõ gáznak és pornak a villanás helye és a Föld között. A magnézium színképvonalai alapján a robbanás környezetében a gáz és a por sokkal hígabb, mint bármelyik korábbi gammavillanás körül, vöröseltolódásuk alapján pedig a robbanás több mint 9,4 milliárd évvel ezelõtt következett be. A villanás környezetének további pontosítása végett jóval az utófény elhalványulása után a Keck I teleszkóppal is lefényképezték a kérdéses területet. A kutatók meglepetésére azonban az adott hely közvetlen környezetében nincs galaxis. Pedig a csoport egyik tagja, Derek Fox (Penn State) szerint a Keck felvételeken a keresett galaxisnak látszania kellene.

A témával foglalkozó csillagászok többsége meg van gyõzõdve arról, hogy a hosszú gammavillanások tulajdonképpen a nagytömegû csillagok fejlõdésének végén bekövetkezõ óriási kataklizmákhoz kapcsolódnak. Az energiatermelés megszûnésével a csillag magja gyorsan forgó, erõs mágneses teret gerjesztõ fekete lyukká roskad össze. A fekete lyukba spirálozó anyag egy részét az erõs mágneses tér az anyagbefogási korongra merõlegesen két ellentétes kifúvás (jet) formájában kidobja a rendszerbõl, s tulajdonképpen ezek a jet-ek okozzák a gammavillanást. Az ilyen csillagok életútja azonban nagyon rövid, így ezalatt nem távolodhatnak el túl messze születési helyüktõl, tipikusan megfelelõ méretû fényes galaxisok sûrû gáz- és porfelhõitõl. A GRB 070125 tehát azt a kényelmetlen kérdést veti fel, hogyan kerülhet egy nagytömegû csillag ilyen messze bárminemû galaxistól. Vagy még egyet csavarva a kérdésen: ha nem a keletkezése után jutott ilyen messze, hogyan jöhetett létre ilyen elszigetelt környezetben.



Az Ebihal-galaxis. A nagytömegû fényes csillaghalmazokból álló csóvát egy másik, jóval kisebb galaxis gravitációs hatása hozta létre. Maga a zavaró galaxis körülbelül 300 ezer fényévre az Ebihal-galaxis mögött van, s a csóvával ellentétes oldalon lévõ spirálkar mögött látható is. Az idõ múlásával, ahogyan a névadó földi élõlények, az Ebihal-galaxis is el fogja veszíteni "farkát", amibõl aztán egy kisebb kísérõgalaxis fog létrejönni.


Egy lehetséges magyarázat, hogy a gammavillanást okozó csillag kölcsönható galaxisokat összekötõ anyaghídban keletkezett. Szép példája egy ilyen galaxisnak a Sárkány csillagképben megfigyelhetõ, tõlünk 420 millió fényévre található UGC 10124 katalógusjelû Ebihal (Tadpole) fantázianevû galaxis, melynek 280 ezer fényév hosszú, fényes kék csillaghalmazokkal teli "farka" egy korábbi kölcsönhatásra utal. Cenko szerint, mivel a csillagok egy százaléka ilyen, árapály erõk által létrehozott csóvákban keletkezik, nem értelmetlen azt gondolni, hogy a gammavillanások is hasonló arányban fordulnak elõ ilyen környezetben. Ha az elképzelés helyes, akkor – bár detektálása rendkívül nehéz lesz – a Hubble hosszú expozíciójú felvételein a feltételezett anyaghídnak is fel kell majd tûnnie.

Forrás: NASA Goddard Space Flight Center NR, 2007.12.18.

Extragalaktikus csillagromboló
Szerzõ: Derekas Aliz - Kiss László | 2007. december 18., kedd

Példátlan pusztulást, s nyomában új csillagok keletkezését válthatja ki egy nagytömegû fekete lyukból származó gázkilövellés, melynek pontosan útjába került egy közeli kísérõgalaxis.


Eddig példátlanul romboló hatású galaxiskölcsönhatás szemtanúi lehetünk ûrobszervatóriumok (Chandra, HST, Spitzer) és a legérzékenyebb földi rádiótávcsövek (VLA, MERLIN) méréseinek kombinálásával. A nemzetközi együttmûködésben vizsgált 3C 321 jelzésû rádióforrás két galaxisból áll, amelyek egymás körül keringenek, tõlünk mintegy 1,4 milliárd fényév távolságban. A Chandra röntgenteleszkóp adatai szerint mindkét galaxis közepén egy nagytömegû fekete lyuk található, de a nagyobbik galaxis fekete lyukából intenzív gázkilövellés, azaz jet indul ki. A kisebbik galaxis – az esetleg benne kifejlõdött élõlények szerencsétlenségére – pedig éppen ennek a jetnek az útjába került.



