2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
tomcat1 #2234 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
-
#2233
Mai hír, remélem lessz folytatása! -
tomcat1 #2232 aszittemmá ementéé;
na jóvanakkó; mit szólsz a a zajló jéghez a marson? -
#2231
előfordul -
tomcat1 #2230 hát landren... -
![[NST]Cifu](https://media.sg.hu/forum/avatars/10356591011409433815.png "[NST]Cifu")
#2229
Kiküldünk egy szondát, és elemezzük mit talált. :)
Mivel kapcsolatban? :) -
tomcat1 #2228 hahó? van itt élet? -
tomcat1 #2227 tenkjú -
#2226
azt hogy korábban megsemmisült csillagok maradványából (is) jött létre -
tomcat1 #2225 "a napunk második generációs"
ez mit jelent?
-
#2224
működni működik csak épp értelme nincs tul sok 
-
Dexxter #2223 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 működik vagy működhet vagy nem működik a dolog?
-
#2222
Központi fekete lyuk működés közben
Szerző: Kovács József | 2008. január 15., kedd
A Centaurus A rádiógalaxisról készült röntgenfelvétel jól mutatja a nagytömegű központi fekete lyukból kilövellő részecskenyalábokat.
A felvétel legmarkánsabb részlete a galaxismagban található nagytömegű 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 nagytömegű 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 különböző 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) műszerrel, míg a röntgenkép a Chandra műszereivel készült.
[Rádió: NSF/VLA/Univ.Hertfordshire/M. Hardcastle; Optikai: ESO/VLT/ISAAC/M. Rejkuba és társai; Röntgen: NASA/CXC/CfA/R. Kraft és társai]
A kiáramlások röntgensugárzását a mágneses erővonalak mentén spirális mozgást végző 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 megfigyelhető 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 következő: kisenergiájú röntgensugárzás - vörös, közepes energiájú - zöld, nagyenergiájú - kék. A középpontban helyet foglaló fekete lyuk közelében megfigyelhető sötétzöld és kék sávok por jelenlétére utalnak, ami elnyeli a röntgensugárzást. A porsáv valószínűleg akkor jöhetett létre, amikor a Centaurus A összeolvadt egy másik galaxissal körülbelül 100 millió évvel ezelőtt.
[NASA/CXC/CfA/R. Kraft és társai]
A kiáramlások belső, a fekete lyukhoz közeli részeit egyértelműen a csomók dominálják, melyeket valószínűleg a részecskesugarak lökéshullámai hozták létre. A központtól távolabb a kilövellések röntgensugárzása sokkal diffúzabb. Az itt működő gyorsítómechanizmus egyelőre még nem tisztázott.
A felvételen sok száz pontforrás is megfigyelhető. Ezek nagy része olyan kettős, melynek egyik komponense egy kistömegű fekete lyuk, a másik pedig egy normál csillag. Ezekben az ún. röntgenkettősökben a kísérőről 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 röntgenkettős, melyekben a fekete lyuk tömege a szokásosnál nagyobb lehet, ennek megfelelően az anyagátadási ráta is nagyobb, mint a többi esetben, s ez okozhatja a szokatlanul erős röntgensugárzást.
Forrás: Chandra NR 2008.01.09.
-
#2221
Gázfelhő ütközik galaxisunknak a távoli jövőben
2008. január 14., hétfő, 23:27
Egy 1 millió naptömegű gázfelhő a számítások szerint 20-40 millió év múlva fog galaxisunk, a Tejútrendszer fősíkjának ütközni, heves csillagkeletkezést kiváltva.
Jay Lockman (NRAO) és kollégái egy a Tejútrendszerben található kiterjedt gázfelhőt vizsgáltak. Az ilyen felhők általában a fősíkban, galaxisunk korong alakú tartományában jellemzők, ahol a Nap is megtalálható. A kérdéses felhő azonban 8000 fényévvel a fősík felett található. Pozíciója és eredete nehezen magyarázható 1963-as azonosítása óta.
![]()
Hamisszínes rádiófelvétel a felhőről (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
A kérdéses felhőt felfedezője után egyszerűen csak Smith felhőjének nevezik. A becslések alapján 11 000 x 2500 fényév méretű, 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 képződményt, és sikerült annak mozgását meghatározniuk. Kiderült, hogy a felhő galaxisunk korongjának irányába, a fősík felé halad - mondhatni zuhan -, másodpercenként közel 240 kilométeres sebességgel.
A megfigyelések arra is rámutattak, hogy a bezuhanó felhő kölcsönhatásba lép galaxisunk ritka gázanyagával, és frontális oldalán máris egy ütközési zóna alakult ki. Ez azonban még csak bevezető a későbbi folyamatokhoz: amikor a fősík viszonylag sűrűbb gázanyagába érkezik, sokkal intenzívebb kölcsönhatás indul majd meg, amelynek keretében anyaga és a galaktikus korongban lévő gáz összenyomódik.
A megfigyelések alapján a felhő alakja már most kezd eltorzulni a Tejútrendszer gravitációs hatásától fellépő ún. árapályerők révén. Ennek nyomán elképzelhető, hogy több darabra fog szétoszlani, miközben anyaga a fősíkba hullik. A bezuhanó felhő a fősíkot valamivel távolabb fogja eltalálni, mint amilyen messze a Napunk kering a centrum körül.
![]()
Fantáziarajz a következő 20-40 millió évről, amelynek során a felhő a fősíkot megközelíti, majd annak anyagával ütközve heves csillagkeletkezést generál (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF)
Elképzelhető, hogy a képződmény a Tejútrendszer keletkezésének időszakából visszamaradt ősi gázfelhő. 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 nagytömegű égitest alakulhat ki, amelyek szupernóvákként felrobbanva még aktívabbá és érdekesebbé teszik galaxisunknak ezt a tartományát.
-
#2220
Hogyan nem fedeztem fel a 2008D jelű szupernóvát?
Szerző: Sárneczky Krisztián | 2008. január 13., vasárnap
Két szupernóva egy galaxisban: egy majdnem-felfedezés története az akadémiai Schmidt-távcsővel méréseket végző Sárneczky Krisztiántól.
A jó sorsom és sikeres pályázatom folytán január 10-e ismét Piszkés-tetőn, az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének hegyvidéki megfigyelőállomásán ért. Az időjárás előrejelzések nem sok jóval kecsegtettek, így a szokásoknak megfelelően 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, elsősorban a pontos helyzetük, másodsorban fényességük meghatározása céljából.
