2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#2194
ezek szerinint te nem hiszel az idegenek földi jelenlétében sem -
#2193
Elég valószínű, hogy mi életünkben csak a tavcsövek és a szondák által továbbított képekben gyönyörködhetünk. Meglehetősen pesszimista vagyok az űrutazással 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 átértékelődik az idő fogalma, de Mi, akik nem utazunk valos időnek éljük meg. A Tejút átmérője 100k fényév! No commen! Talán a naprendszerünk bolygóira/holdjaira eljut az emberiség a mi életünkben. -
zoli73 #2192 Hali!
Filozófia dolgozatom érinti a világegyetem keletkezésével kapcsolatos kérdéseket, esetleg érdekes lehet: www.sumegi.eu/doc/ -
#2191
hát, ha jól tudom elvileg lehetetlen, hogy az egészet bejárjuk (ti. folyamatosan változik+tágul) - de sok szép helyet bejárhatunk majd egyszer :) -
#2190
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) -
#2189
Ezt meg csak mert szép:
![]()
-
#2188
Egy klasszikus szépség: az Örvény-köd
Szerző: Kiss László | 2007. december 12., szerda
Jól ismert galaxisok is új fényben tűnnek fel az elektromágneses spektrum röntgentől az infravörösig terjedő 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 amatőrcsillagász észlelések számára is, nem véletlen, hogy hét képeként is szerepelt már hírportálunkon. A klasszikus spirálszerkezet mintapéldájaként tekintett objektum közeli kísérőgalaxisa az NGC 5195, melynek gravitációs kölcsönhatása feltehetően jelentős szerepet játszott a spirálkarok kialakításában.
![]()
Az M51 kompozit képe röntgen (bíbor), ultraibolya (kék), optikai (zöld) és infravörös (vörös) felvételek kombinálásával. Felül az NGC 5195 kísérőgalaxis (forrás: Chandra Photo Album).
A Chandra röntgenobszervatórium legújabb sajtóközleménye (pontosabban fotóalbumának legfrissebb bejegyzése) az M51 páratlan szépségű és komplex információtartalmú többhullámhosszú kompozit képét ismerteti, amelyhez négy űrtávcső 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 kettőscsillagokban. Emellett a csillagközi térben jelen lévő forró gázra utaló diffúz röntgenfénylés is látható. A HST és Spitzer felvételei a spirálkarokat, illetve a köztük levő porfelhőket emelik ki, míg a GALEX a csillagkeletkezési régiók forró fiatal csillagaira érzékeny.
-
#2187
Elpárologhatnak a csillagukhoz túl közel merészkedő bolygók
2007. december 11., kedd, 9:03
Egy modell alapján a csillagukhoz a Föld átlagos naptávolságának egytizedénél közelebb keringő exobolygók légköre idővel teljesen elszökhet.
![]()
Fantáziarajz egy párolgó légkörű exobolygóról (NASA)
A Naprendszeren kívüli ismert planéták (exobolygók) jelentős része a csillagához szokatlanul közel keringő gázóriás. A modellek alapján ezek az égitestek a csillaguktól messze alakultak ki, majd szomszédaikkal és az őket kialakító korong gázanyagával kölcsönhatásba lépve befelé vándoroltak.
A forró Jupitereknek nevezett bolygókkal kapcsolatban nagy kérdés, hogy a csillagukhoz mennyire közel maradnak stabilak hosszú időn keresztül. A csillag erős sugárzása miatt ugyanis légkörük a világűr felé elszökhet. Ha ez a folyamat intenzív és tartósan zajlik, idővel 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 erősebb sugárzás éri az exobolygókat, a melegedés ellen többféle módszerrel "védekezhetnek". Ilyen például a tengelyforgás és a szelek hatása, amelyek a nappali oldal forró gázait idővel a sötét, éjszakai oldalra juttatják, ahol azok kisugározzák a hőt. 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 képződnek, és hatékonyan verik vissza a napsugárzást.
Minél közelebb kerülne a Jupiter a Naphoz, annál több ilyen ion képződne légkörében - azaz egyre hatékonyabban verné vissza a Napból érkező hősugarakat. Mindez azonban körülbelül 0,15 CSE-ig működik 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 jellemző erős sugárzás miatt a kétatomos hidrogénmolekula nem stabil, így belőle H3+ sem képződhet - tehát nincs többé a sugárzást visszaverő anyag.
![]()
Fantáziarajz a csillagához túlságosan közel mozgó HD209458b jelű exobolygóról, amelynek légköre az erős besugárzástól folyamatosan anyagot veszít (Alfred Vidal-Madjar, ESA)
A kis csillagtávolság miatt a légkör felmelegszik, kitágul és a gáz gyorsan szökik el a világűrbe. A Nap esetében tehát egy közel 0,15 CSE-nél beljebb keringő óriásbolygó idővel akár teljesen el is fogyna. A fenti határ a nagyobb tömegű és felszíni hőmérsékletű csillagoknál egyre távolabb húzódik - tehát egyre könnyebben kerülne a kritikus zónába egy forró Jupiter típusú exobolygó. Ugyanakkor a nagyobb tömegű csillagok élettartama rövidebb, tehát rövidebb perióduson keresztül erodálják a planéták légkörét. A nagy kérdés, hogy az erősebb sugárzás miatti intenzívebb anyagvesztés a domináns hatás, avagy az számít jobban, hogy a rövidebb élettartam miatt rövidebb a fenti anyagvesztési időszak - ez a kettő együttesen határozza meg, hogy meddig "maradhat életben" a kérdéses planéta.