A 3C 321 galaxis különbözõ hullámhosszakon készült képei összekombinálva (bíbor: Chandra, röntgen; vörös és narancs: HST ultraibolya és optikai; kék: VLA és MERLIN rádió).

Daniel Evans (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) munkatársa, a kutatás vezetõje szerint már nagyon sok jetet láttunk galaxisok központi fekete lyukából kilövellni, de ez az elsõ alkalom, hogy megfigyelhetjük, amint a jet egyenesen becsapódik egy másik galaxisba. Ennek hatására rengeteg másodlagos hatás lép fel a célkeresztbe került csillagvárosban, melyek mindenféle problémát okozhatnak.

A fekete lyukból származó jetnek nagyon erõs a sugárzása, különösen a röntgen- és gammatartományban – nagy mennyiségben ez az ismert (földi) életformákra végzetes hatású. A sugárzás és a közel fénysebességgel áramló elemi részecskék óriási mértékben károsíthatják az útjukba kerülõ bolygólégköröket, pl. a földi ózonréteghez hasonló védõpajzs szinte teljesen megsemmisülne.


A 3C 321 röntgen, ultraibolya, optikai és rádió hullámhosszakon.


A relativisztikus jet hatása a kísérõgalaxisra valószínûleg igen jelentõs, mivel a két galaxis alig 20 ezer fényévre található egymástól, ami kevesebb, mint pl. a Nap távolsága a Tejútrendszer magjától. A VLA és MERLIN rádiótérképei egy világos foltot mutatnak a jet kísérõgalaxisba csapódásának a helyszínén, ami elnyeli és átalakítja a jet energiájának nagy részét. Az ütközés szétszakítja és elhajlítja a jetet, amirõl számítógépes animáció is készült (kis- és nagyfelbontású változatban egyaránt letölthetõ).

A felfedezés másik egyedülálló vonatkozása, hogy kozmikus értelemben az események idõskálája rendkívül rövid. A VLA és a Chandra képeinek apró részletei arra engednek következtetni, hogy a jet kb. 1 millió évvel ezelõtt kezdett el becsapódni, ami lényegében jelentéktelenül rövid idõ az egész rendszer életét tekintve. Mindez azt jelenti, hogy az ilyen események elég ritkák az Univerzum viszonylag közeli régióiban, azaz hasonló drámai kölcsönhatást nagyon ritkán "csíphetünk el".

Egy ilyen jet becsapódásának viszont nemcsak negatív hatásai vannak. Az események nyomán a kisebbik galaxis csillagközi anyagában beindulhat a csillagok, majd bolygók keletkezése, s így akár új élet is kialakulhat a kozmikus pusztulás hullámainak elcsitultával.

Források:

STScI-PR-2007-37
Evans, D.A. és munkatársai, astro-ph/0712.2669

így van, nem hiszek benne. Persze ez nem szilárd, eltántoríthatatlan meggyõzõdés, a véleményem formálódik új tapasztalat és információszerzés alapján... Viszont nem áll módomban ellenõrizni ezen információk hitelességét, ennek hiányában pedig nehezen változik a véleményem. Könnyen lehet, hogy nincs igazam, de amíg kételyem van valami felõl, addig nem tudok hinni benne.

szerintem a kettõ nem függ össze, ha "nekik" van pármillió év elõnyük, akkor már bõségesen elrepkedhettek akár ide is. (bár az is benne van, hogy miért pont ezt a közepes sárga csillagocskát nézték volna ki maguknak, a rádiózaj-gömbünk jelenleg maximum 100 fényév sugarú (inkább 60))

ezek szerinint te nem hiszel az idegenek földi jelenlétében sem

Elég valószínû, hogy mi életünkben csak a tavcsövek és a szondák által továbbított képekben gyönyörködhetünk. Meglehetõsen pesszimista vagyok az ûrutazással kapcsolatban. A térhajlítós, és a teleportálós utazásban, egyáltalán nem hiszek.( persze tudom a földet is laposnak hitték korábban) A fénysebességben még csak-csak, de az meg nagyon lassú, a proxima elérése is majd 4 és fél évet venne igénybe. Tudom fénysebességnél átértékelõdik az idõ fogalma, de Mi, akik nem utazunk valos idõnek éljük meg. A Tejút átmérõje 100k fényév! No commen! Talán a naprendszerünk bolygóira/holdjaira eljut az emberiség a mi életünkben.

Hali!