![]()
Piszkés-tető a ködtenger felett (a szerző felvétele)
A január 10/11-e éjszaka sajnos igazolta a várakozásokat, amíg fentről termetes cirruszfelhők árnyékolták a csillagok fényét, lentről a hegycsúcsot ostromló köd keserítette az életem. Egyszer tejutas ég, sziporkázó csillagokkal, egy perccel később pedig teljes borulás, az egy szem, halványan pislákoló Marssal. Ilyen körülmények közt a 19-22 magnitúdós kisbolygók szóba sem jöhettek, elővettem hát a szupernóvák listáját. Három célpontról sikerült értékelhető felvételek gyűjteni, köztük az NGC 2770 jelű, közel éléről látszó spirális galaxisban felrobbant SN 2007uy-ról. Az oda nem illő csillagot Yoji Hirose, japán amatőrcsillagász fedezte fel Szilveszter éjszakáján. A később felvett színképek alapján a szupernóva egy hidrogénben szegény, a Napnál sokszorta nagyobb óriáscsillag magjának összeomlása során jött létre - mintegy 70 millió évvel ezelőtt.
![]()
Yoji Hirose január 2-ai felvétele a fényesedő SN 2007uy-ról. Az SN 2008D-nek még nyoma sincs.
A kilenc darab 1 perces felvételből öt lett használható, melyeken már előtűnt a felfedezése óta tovább fényesedő szupernóva. Mivel a ködös időben 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 közelítő 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 összegyűjteni saját katalógusomba a korábbi napokban felfedezett szupernóvákat. Igazából csak egy égitestről volt szó, a január 11-én felfedezett SN 2008D-ről. Korábban már átfutottam a közleményt, amelyből egy igen érdekes égitest képe bontakozott ki. Az optikai felfedezés előtt két nappal a Swift műholddal sikerült megfigyelni a csillag összeroskadása során keletkező röntgenfelvillanást, ami csak a legenergikusabb robbanásokra jellemző. 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 betűjelzés között eltévedve hirtelen nem emlékeztem, hogy az ux, uy vagy uz jelű szupernóvát észleltem mintegy 10 órával az SN 2008D hivatalos felfedezése előtt. Sajnos hamar rá kellett jönnöm, hogy valószínűleg 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 előtt. Ezután az ilyen esetekben szokásos – kisbolygók elvétett felfedezése okán van tapasztalatom az ilyesmiben – apátia és ideges önmarcangolás közti libikókázás kezdődött, amit az égitest paramétereinek meghatározásával próbáltam kordában tartani. Elkezdtem átolvasni a pár nap alatt összegyűlt tekintélyes mennyiségű internetes körlevelet, amiből kiderült, hogy mégsem kell a Dunának mennem, valójában a felfedezés a Swift műhold érdeme, az első, célzatosan az égitestet kereső és megmutató felvételeket pedig kínai csillagászok készítették hat órával az én észlelésem előtt. Ezek szerint nem maradtam le semmiről, 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 ezelőtt egyszer már eljátszottuk ezt a történetet. Akkor Kiss László barátommal, a hírportál főszerkesztőjével a gyönyörű NGC 6951 jelű spirálgalaxist és a benne felvillant SN 1999el jelű szupernóvát észleltük. Már egy hónnappal korábban is készítettünk felvételeket az objektumról, és Lacinak zavaros is volt a csillagmező, 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 később újabb szupernóva, a 2000E tűnt fel ugyanabban a csillagvárosban (fotó: Kiss-Sárneczky)
Mondhatnánk, hogy micsoda különleges esemény az egy galaxisban egyszerre látszó két szupernóva, de igazság szerint a technika fejlődésének köszönhetően – 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 felhője 23 000 km/s-os sebességgel röpül kifelé, ami a fénysebesség 8%-a! Ilyen tempóban kevesebb, mint két óra alatt gyűrné 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 műhold január 9-ei felvételei az NGC 2770-ről. 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.
-
#2219
Galaxisfejlődés ultraibolya szemüveggel
Szerző: Mód Melinda | 2008. január 13., vasárnap
A Galaxy Evolution Explorer ultraibolya űrtávcső segítségével közelebb kerülhetünk a galaxisok fejlődésének megértéséhez.
Az 1900-as évek első 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 keletkezéséről és fejlődéséről. A 2003-ban pályára állított Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraibolya tartományban működő űrtávcső az elmúlt közel öt évben galaxisok tízezreit mérte fel a földfelszínről elérhetetlen hullámhosszakon. A közeli galaxisoktól az egészen 9 milliárd fényév távolságban található fiatal csillagvárosokig terjedő adatok minden korábbinál részletesebb képet adnak a galaxisok fejlődéséről, illetve igazolják, hogy a már Hubble által is feltételezett kapcsolatot a spirális és elliptikus galaxisok között fejlődésük egyenes következménye.
Az elmélet kép szerint a fiatal galaxisok intenzív csillagkeletkezéssel jellemezhető spirális rendszerekként kezdik életüket. Idővel 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 jelzésű 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 csillagképződés kíséri a galaxisok kialakulását”- nyilatkozta Chris Martin, a GALEX vezető 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 nagytömegű fekete lyuk is fontos szerephez juthat.”
Az extragalaktikus csillagászatot művelő 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? Egyszerű a magyarázat: egy csillagváros átlagos színe a benne zajló csillagkeletkezés erősségére utal. A fiatal csillagok ultraibolya és kék fényben a legfényesebbek, így a csillagontó galaxisok is kékes színűek. Ezzel szemben az idősebb csillagok jellemzően infravörös és vörös fényt bocsátanak ki, azaz a vörös színű galaxisok csillagai idősebbek, illetve a csillagkeletkezés sem túl intenzív. Nagyjából az összes galaxis fele kék, fele pedig vörös színű.
![]()
Az NGC 1291 az Eridanus csillagképben látszik 33 millió fényév távolságban. Jellegzetesen elnyúlt belső tartományait gyűrű alakban veszik körül a csillagképződés 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 csillagképződés alapanyaga. Ha az elképzelés igaz, akkor létezniük kell „serdülőkorú” galaxisoknak, melyek átmeneti állapotúak a kék és a vörös rendszerek között.
Mint annyiszor a csillagászatban, az emberi léptékkel szinte végtelenül lassú, évmilliárdokig tartó fejlődési folyamatok is úgy válnak megvizsgálhatóvá, ha hatalmas mintákból álló megfigyelési adatbázisokat hozunk létre (hasonlóan a biológusokhoz, akik egy egy erdőben megfigyelhető sarjak, sudár fák és kidőlt törzsek alapján rekonstruálják egy fa életének legfőbb fázisait). A GALEX űrtávcsövét pontosan erre a feladatra alkották meg: galaxisok tízezreiről készített a legkisebb csillagkeletkezésre is nagyon érzékeny ultraibolya képeket, melyek alapján be tudták azonosítani a fejlődési 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 megbecsülhetővé az átmeneti galaxisok kora és a bennük zajló csillagkeletkezés aktivitása. Az eredmények azt sugallják, hogy egyes galaxisok gyorsan átcsúsznak a fiatal korból az érett, idősebb korba, más galaxisok viszont lassan, megfontoltan haladnak a kései fejlődési állapotok felé.