-
#2186
Szuperaktív mágneses törpecsillag
Szerző: Kovács József | 2007. december 11., kedd
Több hullámhosszon összehangoltan végzett mérések alapján úgy tűnik, 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 katalógusjelű hideg vörös törpe ettől 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 egyszerű felépítésre helyezték, valószínűleg 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 műszer egy ilyen "jelentéktelen", kicsiny csillagot.
![]()
Fantáziarajz a TVLM513-46546 mágneses teréről 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 tőlünk 35 fényévre található a Bootes csillagképben. Tömege a Napénak körülbelül 8-10, luminozitása azonban csak 0,02 százaléka. Felszíni hőmérséklete 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 bekövetkező drasztikus átrendeződések okoznak. A flerek a lágy röntgenemisszió gyors ingadozásain keresztül a röntgentartományban is detektálhatók.
Az optikai tartományban először 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. Egyelőre még nem világos, hogy miért csak a felszín egyik fele világít kozmikus fénycsőként, illetve természetesen az sem tudható, hogy ez hosszabb időn keresztül így marad-e.
![]()
A Hα emisszió periodikus változása, illetve a rádiótartományban megfigyelhető flerek csúcsai.
Bergerék szerint a törpe mágneses tere dipól jellegű (hasonlóan a Föld sokkal gyengébb teréhez), s legalább egy csillagsugárnyival a felszín fölé nyúlik, de megfigyelhetők a Napon látható mágneses hurkokhoz és ívekhez hasonló kisebb léptékű terek is, melyek eloszlása véletlenszerű. Ezeknél a mágneses zavaroknál alakulnak ki a mindössze néhány percig létező, 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 működik. A Nappal ellentétben a hideg vörös törpék a modellek szerint teljesen konvektívek, azaz a magban termelt energiát a felszínre szállító nagyléptékű anyagmozgások a csillag centrumáig lenyúlnak. llyen viszonylag egyszerű felépítés esetén a várakozások szerint a plazma mozgása által generált mágneses tér is egyszerű 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 egyszerű "vegetálásról". Természetesen nagy kérdés az aktivitás oka. Erre egy esetleges kísérő hatása is szolgálhatna magyarázattal, a másodkomponensnek azonban egyelőre semmi nyoma.
Annak eldöntésére, hogy a TVLM513-46546 csak egy kuriózum, vagy esetleg más hideg vörös törpék is mutatnak-e hasonló léptékű 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 kísérők 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.
-
#2185
Az Ursidák meteorraj kitörése december 22-én!
Szerző: Kiss László | 2007. december 10., hétfő
Teliholdhoz közel, fényes égen lesz megfigyelhető az Ursidák december 22-re előrejelzett kitörése - jó esetben néhány hullócsillaggal az éjfél előtti órákban.
Nyolc nappal a pénteki Geminida-maximum után újabb meteorraj jelentkezik, igaz, sokkal szerényebb aktivitással, s jelentősen rosszabb megfigyelési körülmények mellett. Gyarmati László számolt be a Leonidák levelezőlistán a CBET-ben megjelent hírről:
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 idő szerint 21-23,2 óra) közöt. A legvalószínűbb időpont 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 szülőobjektumáról, a 8P/Tuttle-üstökösről 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 előtt 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)
-
#2184
Hiányzó csillagok?
Szerző: Csizmadia Szilárd | 2007. december 10., hétfő
Egy magyar kutatócsoport vizsgálatai szerint jól mérhető hiány van a forró érintkező kettőscsillagok típusában a 10 és 16 ezer fokos átlaghőmérsékletű rendszereket tekintve, amelynek oka mindeddig tisztázatlan.
A csillagok tekintélyes hányada nem magányos, hanem kettőscsillag: két (vagy több) csillag kering az egymással alkotott közös tömegközéppont körül. Már korábban megállapították, hogy a különböző osztályú sárga-narancssárga színű fősorozati csillagok legtöbbje az úgynevezett érintkező (kontakt) kettőscsillagok osztályába tartozik (kb. minden 400-500-ból egy). Az érintkező kettőscsillagok olyan kettőscsillagok, ahol a két csillag oly' rendkívül közel van egymáshoz, hogy összeérnek, és közös burkuk van.
Elméleti megfontolások alapján mindenféle színképosztályú fősorozati kettőscsillagból kialakulhatna érintkező kettőscsillag, ha a két csillag egymás körüli keringésideje kellőképpen rövid. Mivel mások vizsgálatai szerint ténylegesen vannak minden színképosztályban ilyen nagyon rövid keringési idejű kettősök, azt várjuk, hogy minden színképosztályban ki is alakulnak érintkező kettőscsillagok.