Filozófia dolgozatom érinti a világegyetem keletkezésével kapcsolatos kérdéseket, esetleg érdekes lehet: www.sumegi.eu/doc/

hát, ha jól tudom elvileg lehetetlen, hogy az egészet bejárjuk (ti. folyamatosan változik+tágul) - de sok szép helyet bejárhatunk majd egyszer :)

hihetetlen milyen csodák várnak odakint még felfedezésre... mikor érünk el ténylegesen odáig, hogy megismerjük, bejárjok ezeket a tájakat is? mi biztos hogy soha, de az emberiség egyszer? taláán.. (tudom hogy egyre többet tudunk, de azért valljuk be, ez még szinte semmi :D)

Ezt meg csak mert szép:

Egy klasszikus szépség: az Örvény-köd
Szerzõ: Kiss László | 2007. december 12., szerda

Jól ismert galaxisok is új fényben tûnnek fel az elektromágneses spektrum röntgentõl az infravörösig terjedõ tartományában készült képek összegzésével.


Charles Messier katalógusában az 51. bejegyzés az Örvény-köd, a Canes Venatici (Vadászebek) csillagkép látványos galaxisa mintegy 30 millió fényév távolságban. Kedvelt távcsöves célpont amatõrcsillagász észlelések számára is, nem véletlen, hogy hét képeként is szerepelt már hírportálunkon. A klasszikus spirálszerkezet mintapéldájaként tekintett objektum közeli kísérõgalaxisa az NGC 5195, melynek gravitációs kölcsönhatása feltehetõen jelentõs szerepet játszott a spirálkarok kialakításában.



Az M51 kompozit képe röntgen (bíbor), ultraibolya (kék), optikai (zöld) és infravörös (vörös) felvételek kombinálásával. Felül az NGC 5195 kísérõgalaxis (forrás: Chandra Photo Album).

A Chandra röntgenobszervatórium legújabb sajtóközleménye (pontosabban fotóalbumának legfrissebb bejegyzése) az M51 páratlan szépségû és komplex információtartalmú többhullámhosszú kompozit képét ismerteti, amelyhez négy ûrtávcsõ felvételeit használták fel. A Chandra mellett a GALEX az ultraibolya, a HST az optikai, a Spitzer pedig az infravörös adatokat szolgáltatta, melyek mindegyike a galaxis más-más komponensét hangsúlyozza ki. A Chandra röntgenmérései számtalan pontforrást mutatnak meg, melyek fekete lyukakat és neutroncsillagokat jeleznek kölcsönható szoros kettõscsillagokban. Emellett a csillagközi térben jelen lévõ forró gázra utaló diffúz röntgenfénylés is látható. A HST és Spitzer felvételei a spirálkarokat, illetve a köztük levõ porfelhõket emelik ki, míg a GALEX a csillagkeletkezési régiók forró fiatal csillagaira érzékeny.

Elpárologhatnak a csillagukhoz túl közel merészkedõ bolygók
2007. december 11., kedd, 9:03


Egy modell alapján a csillagukhoz a Föld átlagos naptávolságának egytizedénél közelebb keringõ exobolygók légköre idõvel teljesen elszökhet.



Fantáziarajz egy párolgó légkörû exobolygóról (NASA)


A Naprendszeren kívüli ismert planéták (exobolygók) jelentõs része a csillagához szokatlanul közel keringõ gázóriás. A modellek alapján ezek az égitestek a csillaguktól messze alakultak ki, majd szomszédaikkal és az õket kialakító korong gázanyagával kölcsönhatásba lépve befelé vándoroltak.

A forró Jupitereknek nevezett bolygókkal kapcsolatban nagy kérdés, hogy a csillagukhoz mennyire közel maradnak stabilak hosszú idõn keresztül. A csillag erõs sugárzása miatt ugyanis légkörük a világûr felé elszökhet. Ha ez a folyamat intenzív és tartósan zajlik, idõvel akár teljesen el is fogyhat az adott bolygó.

Tommi Koskinen és Alan Aylward (University College, London) azt a képzeletbeli távolságot keresték, amelyen belül nem élik túl a planéták a központi égitest sugárzását. Modelljükben a Jupitert, illetve egy olyan hozzá hasonló hipotetikus óriásbolygó légkörét tanulmányozták, amely a Naphoz nagyon közel keringene.

Bár a csillaghoz közel egyre erõsebb sugárzás éri az exobolygókat, a melegedés ellen többféle módszerrel "védekezhetnek". Ilyen például a tengelyforgás és a szelek hatása, amelyek a nappali oldal forró gázait idõvel a sötét, éjszakai oldalra juttatják, ahol azok kisugározzák a hõt. A forró Jupiterek nagy része ugyanis kötött tengelyforgású, azaz mindig ugyanazt az oldalát fordítja csillaga felé. Még fontosabb a H3+ ionok hatása, amelyek kétatomos hidrogénmolekulákból képzõdnek, és hatékonyan verik vissza a napsugárzást.