A GALEX eredményeit áttekintő szakcikkek egész sora jelent meg az Astrophysical Journal Supplement Series szakfolyóirat 2007. decemberi számában.
Forrás:
GALEX Spotlight, 2007.11.14.
-
#2218
Kettős Einstein-gyűrűvel a sötét anyag nyomában
Szerző: Derekas Aliz | 2008. január 11., péntek
A Hubble Űrtávcső felvételén eddig még soha nem látott jelenség, gravitációs lencsézés eredményeként kialakuló kettős Einstein-gyűrű figyelhető meg.
Einstein-gyűrűket már eddig is ismertünk. A pusztán optikainak is tekinthető jelenség létrejöttének oka, hogy két nagy tömegű égitest egy vonalba esik és a hozzánk közelebbi objektum nagy gravitációs mezője elhajlítja a távolabbi objektumról jövő fényt és az egy gyűrűszerű képet alkot. Az Einstein-gyűrűk a gravitációs lencsehatás egy különleges típusát reprezentálják, amellyel távoli törpegalaxisokat is felbonthatunk. (A jelenség kialakulásáról részletesebben l. hírünket egy korábbi Einstein-gyűrű felfedezéséről).
![]()
A kétszeres gyűrű a Hubble képén. Középen a fényes előtérgalaxis, melynek gravitációs tere lefókuszálja a távoli galaxisok fényét.
A Hubble Űrteleszkóp legújabb felfedezése azonban egyedülálló, mivel először örökített meg kettős gyűrűt, amelyek koncentrikusan helyezkednek el a lencséző galaxis körül. A kettős gyűrű kialakulása annak köszönhető, hogy két távoli galaxis egy harmadik, az előtérben lévő nagytömegű galaxis mögött helyezkedik el, a Földről nézve pedig mindhárom egy vonalban helyezkedik el. Azért láthatunk két gyűrűt, mert a nagytömegű előtérgalaxis nemcsak egy, hanem két galaxis fényét fókuszálja le. Egy ilyen különleges csoportosulás három galaxis esetén elég ritka, mindössze kb. 1:10000 az esélye. Az előtérgalaxis kb. 3 milliárd fényévre van tőlünk és szinte pontosan egy irányba esik a mögötte 6 és 11 millárd fényévre levő galaxisokkal.
![]()
A lencséző előtérgalaxis levonása után előtűnnek a kettős gyűrű részletei.
A felfedezés nemcsak a három galaxis egyedi geometriája miatt jelentős, hanem azért is, mert a jelenség mélyebb betekintést enged a sötét anyag, sötét energia és a távoli galaxisok természetébe, illetve lehetővé teszi a Világegyetem görbültségének becslését az adott irányban. Például a lencséző galaxis sötét anyaga a gyűrűk modellezésével nagyon pontosan feltérképezhető. Emellett a gyűrűk geometriája lehetővé teszi azt is, hogy a középső galaxis pontos tömegét is megbecsüljük, ami kb. 1 milliárd naptömegnek adódott. Ez az első tömegmérés egy kozmológiai távolságban lévő törpegalaxisra (z=0,6).
Amennyiben több ilyen kettős Einstein-gyűrűt sikerülne felfedezni, meg lehetne mérni a világűr gravitáció okozta görbültségét, amiről a gyűrűk 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 kettős Einstein-gyűrűs mintából már elég megbízhatóan meg lehetne mérni, hogy miből áll az Univerzum és kb. 10% pontossággal meghatározhatóak lennének a sötét energiát leíró egyenletek. További kettős gyűrűk felfedezését várják a nagylátómezejű űrtávcsöves égboltfelmérő programoktól, amelyek talán a nem túl távoli jövőben el is kezdik méréseiket.
A gyűrűk felfedezése a Raphael Gavazzi (University of California) és Tommaso Treu (University of Santa Barbara) által vezetett nemzetközi együttműködés eredménye.
Forrás: STScI-PR-2008-04
-
#2217
Neutronokból állnak-e a neutroncsillagok?
Szerző: 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 nagytömegű csillagok szupernóva-robbanása után visszamaradó kompakt objektumok, méretük 10-12 km körüli, tömegük azonban meghaladja a Napét, azaz sűrűségük óriási, így nem alkothatják őket normál atomok. Az immáron bő négy évtizedes múltra visszatekintő 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 spinű 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 első kételyek akkor kezdtek felmerülni, amikor bizonyos észlelések alapján úgy tűnt, hogy néhány neutroncsillagnak nagyobb lehet a tömege az elméletek által előrejelzettnél, s elérheti akár a két naptömeget is. Más jelöltek esetében pedig a méret mutatkozott a standard elméletből számoltnál kisebbnek, körülbelül 6-8 kilométernek. Ezek alapján olyan modellek is előtérbe kerültek, melyekben a maradvány objektumok még egzotikusabb részecskékből, 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 kezdőbetűjével való jelölés terjedt el, azaz például u-kvark, d-kvark, s-kvark.
[CXC/M. Weiss]
Az előbbiekből látszik, mennyire fontos a neutroncsillagok tömegének és sugarának ismerete. Sajnos kicsiny voltuk miatt a direkt méretmeghatározás lehetetlen, ezért a kutatók csak a róluk érkező különböző 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 kellő 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.
[Különböző internetes források]
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. röntgenkettős 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 felfűtött magja – át kell haladnia neutroncsillagok körüli hidrogénből álló légkörön, így információt szolgáltathat az atmoszféráról, ami aztán összevethető a rá vonatkozó modellekkel.
Webb és Barret tehát az általuk kapott színképeket összehasonlították a hidrogénlégköröket leíró modellekből származtatható eredményekkel, s azt találták, hogy a konstans felszíni gravitációs térerősséget feltételező 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-ről 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 részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. december 10-i számában jelent meg.
Forrás: ESA NR 2008.01.08.
-
#2216
Távcsőóriás épül a Google, Simonyi és Gates támogatásával
2008. január 11., péntek, 9:21
Hatalmas teljesítményű távcső épül Chilében, amely háromnaponta letapogatja az egész égboltot. A műszer kivitelezéséből a számítástechnikai óriáscégek is profitálhatnak.
A Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a mai optikai teleszkópok közül az egyik legnagyobb teljesítményű lesz. Nevét talán Nagy Égboltfelmérő Távcsőként fordíthatnánk. A berendezés nem 8,4 méter átmérőjű tükreivel és a változó légköri viszonyokhoz alkalmazó, ún. adaptív optikájával emelkedik ki a modern műszerek sorából - az áttörést a detektorától és az adatfeldolgozás módszerétől 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 működését. Három egyforma, 8,4 méteres tükre gyűjti 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 lehetőséget nyújt a változások nyomon követésére. A felvételeket időrendben összefűzve akár mozgófilmhez hasonló animációk is készíthetők, rajta az égitestek elmozdulásával.