Csizmadia Szilárd (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete), Klagyivik Péter (ELTE Csillagászati Tanszék), Marton Gábor és Spindler Szabolcs (ELTE Csillagászati Tanszék, egyetemi hallgatók) a lehető legtöbb – szám szerint 209 – érintkező kettőscsillag adatait vizsgálták meg részletesen, és azt találták, hogy a 10000 - 16000 Kelvin hőmérsékleti tartományban nincsenek érintkező kettőscsillagok. Ez nagyjából a B színképosztálynak felel meg, tehát kék érintkező kettőscsillagokat nem találtak a mintában.
![]()
A vizsgált rendszerek abszolút fényessége az átlaghőmérséklet függvényében. Jól látható űr jelentkezik a vízszintes tengely 4,22 és 4,0 közötti értékeire, ami kb. 10 ezer és 16 ezer K-nek felel meg.
Több lehetőség megvizsgálása után a fenti kutatócsoport arra jutott, hogy nem az észlelések hiányossága, vagy egyéb statisztikai kiválasztási effektus az oka annak, hogy az ilyen érintkező kettősök hiányoznak a szakirodalomból, hanem ténylegesen nincsenek, vagy csak nagyon kis számban léteznek közepesen forró kontakt kettőscsillagok.
A kutatócsoport számítógépekkel modellezte több szoros kettőscsillag fejlődését a kialakulástól egészen a fősorozat végéig, illetve addig, amíg érintkezővé nem vált a rendszer. Arra jutottak, hogy számos olyan kezdeti feltételt (a két csillag tömege, fémessége és a kezdeti pályaperiódus) lehet találni, amelyekből a kettőscsillag kék érintkező kettőssé válik idővel. Ha tehát ilyen rendszerek elméletileg kialakulhatnak, akkor miért nem látjuk őket?
A kérdés nyitott maradt. Elképzelhető, hogy valamiért a szükséges pályaperiódusokkal nem alakulnak ki a csillagközi anyagból ilyen kettősök, esetleg az érintkező kettősök belső fizikájában van olyan ma még nem értett részlet, ami megakadályozza, hogy ilyen kettőst megpillantsunk.
A fenti eredményeket taglaló cikk az Astronomische Nachrichten c. folyóiratban jelent meg (2007, AN 328. kötet, 821-824. oldal).
-
#2183
Rakétahatás gyorsítja a fehér törpéket?
Szerző: Kovács József | 2007. december 07., péntek
A Hubble Űrteleszkóppal végzett megfigyelések alapján gömbhalmazbeli fehér törpék keletkezésükkor bizonyos kezdősebességet is kaphatnak, ami miatt könnyebben kisodródnak a halmazok peremére.
A körülbelül 11,5 milliárd éves NGC 6397 katalógusjelű gömbhalmazról a HST ACS (Advanced Camera for Surveys) műszerével készült képeken Harvey Richter (University of British Columbia, Vancouver) és munkatársai számos, viszonylag nemrégiben kialakult ("fiatal") fehér törpét azonosítottak a halmaz szélén. Ez azért meglepő, mert ezek a csillagok a fehér törpe állapot elérése előtt az NGC 6397 legnagyobb tömegű objektumai közé tartoztak. Ezekről pedig az az elképzelés, hogy a gömbhalmazok centruma körül csoportosulnak, így logikus következtetés, hogy a belőlük létrejött fehér törpéket is ott kell keresni.
![]()
Balra: Az NGC 6397 katalógusjelű gömbhalmaz földi teleszkóppal készült felvétele. Jobbra fent: 12 darab a 84 tanulmányozott fehér törpéből. Kék négyzet jelöli a fiatal, vörös kör pedig az öregebb csillagokat. A jobb alsó panel a fehér törpék kinagyított környezetét mutatja, kékkel keretezve a fiatal objektumok, vörössel pedig az öregebbek képét.
[NASA, ESA, H. Richter (University of British Columbia)]
Richter szerint a vizsgált objektumok a keletkezésükkor körülbelül 3-5 km/s-os sebességre tettek szert, így aztán kezdeti helyükről eljuthattak a halmaz külső tartományaiba. A kutatók elképzelése szerint a hajtómechanizmus hasonló, mint egy rakéta esetében. A fehér törpe állapot elérése előtt a csillagok ugyanis felfúvódnak, vörös óriássá válnak, miközben jelentős mennyiségű anyagot veszítenek, ami meghaladhatja kiindulási tömegük felét is. Ha a ledobott anyag nagy része valamilyen mechanizmus hatására egy irányban távozik, máris előáll a rakétahatás: az impulzusmegmaradás miatt a csillag elindul a másik irányba.
Néhány planetáris köd esetében meg is figyelhető ilyen kiáramlás, mégpedig két ellentétes irányú kifúvás, ún. jet képében. Ha a két gázáram nincs teljesen egyensúlyban, az egyik "erősebb", akkor ez az aszimmetria okozhatja a kibocsátó csillag gyorsulását és a helyszín ellentétes irányban történő elhagyását.
Az az elmélet, hogy a fehér törpékre kialakulásukkor ilyen gyorsító mechanizmus hat, körülbelül 30 évvel ezelőtt merült fel először annak magyarázatára, hogy miért van olyan kevés belőlük a nyílthalmazokban. 2003-ban Michael Fellhauer (University of California, Santa Cruz) és munkatársai kiszámították, hogy a nyílthalmazok elhagyásához már egészen csekély kezdeti lendület is elég. A gömbhalmazok tömege azonban több nagyságrenddel nagyobb, mint a nyílt csillaghalmazoké, így bennük a szökési sebesség is jóval nagyobb, azaz nagyobb kezdősebesség szükséges a kijutáshoz.