Minél közelebb kerülne a Jupiter a Naphoz, annál több ilyen ion képzõdne légkörében - azaz egyre hatékonyabban verné vissza a Napból érkezõ hõsugarakat. Mindez azonban körülbelül 0,15 CSE-ig mûködik jól (1 CSE, azaz csillagászati egység a Föld átlagos naptávolságát, mintegy 150 millió km-t jelent). A modell szerint ha 0,14-0,16 CSE-nél is beljebb található a bolygó, az ott jellemzõ erõs sugárzás miatt a kétatomos hidrogénmolekula nem stabil, így belõle H3+ sem képzõdhet - tehát nincs többé a sugárzást visszaverõ anyag.


Fantáziarajz a csillagához túlságosan közel mozgó HD209458b jelû exobolygóról, amelynek légköre az erõs besugárzástól folyamatosan anyagot veszít (Alfred Vidal-Madjar, ESA)

A kis csillagtávolság miatt a légkör felmelegszik, kitágul és a gáz gyorsan szökik el a világûrbe. A Nap esetében tehát egy közel 0,15 CSE-nél beljebb keringõ óriásbolygó idõvel akár teljesen el is fogyna. A fenti határ a nagyobb tömegû és felszíni hõmérsékletû csillagoknál egyre távolabb húzódik - tehát egyre könnyebben kerülne a kritikus zónába egy forró Jupiter típusú exobolygó. Ugyanakkor a nagyobb tömegû csillagok élettartama rövidebb, tehát rövidebb perióduson keresztül erodálják a planéták légkörét. A nagy kérdés, hogy az erõsebb sugárzás miatti intenzívebb anyagvesztés a domináns hatás, avagy az számít jobban, hogy a rövidebb élettartam miatt rövidebb a fenti anyagvesztési idõszak - ez a kettõ együttesen határozza meg, hogy meddig "maradhat életben" a kérdéses planéta.

Szuperaktív mágneses törpecsillag
Szerzõ: Kovács József | 2007. december 11., kedd

Több hullámhosszon összehangoltan végzett mérések alapján úgy tûnik, hideg vörös törpék is produkálhatnak szokatlanul nagy mágneses aktivitást.


Az Edo Berger (Princeton University) vezette kutatócsoport a VLA-ról (Very Large Array) nyert rádióadatok, a 8 méteres északi Gemini teleszkóp optikai adatai, a Swift obszervatórium ultraibolya megfigyelései és a Chandra röntgenadatai alapján azt találták, hogy a TVLM513-46546 katalógusjelû hideg vörös törpe ettõl a csillagtípustól szokatlan és váratlan mágneses aktivitást mutat, felszínének majdnem felét pedig egy forró folt foglalja el. Az eredmények azt mutatják, hogy a vörös törpék eddigi modelljeit, melyek a hangsúlyt a viszonylagos nyugalmi állapotra és az egyszerû felépítésre helyezték, valószínûleg módosítani kell. Az észlelések részét képezik egy nagyobb, a hideg törpék mágneses terének eredetét vizsgáló kampánynak, s különlegesnek számítanak abból a szempontból is, hogy még sohasem figyelt egyszerre ennyi nagy mûszer egy ilyen "jelentéktelen", kicsiny csillagot.


Fantáziarajz a TVLM513-46546 mágneses terérõl és a felszínét domináló forró foltról, ami ezen az illusztráción csak részben látszik.
(Gemini Observatory/Dana Berry, SkyWorks Digital Animation)

Az M9 színképosztályú vörös törpe tõlünk 35 fényévre található a Bootes csillagképben. Tömege a Napénak körülbelül 8-10, luminozitása azonban csak 0,02 százaléka. Felszíni hõmérséklete mindössze 2400 K körüli, forgási periódusa 2 óra, a korát pedig legalább 1 milliárd évre becsülik.

Berger szerint egy ilyen összetett megfigyeléssorozat eredményeként mindig ki szokott derülni valamilyen váratlan dolog, de a TVLM513-46546 esetében tapasztalt jelenségek komplexitása nagyon meglepte a kutatókat.

A csillag állandó rádiósugárzására perc hosszúságú flerekre utaló kitörések rakódnak, melyeket a csillag koronájának mágneses terében bekövetkezõ drasztikus átrendezõdések okoznak. A flerek a lágy röntgenemisszió gyors ingadozásain keresztül a röntgentartományban is detektálhatók.