A fotók összehasonlításával kiszűrhetők az elmozduló kisbolygók, a Plútó térségében keringő Kuiper-objektumok, nóvák és szupernóvák, valamint számtalan egyéb objektum és jelenség. A becslések alapján egy évtizedes működés alatt a távcsővel a 140 méternél nagyobb, a Földet becsapódással fenyegető kisbolygók közel 90%-át azonosítani lehet majd. A rögzített adatokat teljes egészében ingyenesen hozzáférhetővé teszik bárkinek az interneten - csak győzze azokat feldolgozni.
Az elmúlt években a távcsövek adatrögzítési képessége gyorsabban fejlődött, mint az adatok feldolgozási módszere. A következő időszakban sok fontos felfedezés valószínűleg 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 észlelésektől. Míg korábban egy-egy érdekes objektum, vagy azok csoportja volt a célpont, itt "mindent" rögzít a távcső, amit látómezejének mérete, fénygyűjtő képessége és a felvételek időbeli 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 képelemző és az eredményeket publikáló, valamint azokban kereső szoftverek fejlesztéséből 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 távcső által termelt hatalmas adatmennyiség feldolgozása olyan szoftvereket igényel, amelyek fejlesztésének tapasztalatai technológiai előnyhöz juttathatják a kivitelező cégeket. A projekt sajátos reklámértékkel is bír, részben mert a rögzített adatmennyiség szabadon elérhető a nagyközönségnek. Utóbbi az oktatásban is hozhat eredményeket. Itt nem csak a csillagászat tanítása, hanem a hatalmas adatmennyiséget kezelő, mesterséges intelligenciával bíró szoftverek és alkalmazások fejlesztése szintén kiemelt terület lehet. -
#2215
Szerves anyagok egy születő bolygórendszerben
2008. január 10., csütörtök, 9:58
Az általunk ismert élet keletkezéséhez szükséges szerves anyagokat azonosítottak egy születő bolygórendszerben, a csillagot övező anyagkorongban.
A földi élet születését megelőző, ún. prebiotikus fejlődéshez már összetett szerves molekulák kellettek, amelyek mai ismereteink alapján több eltérő környezetből származhattak. A modellek és a megfigyelések szerint sok ilyen összetevő keletkezik a csillagközi térben lebegő jégszemcsékben, részben a bennük található szén-dioxid és energikus kozmikus sugarak révén.
![]()
A szerves anyagoktól vöröses árnyalatú korong. A kép középső részét a fényes belső tartományok miatt kitakarták, a gyűrűn belüli részt feltehetőleg a kialakulóban lévő bolygók söpörték tisztára (John Debes, Carnegie Institution)
Elméletileg hasonló folyamatra a bolygórendszerekben lévő jeges felszínű égitesteken, üstökösmagokon is sor kerül. Utóbbi miatt mutat gyakran vöröses színt a Naprendszer külső vidékén lévő jeges égitestek felszíne. Az ősi Föld légkörében is képződtek szerves molekulák, hasonlóan ahhoz, ahogy ma a Titan szaturnuszhold atmoszférájában megfigyelhető. Néhány újabb megfigyelés alapján egyes kőzetek vízzel és szén-dioxiddal érintkező felülete mentén is képződhettek ilyen anyagok.
Nagy kérdés, hogy a csillagközi térben létrejött szerves molekulák miként változnak meg a bolygórendszerek kialakulásakor a csillagokat övező, ún. protoplanetáris korongok kavargó anyagában. Utóbbi vizsgálatára a HR 4796A jelű, a Földünktől 220 fényévre lévő csillagkörüli korongot tanulmányozták a Centaurus csillagképben. A közel nyolcmillió éves, Napunknál mintegy kétszer nagyobb tömegű objektumot övező 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 lehetőséget ad a részletes megfigyelésére.
A fiatal csillagtól közel 70 CSE (csillagászati egység) távolságban (a Föld-Nap átlagos távolságának 70-szeresére) egy gyűrű húzódik, amely nagyjából kétszer olyan messze van, mint amennyire a Neptunusz kering a mi Napunk körül. Itt a gyűrű poranyaga egy közel 17 CSE széles sávban található.
A Hubble-űrteleszkóp NICMOS detektorával az optikai és az infravörös tartományban vizsgálták a korong anyagának színképét. A megörökített por erősen vörösnek mutatkozott. Árnyalatát az eddigi próbálkozások alapján nem sikerült ismert ásványokkal, esetleg a szemcsék sajátos méreteloszlásával magyarázni.
A szín kialakulásának legvalószínűbb oka, hogy jelentős mennyiségű ún. tholin van a szemcsékben, illetve azok felületén. A tholin egy gyűjtőfogalom, többféle típusú és eltérő felépítésű, hosszúláncú, szénalapú szerves vegyületek keverékét jelöli. Jelenlegi ismereteink alapján a Naprendszerben elsősorban a távoli, jeges üstökösmagok felszínén jellemző, de tholinoknak tekinthetők a Titan felsőlégkörében lebegő molekulák is.
![]()
Fantáziarajz a HR 4796A körüli porgyűrűről (Greg Bacon, STScI, NASA)
A mostani megfigyelés első alkalommal mutatott ki ilyen szerves összetevőket egy születő, "félig kialakult" bolygórendszerben. A nagy kérdés, hogy a megfigyelt anyagok többsége vajon még a csillagközi térből maradt vissza a szemcsékben, vagy esetleg később, már a korongban jött létre. -
#2214
sajnos amíg a technikánk nem alkalmas rá, hogy valójukban lássuk ezeket az "eseményeket, jelenségeket", addig ez is több a semminél :) -
#2213
lassan fantáziarajzunk lesz az egész univerzumról :) -
#2212
Árván született galaxisközi csillaghalmazok
Szerző: Derekas Aliz | 2008. január 09., szerda
A Hubble Űrtávcső különleges kék csomókat bontott csillagokra három kölcsönható galaxis közötti űrben, távol minden klasszikus csillagkeletkezési régiótól.
Nem minden nap fedez fel az ember különleges kék csomókat az űrben – különösen akkor egyedi a dolog, ha egymással kölcsönhatásban álló galaxisok közötti térben bukkanunk rá a 200 millió évvel ezelőtt kialakult fiatal csillaghalmazokra. A Hubble Űrtávcső rendkívüli érzékenységének köszönhetően pontosan ez történt most az M81 spirális galaxis környékén.
![]()
Az M81 és M82 galaxisokat összekötő anyagívben halvány kék csomókként látszanak a 200 millió évvel ezelőtti kölcsönhatás eredményeként keletkezett fiatal csillaghalmazok (balra: a GALEX ultraibolya űrtávcső 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 űrben, s a csillagaik által a fúziós reakciókban letermelt nehéz elemeik minden akadály nélkül beszennyezik a galaxisközi űrt. Lehetséges, hogy a korai világegyetem is ugyanígy szennyeződött be az első 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 levő 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 ezelőtti erős kölcsönhatásához köthetők.