Richter és kollégái a gyorsításos elmélet teszteléséhez az NGC 6397 gömbhalmazt választották, mivel 8500 fényéves távolságával a Tejútrendszer körülbelül 150 ismert gömbhalmaza közül ez a hozzánk legközelebbi. A kutatók 22 darab 800 millió évesnél fiatalabb és 62 darab, 1,4 és 3,5 milliárd év közötti fehér törpét választottak ki a halmazban. A két csoportba az objektumok a színük és fényességük alapján kerültek: a fiatalabbak forróbbak, így fényesebbek és kékebbek, mint az öregebbek.
A gömbhalmazokban a gravitáció miatt a tagok tömeg szerint rendeződnek. A nehezebb csillagok lelassulnak és a halmaz centruma körül rendeződnek, míg a kisebb tömegűek sebességet nyerve a halmaz külső részeire vándorolnak. A Richter-csoport eredményei szerint az öregebb fehér törpékből álló minta egyedei valóban így is helyezkednek a halmazban. A fiatalabbak azonban nem követik ezt az eloszlást, mindegyik a gömbhalmaz peremvidékén található, holott szülőcsillagaik a halmaz legnagyobb tömegű tagjai voltak, ugyanakkor még nem elég öregek ahhoz, hogy a gömbhalmaz többi tagjának gravitációs hatására a "természetes" úton jussanak ki a halmaz szélére. Azaz léteznie kell valamilyen egyéb - talán a fentebb vázolt - gyorsító mechanizmusnak is.
Elképzelhető még esetleg az, hogy a fiatal fehér törpék egy kettős rendszerben jöttek létre, s a szükséges impulzust a másik komponenstől kapták, illetve az, hogy egy-egy nagytömegű csillag szoros megközelítése után dobódtak ki. Ezen lehetőségeket azonban Richterék számítógépes szimulációk alapján kizárhatónak tartják.
Az eredményeket részletező szakcikk a Monthly Notices of Royal Astronomical Society Letters c. folyóirat 2008. januári számában fog megjelenni.
Forrás: STScI-2007-42 News Release, 2007.12.04.
-
#2182
Forró meglepetés az Orion-ködben
Szerző: Kovács József | 2007. december 03., hétfő
Intenzív csillagszelek és az Orion-köd közötti kölcsönhatás eredményeként másfél-két millió fokos plazma áramlik ki a csillagkeletkezési régióból.
Az ESA XMM-Newton röntgenobszervatóriumának megfigyelései alapján az Orion-ködben olyan nagy kiterjedésű, forró gázfelhőt fedeztek fel, melynek alakja – némi jóindulattal és tekintettel az ünnepi hangulatra – a Mikulásra emlékeztet.
![]()
Az Orion-köd az Angol-Ausztrál Obszervatórium UK Schmidt-teleszkópjának felvételén. A képen be vannak jelölve a szövegben hivatkozott objektumok. Észak fent, nyugat jobbra.
[AAO/David Malin]
A csillagok többsége általában csoportban keletkezik sűrű, alacsony hőmérsékletű (10-100 K) molekulafelhőkben. Az egyik legismertebb és legtöbbet vizsgált ilyen csillagkeletkezési terület a közeli Orion-köd, ami több ezer, mindössze néhány millió éves, a Napnál jóval nagyobb tömegű csillagnak a bölcsője. A köd délnyugati részében most felfedezett körülbelül 1,5-2,1 millió K-es plazmát az ezen csillagokból csillagszél formájában eltávozott anyag alkotja és a környező gáz kölcsönhatása (ütközés) hozta létre.
Az Orion-köd gerjesztésében a legfontosabb szerepet a sok ezer közül mindössze négy forró csillag játsza, ezek alkotják a híres Trapézium-csoportot. Közülük is a legnagyobb és legforróbb a Θ1 Orionis C, melynek tömege körülbelül 40 naptömeg, hőmérséklete pedig eléri a 40000 fokot. A kutatócsoport vezetője, Manuel Güdel (Paul Scherrer Institut, Svájc) és kollégái úgy gondolják, hogy főleg ezen óriás csillagszele fűtötte fel a környező gázt, s hozta létre az érdekes alakú felhőt.
![]()
Az Orion-köd a forró gázbuborékkal. Az A panelen látható röntgenképen a színkódolás a fotonok energiáját jelzi (vörös: 0,3 keV, kék: 7,3 keV). Mindegyik, közel kör alakú mező átmérője körülbelül 30 ívperc, ami 400 parszekes távolságban 3,5 parszeknek felel meg. A B panel, ugyanazon a skálán, kék színnel a 0,3-1 keV energiatartományban megfigyelhető diffúz röntgenemissziót mutatja, háttérben a Spitzer űrteleszkóppal ugyanerről a területről készített infravörös (4,5 μm és 5,8 μm) kompozit képpel. A röntgen pontforrásokat a képről eltávolították. A fehér kontúr a röntgendetektor látómezejét jelzi.