Az optikai tartományban elõször sikerült a Hα emisszió változását nyomon követni, ez összhangban van a csillag 2 órás forgási periódusával, oka pedig a felszínnek körülbelül felét borító forró folt. Egyelõre még nem világos, hogy miért csak a felszín egyik fele világít kozmikus fénycsõként, illetve természetesen az sem tudható, hogy ez hosszabb idõn keresztül így marad-e.



A Hα emisszió periodikus változása, illetve a rádiótartományban megfigyelhetõ flerek csúcsai.


Bergerék szerint a törpe mágneses tere dipól jellegû (hasonlóan a Föld sokkal gyengébb teréhez), s legalább egy csillagsugárnyival a felszín fölé nyúlik, de megfigyelhetõk a Napon látható mágneses hurkokhoz és ívekhez hasonló kisebb léptékû terek is, melyek eloszlása véletlenszerû. Ezeknél a mágneses zavaroknál alakulnak ki a mindössze néhány percig létezõ, a globális térszerkezetet nem befolyásoló flerek.

A TVLM513-46546 vörös törpéhez hasonló objektumokról eddig azt gondolták, hogy aktivitásuk minden tekintetben minimális, a csillag éppen csak mûködik. A Nappal ellentétben a hideg vörös törpék a modellek szerint teljesen konvektívek, azaz a magban termelt energiát a felszínre szállító nagyléptékû anyagmozgások a csillag centrumáig lenyúlnak. llyen viszonylag egyszerû felépítés esetén a várakozások szerint a plazma mozgása által generált mágneses tér is egyszerû lesz, inkább fog hasonlítani a Föld dipólus terére, mint a Nap sokkal összetettebb, a differenciális rotáció által feltekert és eltorzított terére. Az új eredmények alapján azonban ez a kép módosításra szorulhat, a csillagtípus mágneses aktivitása a Napénál is nagyobb lehet, azaz szó sincs egyszerû "vegetálásról". Természetesen nagy kérdés az aktivitás oka. Erre egy esetleges kísérõ hatása is szolgálhatna magyarázattal, a másodkomponensnek azonban egyelõre semmi nyoma.

Annak eldöntésére, hogy a TVLM513-46546 csak egy kuriózum, vagy esetleg más hideg vörös törpék is mutatnak-e hasonló léptékû aktivitást, a kutatók hasonló csillagok további megfigyelését tervezik. A nagyobb minta birtokában azt remélik, hogy jobb modellek alkothatók nemcsak ezen objektumok, de például a barna törpék mágneses terének kialakulásáról is. Természetesen próbálkoznak a potenciális kísérõk detektálásával is.

Az eredményeket részletesen taglaló szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2008. február 10-i számában fog megjelenni.

Forrás: Gemini Observatory PR, 2007.11.28.

Az Ursidák meteorraj kitörése december 22-én!
Szerzõ: Kiss László | 2007. december 10., hétfõ

Teliholdhoz közel, fényes égen lesz megfigyelhetõ az Ursidák december 22-re elõrejelzett kitörése - jó esetben néhány hullócsillaggal az éjfél elõtti órákban.


Nyolc nappal a pénteki Geminida-maximum után újabb meteorraj jelentkezik, igaz, sokkal szerényebb aktivitással, s jelentõsen rosszabb megfigyelési körülmények mellett. Gyarmati László számolt be a Leonidák levelezõlistán a CBET-ben megjelent hírrõl:

Peter Jenniskens és kollégái (E. Lyytinen, M. Nissinen, I. Yrjola és J. Vaubaillon) számításai szerint az Ursidák meteorraj kitörése várható december 22-én 20-22,2 UT (azaz magyar idõ szerint 21-23,2 óra) közöt. A legvalószínûbb idõpont 21,4-22,2 UT, amikor a ZHR kb. 40-80 db/óra lehet, vagyis legalább 4-8-szor több, mint a szokásos évenkénti aktivitás. A kitörést a raj szülõobjektumáról, a 8P/Tuttle-üstökösrõl az i.sz. 700-900 között ledobott poranyag okozza. A radiáns helyzete RA=218,3 fok, D=+75,5 fok (2000-es koordináták), míg a rajtagok sebessége 33,5 km/s. Igaz, hogy majdnem telihold lesz, de mivel éjfél elõtt lesz a kitörés, így többeket rá lehet talán venni a megfigyelésre, nem úgy, mintha hajnali esemény lenne. (CBET 1159: 20071210 alapján)



Az Ursidák kisugárzási pontja a Sarkcsillag közelében található (forrás: Nagy Zoltán A., a térkép nagyobb felbontású változata itt)