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 legidősebbek kora éppen megegyezik a három galaxis 200 millió évvel ezelőtti ütközésének időpontjával, amiről a közöttük levő Arp-ív árulkodik, így kézenfekvő összekötni a csillagkeletkezés beindulását és a galaxisok ütközését. Feltehetően az ütközés során a csillagközi gázban fellépő turbulenciák váltották ki az erős csillagkeletkezést, ami a korai Univerzumban sokkal gyakrabban lejátszódó esemény lehetett.
Forrás: STScI-PR-2008-02
-
#2211
Először figyelték meg részletesen egy születő csillag gázkilövelléseit
2008. január 8., kedd, 9:14
Első alkalommal sikerült megfigyelni, amint egy születő csillagot övező anyagkorong centrumából spirálisan repül ki a gáz, két hatalmas kilövellés formájában.
![]()
A HH-211 jelű objektum kettős anyagsugara jobbra lent látható (A.A. Muench-Nasrallah, CfA)
A csillagok a csillagközi anyag hideg és sűrű felhőinek zsugorodásával születnek. A folyamat elindításához megfelelő gázsűrűség, alacsony hőmérséklet és általában valamilyen külső behatás szükséges, amely megindítja a felhő összehúzódását. A jelenség sok részlete pontosan még nem ismert: bizonyos folyamatok csökkentik a zsugorodó felhő melegedését, mások pedig lassítják az egyre kisebbre húzódó anyagcsomó pörgését.
Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében ugyanis miközben a felhő zsugorodik, pörgése egyre jobban felgyorsul - ahhoz hasonlóan, ahogyan a piruettező jégtáncosnő pörgése is felgyorsul, amikor behúzza karjait. A modellek alapján ha nem lennének fékező hatások, egy ilyen felhő 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 lévő protocsillagból kiáramló intenzív csillagszél. A csillag elődjéből kinyúló mágneses erővonalak az objektumot övező, korongot alkotó anyaghoz kapcsolódva a perdület egy részét a korongnak adják át. Hasonló jelenség keretében a protocsillag mágneses erővonalai a távolabbi, de a zsugorodó felhővel szomszédos ionizált anyagcsomókhoz is kapcsolódhatnak, ezzel is fékezve a központi tömeg pörgését. Emellett a protocsillag körüli korongban létrejövő, hullámszerű anyagsűrűsödések is szállíthatnak el a központi perdületből.
Mindezek felett hasonló hatással bírhatnak még a korongok centrumából, azokra merőlegesen, nagy sebességgel kirepülő anyagsugarak, avagy jetek. Ilyeneket már sok alkalommal észleltek születő csillagoknál, de eddig még nem születtek olyan megfigyelések, amelyek bemutatnák, miként segédkeznek ezek az anyagsugarak a forgó anyagcsomó perdületének csökkentésében.
Ezúttal a HH-211 jelű 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 lévő 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 lévő Submillimeter Array nevű mikrohullámú teleszkóprendszerrel a fenti objektmot vizsgálta. A születő csillag közel 20 ezer éve kezdhetett anyagot gyűjteni, becsült végső tömege a Napéhoz lesz közel, de jelenleg még csak annak 6%-a. További növekedéséhez a körülötte lévő anyagkorongban lévő 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 kilökődő, két gyors, spirális anyagáramlásról (Change Tsai (ASIAA))
A jelenség keretében a korong perdületet veszít, ezért a gáz jelentős része a centrumban növekvő protocsillagra zuhan. Ez az első alkalom, hogy egy ilyen anyagsugárban spirálisan áramló gázt sikerült azonosítani. A régóta keresett jelenség aktívan közreműködik a korongban lévő anyag perdületének csökkentésében, és áttételesen a központi propocsillag növekedésében.
-
#2210
Rövid gammavillanás gravitációs hullám nélkül
Szerző: Kovács József | 2008. január 08., kedd
Összeolvadó neutroncsillagok és fekete lyukak? A gravitációs hullámok detektálására épült LIGO negatív mérési eredménye megkérdőjelezheti a rövid gammavillanások leginkább elfogadott magyarázatát.
A gammavillanások a Világegyetem leghevesebb és legnagyobb energiát felszabadító folyamatai. A jelenség hossza alapján két fő 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 valószínűséggel szupernóva-robbanásokhoz köthető. A rövid gammavillanások okai ennél sokkal bizonytalanabbak. Detektáltak különböző típusú és csillagkeletkezési múlttal rendelkező galaxisokhoz kapcsolódókat, de találtak már olyat is, melynek forrása a Tejútrendszerben van. A jelenleg leginkább elfogadott magyarázat szerint itt kompakt kettősök, például két neutroncsillag vagy egy neutroncsillag és egy fekete lyuk összeolvadásáról, illetve a folyamat közben felszabaduló energia pillanatszerű kitöréséről van szó. Statisztikai vizsgálatok alapján elképzelhető az is, hogy a rövid villanások körülbelül hatoda ún. SGR (Soft Gamma-ray Repeater, azaz ismétlődő lágyröntgen-kitörő) 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.
[Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory]
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 előtt 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 fő interferométerei Hanfordban (USA, Washington állam) és Livingstonban (USA, Louisiana állam) találhatók, de része még a hálózatnak például a németországi Hannover mellett működő GEO600 interferométer is. Az L alakú, több kilométer hosszú, Michelson és Fabry-Perot üzemmódban működő ágakat tartalmazó interferométerek vákuumalagútjaiban osztott lézernyalábok segítségével rendkívül nagy pontossággal tudják mérni az alagútakban elhelyezett tükrök távolságát.
Einstein elmélete szerint a nagytömegű, gyorsuló mozgást végző objektumok - esetünkben például az összeolvadás előtti fázisban lévő neutroncsillagok - megzavarják a téridő 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 terjedő gravitációs hullámok az alagutak két-két végét körülbelül 10 mikroszekundumos időkülönbséggel érik el. Háromszögelési módszerrel így a forrás égi pozíciója is meghatározható. A LIGO berendezései olyan érzékenyek, hogy a tükrök távolságában egy proton "átmérőjének" ezred részényit kitevő változást - ez mindössze 10-18 m! - is képesek kimutatni.
![]()
Az ESO VLT távcsőegyüttesével készült felvétel a GRB 070201 katalógusjelű gammavillanás égi környezetéről. A villanás helyét nyíl mutatja.
[European Southern Observatory]
2007. február 1-jén az IPN (Interplanetary Network) hálózat három, gamma-detektorral felszerelt űrszondája és a NASA Swift műholdja is észlelt egy rövid gammavillanást az Andromeda-galaxis irányából. A jelenség az időpont 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 gyűjtött, de a mérési eredmények között semmi nyoma az előbbiek alapján az eseményhez köthető 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 elképzehető még az a magyarázat is, hogy az esemény mégiscsak az M31-ben következett be, de "csak" egy SGR-ről van szó.