[(A): XMM-Newton EPIC (Güdel et al.); (B): AAAS/Science (ESA XMM-Newton és NASA Spitzer adatok)]
A most felfedezett forró plazma az optikai és infravörös felvételeken üregnek látszó térrészt tölti ki, melynek határait a sűrű, forró por jelöli ki (lökésfrontok a köd déli és a nyugati részén). Az XMM-Newton EPIC (European Photon Imaging Camera) műszerével rögzített röntgenképeken a fényes pontforrások a köd forró csillagai, de kivehető a felvételen egy halványabb, kiterjedt struktúra is. A forró gázból kijutó röntgenfotonok egy részét azonban a köd előtti térrész hidegebb gázcsomói elnyelik, s végül is ez az abszorpció rajzolja ki a felhő érdekes, Mikulásra emlékeztető alakját, északon a jellegzetes süvegével. A forró gáz egyébként valószínűleg a teljes ködöt kitölti.
![]()
Az Orion-köd különböző hullámhossz-tartományokban. Mindegyik panel ugyanazt a 42 ívperc kiterjedésű, 400 parszek távolságból 4,9 parszek méretnek megfelelő területet mutatja. (A) A diffúz röntgenemisszió a Spitzer-képre vetítve; (B) Kompozit kép a Spitzer felvételei alapján; (C) Optikai felvétel; (D) A VLA-val feltérképezett 300 MHz-es rádiókontúr az optikai felvételre vetítve. Mindegyik képre berajzolták a "Mikulás" kontúrját is.
[(A): AAAS/Science (ESA XMM-Newton és NASA Spitzer adatok); (B): NASA/Spitzer; (C): AAO/David Malin; (D): AAO/David Malin, VLA]
A halvány röntgenemissziót a kutatócsoport a köd fiatal csillagait célzó felmérés munkálatai közben fedezte fel. A felvételek legtöbbjén újra és újra előbukkant, mígnem felismerték, miről is van szó. Az Orion-ködhöz hasonló objektumokban ilyen forró gáz jelenléte meglepő, ugyanis – bár az elméletek megjósolják a létezését – a korábbi megfigyelések szerint rengeteg nagytömegű csillag erős csillagszele, vagy éppenséggel szupernóva-robbanás szükséges a létrejöttéhez, de az egyszerre nagyon sok nagytömegű csillagot létrehozó csillagkeletkezési területek viszonylag ritkák a Galaxisban. Az új észlelések azonban azt mutatják, hogy egy átlagosabb, kevesebb nagytömegű, forró csillagot tartalmazó terület is kiválthatja a forró plazma kialakulását.
Az Orion-ködhöz hasonló csillagkeletkezési területből sok található a Galaxisban, így hasonló forró gázbuborékok valószínűleg szintén nagy számban fordulnak elő. Ez pedig azért érdekes, mert segítségükkel újabb mechanizmust találhatunk az intersztelláris anyag nehézelemekkel történő beszennyezésére. Güdel szerint nem kell várni szupernóva-robbanásra, helyette egy-két nagytömegű csillag is elvégzi a feladatot néhány millió év alatt.
Forrás: ESA News, 2007.11.30.
-
#2181
A Pisces grandiózus spirálgalaxisa
Szerző: Kiss László | 2007. december 02., vasárnap
A Hubble Űrtávcső fantasztikusan részletdús fotója az M74 spirálgalaxisról.
Nem mondhatni, hogy szignifikánsan közelebb vitt minket a világrejtély megoldásához (ami egyébként is 42, mint azt az összes, szakirodalmat tanulmányozó érdeklődő tudja), viszont csodálatosan szép a Hubble Űrtávcső legújabb sajtóközleményének fotója az M74 spirálgalaxisról. A Pisces csillagkép ékköve, a 25-30 millió fényév távolságban található spirálgalaxis típusának minden jellegzetességét bemutatja: a kékes színű, azaz fiatal, nagytömegű csillagok által kirajzolt spirálkarok között markáns porfelhők látszanak, míg az itt-ott feltűnő rózsaszín foltocskák a jelenleg is zajló csillagkeletkezést jelző HII-régiók (azaz ionizált hidrogénfelhők). A központi tartomány jól elkülönülő sárgás színéért az ott található nagy számú idősebb csillag felel.
![]()
Az M74 galaxis képe 2003-as és 2005-ös HST-felvételek alapján. A kép nagyítható változata itt.
Az 1780-ban Pierre Méchain francia csillagász által felfedezett galaxis egyik érdekessége a sok közül, hogy éppen öt éve fényes hipernóva tűnt fel benne. Az SN 2002ap jelzésű objektumot magyar kutatók is vizsgálták (a szegedi asztrofizikus Vinkó József és munkatársai), többek között megbecsülve a robbanó csillag – és így szülőgalaxisa – távolságát, amire 22 millió fényévet kaptak, sajnos igen nagy, 70%-os relatív hibával.
-
#2180
Kisebb a Nap, mint amekkorának látszik
Szerző: Molnár Péter | 2007. december 01., szombat
A látszó szögátmérőből számított valódi méretnél akár 600 kilométerrel is kisebb lehet központi csillagunk.