![]()
A gamma-detektorokkal felszerelt műholdhálózat 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.
[IPN3, SDSS 2007, Thilker és társai]
A kutatásban résztvevő 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 elsősorban az elektromágneses hullámokat vizsgáló csillagászok közötti gyümölcsöző együttműködés lehetőségét. A berendezések továbbfejlesztett változata (Advanced LIGO) körülbelül 1 nagyságrenddel érzékenyebb lesz. Segítségével akár naponta észlelhetők lesznek gravitációs hullámokat generáló események, így a LIGO egy éves észlelési programja mindössze néhány óra alatt teljesíthető vele, jó esélyt teremtve arra, hogy hosszú várakozás után végre minden kétséget kizáró módon detektáljunk egy gravitációs hullámokat keltő eseményt.
Forrás: Caltech NR 2008.01.02.
-
#2209
Idősebbek a Szaturnusz gyűrűi?
Szerző: Derekas Aliz | 2008. január 06., vasárnap
A Cassini űrszonda legújabb eredményei alapján úgy tűnik, hogy a Szaturnusz gyűrűi akár már a Naprendszer kialakulásával párhuzamosan is létrejöhettek.
Larry Esposito (Univ. of Colorado) és kutatócsoportja a Cassini adatait felhasználva új következtetésekre jutott a Szaturnusz gyűrűiben rejtőző teljes anyagmennyiséggel és a rendszer korával kapcsolatban. A korai űrszondás, majd később Hubble Űrtávcsöves vizsgálatok mind arra utaltak, hogy a gyűrűrendszer meglehetősen fiatal, százmillió évre tehető korú alakzat, ami egy üstökös és egy szaturnuszhold ütközésének eredményeként jöhetett létre valamikor a dinoszauruszok korában. Azonban a Cassini fedélzeti műszerei egyöntetűen azt mutatják, hogy a gyűrűk nem egy katasztrófa nyomán jöttek létre, s a különböző gyűrűívek kora jelentősen eltér, illetve a bennük levő anyag is újrahasznosul az idők során. Utóbbi azt jelenti, hogy a gyűrűkbe folyamatos utánpótlás érkezik a kisebb holdak összetöredezése révén, majd ebből újra kisebb holdacskák csomósodnak össze, fenntartva újabb gyűrűívek létrejöttéhez az alapanyagot.
![]()
Fantáziakép a gyűrűk anyagában összecsomósodó kisebb testekről.
A kutatásokat vezető Larry Esposito fedezte fel még 1979-ben a Pioneer-11 űrszonda képein az F jelzésű gyűrűt. Szerinte az újonnan feltárt bizonyítékok meggyőzően arra utalnak, hogy a Szaturnusznak szinte mindig is voltak gyűrűi. Ezek ugyan folyamatosan változnak az évmilliók során, de az anyag körforgása a gyűrűk és a holdacskák között akár a Naprendszer teljes 4,5 milliárd éves korán át fenntarthatta a gyűrűs bolygó díszét.
A tudósok korábban azt gondolták, hogy ha a gyűrűk a Szaturnusszal összevethető korúak lennének, akkor a folyamatosan záporozó meteoritikus anyagtól elsötétedett volna az alkotószemcsék felszíne. Az új megfigyelések azonban azt bizonyítják, hogy a gyűrű meglehetősen nagy méretű jég- és szikladarabokat tartalmaz, nagyobbakat, mint ahogy azt eddig gondolták. Ez magyarázatot ad arra is, hogy a gyűrűk miért tűnnek viszonylag fényesnek távcsövön keresztül. Minél több anyagot tartalmaz a gyűrű, annál több anyag áll rendelkezésre az újrahasznosulásra, a gyűrű anyagának látszólagos felfrissítésére.
![]()
Távolban egy füstkarika: a Mimas az F gyűrű mögött. A gyűrű belső magja olyan sűrű, hogy képes kitakarni a Mimas egy részét.
Esposito csoportja méréseket végzett az F gyűrű mögött áthaladó csillagok fényességváltozásról (okkultációiról), amit a gyűrű anyagában levő nagyobb csomók kitakaró hatása idéz elő. A fényességváltozás erősségéből és időskálájából pedig megbecsülhető a csillagfedést okozó testek mérete. A módszerrel 13 olyan objektumot fedeztek fel az F gyűrűben, amelynek mérete 27 m és 10 km közé esik. Mivel többségük áttetsző, 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 terelőhold éppen kibukkan az F gyűrű mögül.
Espesito véleménye szerint a Szaturnusz gyűrűi sosem lesznek olyanok a jövőben, mint amilyennek most látjuk őket. Mint a hatalmas földi városok, melyek évszázadokon át fennmaradnak, de mégis mindig másképpen néznek ki, úgy a gyűrűrendszer is állandóan változtatja a külvilág felé mutatott arcát.
Forrás: Cassini-Huygens News Release 149, 2007.12.12.
-
#2208
Óriásbolygó egy fiatal csillag körüli porkorongban
Szerző: Kovács József | 2008. január 04., péntek
Egy alig tízmillió éves csillag körüli porkorongban mintegy 10 jupitertömegű óriásbolygót mutattak ki, ami megerősíti a bolygók gyors keletkezéséről 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 időskálája 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 jupitertömegű bolygót mutattak ki 0,04 csillagászati egységre központi csillagától, a csillag és porgyűrű közötti üres részben. Az óriás planéta keringési ideje mindössze 3,56 nap. A ma ismert körülbelül 270 exobolygó közül ez az első, amelyik ilyen fiatal csillag körül kering, s léte megerősítheti azt a közeli infravörös és a milliméteres hullámhosszakon végzett észleléseken alapuló feltételezést, hogy a bolygók a csillaguk születése utáni 10 millió éven belül kialakulnak, mielőtt a létrejöttükhöz szükséges port és gázt a csillagszél és a sugárnyomás kifújná a csillagközi térbe.
![]()
Fantáziarajz a TW Hydrae rendszeréről a porkoronggal és a belső, kisöpört zónában keringő óriásbolygóval.
[Johny Setiawan]
Az exobolygók detektálásának legeredményesebb módszere a központi csillag jól megválasztott színképvonalainak periodikus Doppler-eltolódásából származtatott ún. radiálissebesség-görbe elemzése, melyből az egyébként láthatatlan kísérő legfontosabb paraméterei (keringési ideje, pályájának mérete, tömegének alsó határa) megbecsülhetők. Ez a módszer azonban főleg a Naphoz hasonló, kevéssé aktív csillagukhoz nagyon közeli pályán keringő óriásbolygók esetében hatásos, ezért a nagy, radiális sebességek maghatározását célzó felmérésekből eddig a fiatal, általában jelentős 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 üzemelő 2,2 méteres teleszkópra szerelt FEROS (Fibre-fed Extended Range Optical Spectrograph) száloptikás echelle spektrográfot használta a sebességgörbéket eredményező nagyfelbontású színképek elkészítéséhez. A megfigyelésekből 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 idejű bolygókísérőn kívül okozhatják még csillagfoltok, de akár a csillag nemradiális pulzációja is. Az első esetben a színképvonalak periodikus eltolódása minden vonal esetében kimutatható, s a vonalak alakját nem befolyásolja, míg az utóbbi két lehetőségnél 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 nyomjelzőinek változásaival, így legvalószínűbb magyarázat a kísérő jelenléte. Tömegének alsó határa 1,2 jupitertömeg, de ha figyelembe veszik azt a korábbról, például a Hubble Űrteleszkóp méréseiből ismert tényt, hogy a porkorongra majdnem merőlegesen látunk rá (i ≈ 7°), akkor tömegére 9,8 jupitertömeg adódik, igaz meglehetősen 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 részekből először a bolygómagok jönnek létre, melyek – elegendően nagy tömeget elérve – nemcsak magukhoz vonzzák a gázt a korongból (akkréció), s ezzel ki is söprik a protoplanetáris diszk körülöttük lévő részét, de a tömegváltozás miatt sugárirányban befelé is mozognak (migráció). Az óriásbolygók kialakulásának egy másik lehetséges módja a korongban létező gravitációs instabilitások körüli kondenzáció. A jelenlegi modellek megengedik a TW Hydrae b-hez hasonló nagytömegű bolygók létrejöttét, de nem világos, hogy ehhez elegendő-e az első típusú keletkezési folyamat, vagy a korongbeli gravitációs instabilitások is szükségesek hozzá. A TW Hydrae kísérője valószínűleg a korong külsőbb részén keletkezett a csillagtól 1-4 csillagászati egység távolságra, majd elkezdett befelé vándorolni, miközben a korong belső régiójában jelentős mennyiségű gázt vonzott magához. A befelé irányuló mozgás akkor állhatott le, amikor a korong optikailag vékony részét elhagyva átlépte a csillag körüli belső gázmentes zóna körülbelül 0,06 csillagászati egységre lévő 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 belső része vékonyabb, külső része pedig vastagabb.
[Setiawan és társai]
A TW Hydrae rendszere direkt kapcsolatot teremthet a porkorongok fejlődési és a bolygók kialakulási mechanizmusai között, illetve ideális alanya lehet a bolygómagok kialakulását, a migrációt és az akkréciót modellező numerikus szimulációknak.
Az eredményeket részletező szakcikk a Nature c. folyóirat 2008. január 3-i számában jelent meg.
Forrás: Nature, Volume 451, p. 38
-
#2207
Hát, ha azt veszem, hogy ezek a marsjárok annyi utat tettek meg két év alatt, mint amit egy embere egy nap alatt megtesz, akkor velószínűleg soha nem érnének oda. :) -
tomcat1 #2206 A mostani két marsjáró? :)
Nekik mennyi időbe tellne odabattyogni :) ? -
#2205
Biztos ez az lesz az, de ezek szerint a mozgása elég nagy léptékű, és egyelőre csak feltételezes. Viszont ha közelebről is megvizsgálják, még lehetnek ott érdekességek. -
#2204
http://index.hu/tech/urkutatas/mars071221/ Ez esetleg? -
tomcat1 #2203 BUÉK! -
tomcat1 #2202 Köszi;
Pedig egyértelműen ezt hallottam a kossuth rádióban nemrég
-
#2201
Nem találtam semmi olyan cikket, amiben lett volna erről szó mostanában...
Boldog Új Évet Mindenkinek! -
tomcat1 #2200 Landren.
Rádióba hallottam, hogy a mars felszinén mozgó jégdarabot fedeztek fel. Tudsz erről valami linket adni? Köszi
Ja és Boldog karácsonyt és kellemes új évet kívánok. -
#2199
Kozmikus kolibri
Szerző: Kovács József | 2007. december 23., vasárnap
Egy nagyon ritka hármas galaxisütközés közben létrejött alakzat meglepően hasonlít egy virág előtt, lebegő kiterjesztett szárnyú kolibrire.
Az ESO 593-IG 008, illetve IRAS 19115-2124 katalógusjelű, tőlünk 650 millió fényévre található objektum a Hubble Űrteleszkóp felvételeiről kölcsönható galaxispárként már korábban is ismert volt. Az ESO VLT teleszkójai közül a negyedik egységen (Yepun) üzemelő NACO (NAos+COnica = Nasmyth Adaptive Optics System + COude Near Infrared CAmera) műszeregyüttessel kapott részletes képek világosan mutatják a két galaxist, melyek közül az egyik egy horgas spirális, míg a másik irreguláris.
![]()
A NACO műszeregyüttes K sávban készült infravörös és a Hubble Űrteleszkóp korábbi, B és I sávban készült felvételének kombinálásával nyert kép a kölcsönható galaxisokról.
[Henri Boffin (ESO)]
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 nagytömegű, s rendkívül nagy intenzitással zajlanak benne a csillagkeletkezési folyamatok. Ez évente összesen körülbelül 200 naptömegnyi csillag kialakulását jelenti. A másik két galaxis ebből a szempontból sokkal nyugodtabb. A kutatás vezetője, Petri Väisänen szerint a hasonló méretű galaxisok részvételével zajló ütközési folyamatok rendkívül ritkák, s ebben az esetben is a VLT és műszereinek képességei tették csak lehetővé a harmadik galaxis azonosítását.
![]()
A galaxiscsoportról a VLT NACO műszeregyüttesével a K infravörös sávban készült felvétel. A körülbelül 25x25 ívmásodperc méretű területet lefedő kép a "madár" különböző részeit is jelöli.
[ESO]
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 óriástávcsővel (Southern African Large Telescope) optikai tartományban végzett spektroszkópiai megfigyelések, illetve a Spitzer űrteleszkóp archivumából származó infravörös adatok szintén megerősítették 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 részétől, 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 először megközelíti a másik kettőt, melyek már korábban, több száz millió évvel ezelőtt kölcsönhatásba léptek egymással.
A rendszer infravörös luminozitása óriási, körülbelül ezer milliárdszorosan haladja meg a Nap hasonló sugárzását. Érdekes az is, hogy az infravörös sugárzás fő forrása a harmadik galaxis, bár valószínűleg ez a legkisebb a komponensek közül. A "madárról" egyébként már régóta úgy gondolják, hogy a galaxisok fejlődésének egyik fontos lépcsőjét illusztrálja: az összeolvadás és a folyamat által felgyorsított csillagkeletkezés a későbbiekben egyetlen óriás elliptikus galaxis kialakulásához vezethet.
![]()
Ha már inkább karácsonyi hangulatban vagyunk, akkor az alakzatba a kolibri helyett a Peter Pan meséből ismert tündér, Tinker Bell is beleképzelhető a galaxisok kozmikus keringőjébe.