A Nap pontos méretének ismerete fontos kérdés. Ez alapján lehet például kiszámítani a középpontjában uralkodó sűrűséget és nyomást, valamint modelleket felállítani a magban lezajló folyamatokra, amelyeknek pontosabb ismerete viszont a Nap viselkedését teszi jobban megérthetővé. Ez utóbbi pedig az űridőjárás előrejelzésére adhat módot, ami nemcsak a jelen űreszközeit, hanem a jövő tervezett űrutazásait is érzékenyen érinti. A pontos átmérő meghatározásában azonban gondot jelent, hogy központi csillagunk egy izzó gázgömb, amelynek nincs a földihez hasonló szilárd felszíne. Légkörének anyaga fokozatosan válik egyre ritkábbá és átlátszóbbá a középponttól való távolság növekedtével.
![]()
Központi csillagunk, a Nap (forrás: NASA).
Szilárd kéreg hiányában a Nap felszínének azt a réteget szokás tekinteni, ahonnan befelé haladva a Nap anyaga a látható fény tartományában hirtelen átlátszatlanná válik. A gyakorlatban ez azt jelenti, hogy a kutatók a napperemet használják fel az átmérő meghatározására, vagyis azt a határvonalat, ahol a Földről nézve a napkorong fényintenzitása hirtelen nullára zuhan. Az eljárással a Nap sugarára 695990 kilométeres értéket kaptak, ami a Föld sugaránál mintegy 109-szer nagyobb. A Nap felszínét azonban másképpen is lehet definiálni, például a gázanyagban fellépő rezgések, az ún. f-módusú hullámok segítségével, amelyek a Nap „felszínén” a vízhullámokhoz hasonlóan terjednek. Az elméletek szerint ezeknek a hullámoknak a Nap hirtelen átlátszatlanná váló felszínén kell megjelenniük. A hullámok beható vizsgálatával viszont meghatározható ennek a felszínnek a sugara, mivel a modellek szerint frekvenciájuk szoros kapcsolatban áll a Nap középpontjától mért távolságukkal.
Érdekes módon a két módszer eltérő eredményt ad. A hullámok megfigyelésével kapott érték 695700 kilométer, ami mintegy 300 kilométerrel kisebb, mint a vizuális megfigyelések alapján meghatározott sugár. Noha a két érték 0,04%-on belül egyezik, ez a kis eltérés is jelentős lehet a Nap belső szerkezetének pontos felépítésére nézve, amelyet a Nap belsejében létrejövő, majd ide-oda utazó és verődő hanghullámok vizsgálatával, a helioszeizmológiai kutatások során vizsgálnak. Eközben többek között a napfoltok kialakulásáért felelős mágneses erőtérrel is foglalkoznak, amely fontos szerepet játszik a kozmikus időjárás alakításában. A helioszeizmológia volt például az a tudományterület, amely segítséget nyújtott a hiányzó napneutrínók problémájának megoldásában is: a szeizmológiai vizsgálatok alapján lehetett kizárni az olyasféle feltételezett változásokat a Nap belsejében, amelyek a kibocsátott neutrínók eltűnéséhez vezethettek volna.
A fénynek a Nap légkörében való terjedésére vonatkozó, Margit Haberreiter (World Radiation Centre, Davos) és kutatócsoportja által elvégzett legújabb számítások úgy tűnik, igazolják a kisebb napátmérőt. A csoport elméleti úton határozta meg, hol kell lennie pontosan a megfigyelhető napperemnek. Az eredmények szerint kismérvű eltérés lehetséges a valódi határvonal (ahol a Nap anyaga átlátszatlanná válik) és az észlelt napperem között, így a megfigyelhető napfelszín valójában akár 333 kilométerrel az f-módusú hullámok által kijelölt „felszín” felett is lehet.
Habár ezek a néhány száz kilométeres különbségek értelmezése a közel 700 ezer km-es sugár mellett szőrszálhasogatásnak tűnik, egyáltalán nem az. A helioszeizmológiai eredmények (pl. sűrűség-, hőmérséklet- és kémai összetétel profilja a Nap belsejében) formálisan rendkívül pontosak, mégis, zavaró ellentmondásokra derült fény az elmúlt néhány évben. Például a Nap színképének teljesen új megközelítésen alapuló, a korábbi módszerek elhanyagolásait mellőző elemzése szerint központi csillagunkban fele annyi oxigén található, mint amit a helioszeizmológiai eredmények kiadtak. A jelentős eltérés arra utal, hogy még mindig nem értjük pontosan a Nap belsejében uralkodó fizikai állapotokat, így a modellezéshez szükséges minden adat korrigálása – mint pl. a Nap sugarának pontosítása – rendkívül jelentős.
Forrás: New Scientist, 2007. november 19.
-
#2179
Sós az Europa jupiterhold óceánja
2007. november 28., szerda, 9:26
A megfigyelések és a modellek alapján a jéggel borított felszínű Europa hold belsejében hatalmas, sós óceán helyezkedhet el.
![]()
Az Europa jupiterhold feltételezett belső szerkezete (JPL, NASA, Caltech)
A Jupiter Galilei-holdjai közül az óriásbolygótól kifelé haladva második az Europa. Fényes és fiatal felszínét töredezett vízjégpáncél borítja, amelynek vastagsága a becslések alapján 5-20 km körül lehet. A jégréteg alatt a szakemberek folyékony vízóceánt feltételeznek.