[www.ateka.com, www.art.com]
Az eredményeket részletező szakcikk a Monthly Notices of Royal Astronomical Society c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: ESO PR 55/07, 2007.12.21.
-
#2198
Villanás a semmiből
Szerző: Kovács József | 2007. december 21., péntek
A Swift űrteleszkóppal 2007 elején olyan gammavillanást figyeltek meg, melynek helyén a robbanás utófényének eltűnését követően 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 tűnt fel, s különlegessége az, hogy egyelőre nem kapcsolható semmilyen forráshoz. A hosszú gammavillanások a jelenleg elfogadott elképzelés szerint nagytömegű csillagok pusztulásához köthetők, amelyek jellemzően galaxisok csillagkeletkezési régióiban találhatók. A GRB 070125 esetében viszont a feltűnés közelében látszó galaxisok legközelebbike is majdnem 90 ezer fényévre van a villanás helyétől.
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 működő 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 működő 8 méteres északi Gemini és a 10 méteres Keck I teleszkópokkal körülbelül három héttel később elvégzett részletes észleléseket.
![]()
A bal felső képen a gammavillanás utófényéről a palomar-hegyi 60 hüvelykes robotteleszkóppal készült felvétel látható. A jobb felső kép ugyanazt a terület mutatja a Keck I teleszkóppal 3 héttel később. Az ugyanerről a felvételről kinagyított alsó képen kereszt jelzi a gammavillanás helyét. Az ábrán a két legközelebbi galaxis látóirányra merőleges távolsága szintén fel van tüntetve.
[B. Cenko és társai, illetve W.M. Keck Observatory]
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 gyengítő 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 ezelőtt 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 győződve arról, hogy a hosszú gammavillanások tulajdonképpen a nagytömegű csillagok fejlődésének végén bekövetkező óriási kataklizmákhoz kapcsolódnak. Az energiatermelés megszűnésével a csillag magja gyorsan forgó, erős mágneses teret gerjesztő fekete lyukká roskad össze. A fekete lyukba spirálozó anyag egy részét az erős mágneses tér az anyagbefogási korongra merőlegesen két ellentétes kifúvás (jet) formájában kidobja a rendszerből, s tulajdonképpen ezek a jet-ek okozzák a gammavillanást. Az ilyen csillagok életútja azonban nagyon rövid, így ezalatt nem távolodhatnak el túl messze születési helyüktől, tipikusan megfelelő méretű fényes galaxisok sűrű gáz- és porfelhőitől. A GRB 070125 tehát azt a kényelmetlen kérdést veti fel, hogyan kerülhet egy nagytömegű csillag ilyen messze bárminemű 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 nagytömegű 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 lévő spirálkar mögött látható is. Az idő múlásával, ahogyan a névadó földi élőlények, az Ebihal-galaxis is el fogja veszíteni "farkát", amiből aztán egy kisebb kísérőgalaxis fog létrejönni.
[NASA, H. Ford és társai]
Egy lehetséges magyarázat, hogy a gammavillanást okozó csillag kölcsönható galaxisokat összekötő anyaghídban keletkezett. Szép példája egy ilyen galaxisnak a Sárkány csillagképben megfigyelhető, tőlünk 420 millió fényévre található UGC 10124 katalógusjelű Ebihal (Tadpole) fantázianevű galaxis, melynek 280 ezer fényév hosszú, fényes kék csillaghalmazokkal teli "farka" egy korábbi kölcsönhatásra utal. Cenko szerint, mivel a csillagok egy százaléka ilyen, árapály erők által létrehozott csóvákban keletkezik, nem értelmetlen azt gondolni, hogy a gammavillanások is hasonló arányban fordulnak elő ilyen környezetben. Ha az elképzelés helyes, akkor – bár detektálása rendkívül nehéz lesz – a Hubble hosszú expozíciójú felvételein a feltételezett anyaghídnak is fel kell majd tűnnie.
Forrás: NASA Goddard Space Flight Center NR, 2007.12.18.
-
#2197
Extragalaktikus csillagromboló
Szerző: Derekas Aliz - Kiss László | 2007. december 18., kedd
Példátlan pusztulást, s nyomában új csillagok keletkezését válthatja ki egy nagytömegű fekete lyukból származó gázkilövellés, melynek pontosan útjába került egy közeli kísérőgalaxis.
Eddig példátlanul romboló hatású galaxiskölcsönhatás szemtanúi lehetünk űrobszervatóriumok (Chandra, HST, Spitzer) és a legérzékenyebb földi rádiótávcsövek (VLA, MERLIN) méréseinek kombinálásával. A nemzetközi együttműködésben vizsgált 3C 321 jelzésű rádióforrás két galaxisból áll, amelyek egymás körül keringenek, tőlünk mintegy 1,4 milliárd fényév távolságban. A Chandra röntgenteleszkóp adatai szerint mindkét galaxis közepén egy nagytömegű fekete lyuk található, de a nagyobbik galaxis fekete lyukából intenzív gázkilövellés, azaz jet indul ki. A kisebbik galaxis – az esetleg benne kifejlődött élőlények szerencsétlenségére – pedig éppen ennek a jetnek az útjába került.
![]()
A 3C 321 galaxis különböző 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 vezetője szerint már nagyon sok jetet láttunk galaxisok központi fekete lyukából kilövellni, de ez az első 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 erős 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 kerülő bolygólégköröket, pl. a földi ózonréteghez hasonló védőpajzs szinte teljesen megsemmisülne.
![]()
A 3C 321 röntgen, ultraibolya, optikai és rádió hullámhosszakon.
A relativisztikus jet hatása a kísérőgalaxisra valószínűleg igen jelentős, 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 kísérőgalaxisba csapódásának a helyszínén, ami elnyeli és átalakítja a jet energiájának nagy részét. Az ütközés szétszakítja és elhajlítja a jetet, amiről számítógépes animáció is készült (kis- és nagyfelbontású változatban egyaránt letölthető).
A felfedezés másik egyedülálló vonatkozása, hogy kozmikus értelemben az események időskálája rendkívül rövid. A VLA és a Chandra képeinek apró részletei arra engednek következtetni, hogy a jet kb. 1 millió évvel ezelőtt kezdett el becsapódni, ami lényegében jelentéktelenül rövid idő 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
-
#2196
így van, nem hiszek benne. Persze ez nem szilárd, eltántoríthatatlan meggyőződés, a véleményem formálódik új tapasztalat és információszerzés alapján... Viszont nem áll módomban ellenőrizni ezen információk hitelességét, ennek hiányában pedig nehezen változik a véleményem. Könnyen lehet, hogy nincs igazam, de amíg kételyem van valami felől, addig nem tudok hinni benne. -
#2195
szerintem a kettő nem függ össze, ha "nekik" van pármillió év előnyük, akkor már bőségesen 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))