Utóbbi létére utalnak a felszínen található, összetört blokkokból álló ún. káoszterületek, amelyeken az egyes jégtömbök valamilyen képlékeny anyagon elmozdultak egymáshoz képest. Szintén könnyen magyarázhatók a jég alatti vízzel a csekély domborzati különbségek a felszínen, a nagy kráterek kilapult alakja, valamint a belsőben áramló anyagtól kialakuló mágneses tér változékony jellege - utóbbit rendkívül képlékeny közegben mozgó ionok generálhatják.
Kevin Hang (JPL) azt próbálta megállapítani, hogy milyen sók lehetnek az Europa jégpáncélja alatti óceánban, amelyek ionizált formában létrehozhatják a fent említett mágneses teret. Ha a primitív összetételű ún. kondrit-meteoritok anyagából "gyúrnánk össze" az Europát, akkor a kőzetekből vízzel érintkezve főleg Mg2+ (magnézium) és SO42- (szulfát) ionok oldódnának ki.
Az eddigi megfigyelések során jelentős mennyiségű szulfátiont tudtak már az Europa felszínén kimutatni, azt azonban nem sikerült megállapítani, hogy milyen kation kapcsolódik hozzájuk. A magnézium csak az egyik lehetőség, a nátrium is gyakori elem, amely szintén előfordulhat a holdon. A földi óceánokban lévő só a kőzeteket alkotó ásványok mállásából és a tenger alatti vulkánok gázkibocsátásából származik. Bolygónkon a nátrium- és a kloridion található a legnagyobb mennyiségben, ez alkotja a tengeri só túlnyomó részét.
A Földön a globális lemeztektonika keretében alábukó kőzetlemezek a rajtuk lévő üledékekben sok vizet visznek magukkal a mélybe. Ez később magas hőmérsékleten felszabadul, és visszajut az óceánba - ugyanakkor a korábban kivált magnézium nagyobb része nem kerül vissza a világtengerbe. A folyamat tehát csökkenti a vízben oldott magnézium mennyiségét. Hasonló jelenségre, globális lemeztektonikára utaló nyomokat egyelőre nem azonosítottak az Europán - igaz nagyon korlátozottak ismereteink az óceán alatti, kőzetek alkotta régióról.
Az Europa óceánjának összetételét tehát nehéz megbecsülni. A korábban vázolt kondritos modell és a felszíni megfigyelések alapján sok szulfát lehet benne. A jégpáncél tetején megfigyelt különböző "szennyezőanyagokból" több található, mint amennyi csak külső forrásból, pl. a vulkanikusan aktív szomszédos Io holdról érkezhet - tehát jelentős része a jég alatti óceánból származik. A most publikált modellek alapján a magnézium lehet a leggyakoribb kation, amely a szulfáthoz kapcsolódik, mind az Europa felszínén, mind annak belsejében.
A felszíni jégben a szulfátion a H2O-val érintkezve, a Juptier magnetoszférikus bombázásától kénsavvá alakul. Ez részben az óceánba is visszajut, savassá téve annak kémhatását. Az eddigi becsléseket összevetve a magnézium lehet e legfontosabb kation az óceánban, de emellett ionizált nátrium és hidrogén is lehet benne.
![]()
A Galileo-szonda felvétele a Therea névre keresztelt káoszterületről. Feltehetőleg az óceán aljzatán lévő vulkáni központtól feláramló forró víz olvasztotta meg itt a jeget, amely táblákra tört, és a vízben lévő sók színezték el a felszínt, enyhén barnás árnyalatot adva a jégnek (JPL, NASA, Caltech)
A fenti folyamatok mellett egyéb, a víz összetételét befolyásoló, bizonytalanul ismert jelenségek is történhetnek az óceán aljzatán. Utóbbiakról még bizonytalanabbak az ismereteink, de elsősorban az ott feltételezett vulkáni tevékenység okozhat változásokat. Emellett az óceán nem tekinthető teljesen zárt környezetnek. Geológiai időskálán mérve a jégkéreg repedései révén az anyagok egy része a felszínre jut, onnan pedig pl. a hidrogén az űrbe távozhat. Ez növelheti az alkáliák arányát a jégben, és annak recirkulációja révén az óceánban is. Nagy kérdés, hogy ez mennyire befolyásolja annak kémhatását. Mindezeken felül ha esetleg élőlények is vannak az óceánban, azok szintén módosíthatják az összetételt - akárcsak a Föld esetében.
A megfigyelések és a modellek alapján tehát valószínűsíthető, hogy az óceánban magnézium- és szulfátionból van a legtöbb, ez a fő összetevő, amely a felszíni jeget barnásra szennyezi. A számításokat a Galileo-űrszonda magnetométerének mérésivel kiegészítve pedig úgy fest, hogy az Europa jégpáncélja alatt egy sókban igen gazdag, kifejezetten tömény óceán található.
-
#2178
Kozmikus ágyúgolyó
Szerző: Kovács József | 2007. november 30., péntek
Húsz fényévet mozdult el 3700 év alatt a Puppis A rádióforrást létrehozó szupernóva-robbanás maradványa, egy hipersebességű neutroncsillag.
Az objektum az RX J0822-4300 katalógusjelű neutroncsillag, amely körülbelül 3700 évvel ezelőtt jött létre egy szupernóva-robbanáskor – ennek helyén ma a Puppis A szupernóva-maradvány található. A Chandra röntgenműhold 1999-ben és 2005-ben készült felvételein jól látszik, hogy a neutroncsillag a robbanás helyétől kifelé mozog, s a képek alapján, valamint a maradvány távolságának ismeretében az is megbecsülhető, hogy látóirányra merőleges sebessége több mint 5,5 millió km óránként (1600 km másodpercenként)! Bár a robbanás óta mindössze 20 fényévnyi utat tett meg, ilyen tempóban haladva néhány millió év alatt el fogja hagyni a Tejútrendszert. Az óriási sebesség ellenére a mozgás detektálása egyáltalán nem volt egyszerű. A Chandra kivételes képességeit bizonyítja, hogy az öt év alatt 0,8 ívmásodperces eltolódást egyértelműen ki lehetett mutatni (ekkora szög alatt látunk pl. egy ötforintos pénzérmét kb. 6 km-es távolságból).
![]()
A kis képen a neutroncsillag öt év alatti elmozdulása látható a Chandra adatai alapján. A Puppis A szupernóva-maradvány tágabb kozmikus környezetét a nagy kép mutatja, ami egy számítógépes kompozit a ROSAT műhold röntgenadatai (rózsaszín) és a CTIO 0,9 méteres teleszkópjának optikai felvétele (bíbor) alapján, melyen az oxigéntől származó emisszió a domináns.
(Chandra: NASA/CXC/Middlebury College/F. Winkler et al.; ROSAT: NASA/GSFC/S. Snowden et al.; Optikai: NOAO/AURA/NSF/Middlebury College/F. Winkler et al.)
Természetesen nem ez az első alkalom, hogy ilyen nagyon gyors csillagokat észlelnek, korábban is detektáltak már körülbelül 1,6 millió km/h sebességgel a Tejútrendszerből kifelé mozgó objektumokat (hipersebességű csillagok). A különbség a mozgási energia forrásában van. Előbbiek az elképzelések szerint a Galaxis centrumában található nagytömegű fekete lyukkal való gravitációs kölcsönhatás következtében lökődtek ki, míg az RX J0822-4300 neutroncsillagot a szupernóva-robbanás energiája lőtte ki. Az adatok alapján a robbanás aszimmetrikus volt, egyik irányba a neutroncsillag, a másik irányba pedig a robbanás egyéb "törmeléke" indult el.
Az RX J0822-4300 "nyaktörő" sebessége azonban még a legkifinomultabb szupernóva-robbanási modelleket is nehéz helyzet elé állítja. A kutatók szerint ugyanis ez az óriási sebesség csak valamilyen szokatlanul nagy energiájú robbanással lenne magyarázható, ennek mechanizmusa azonban teljesen bizonytalan.
Az eredményeket részletesen tárgyaló szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. november 20-i számában jelent meg.
Forrás: Chandra PR, 2007.11.28.
-
#2177
Valaki, aki ért hozzá, készíthetne egy jó kis banner! -
#2176
Szénburokkal fedett csillagtetemek
Szerző: Kovács József | 2007. november 28., szerda
Egy nemzetközi kutatócsoport tisztán szénből álló légkörű fehér törpéket fedezett fel, amelyek különleges csillagfejlődés végtermékei lehetnek.
Ezek a égitestek valószínűleg olyan fejlődési utat jártak be, ami eddig nem szerepelt a csillagok életét leíró modellek között. Lehetséges, hogy olyan csillagok végállapotait jelzik, melyek ugyan nem voltak elég nagy tömegűek szupernóvaként való szétrobbanáshoz, de nem is voltak túl messze a szükséges tömeghatártól.
A hélium égésével járó termonukleáris reakciók "hamuja" szén és oxigén. Azon csillagokból, melyek tömege nem elegendő ahhoz, hogy életüket szupernóvaként fejezzék be, a nukleáris üzemanyag elfogyta után fehér törpe keletkezik. Utóbbi objektumok sűrűsége nagyon nagy, mivel a Földdel összemérhető térfogatba naptömegnyi anyag zsúfolódik. A ma elfogadott modellek szerint a legtöbb fehér törpe magja szénből és oxigénből áll, ezt azonban elfedi előlünk a csillag hidrogént és héliumot tartalmazó légköre. Ennek fényében senki sem számított arra, hogy egy fehér törpe atmoszférája tisztán szénből is állhat.
![]()
Fantáziarajz a H1504+65 fehér törpe felszínéről.
(Lunarismaar/M.S. Sliwinski és L.I. Sliwinska)
Patrick Dufour, az arizonai Steward Obszervatórium kutatója és kanadai, illetve francia munkatársai azonban találtak olyan fehér törpéket, melyek légkörében nem mutatható ki a Világegyetem két leggyakoribb eleme, a hidrogén és hélium. Az objektumokat a Sloan égboltfelmérés (SDSS, Sloan Digitized Sky Survey) keretében felfedezett körülbelül tízezer új fehér törpe között azonosították. (Az SDSS egyébként megnégyszerezte az összesen ismert fehér törpék számát!)
A kutatócsoport egyik tagja, James Liebert, 2003-ban néhány tucat olyan fehér törpét talált a mintában, melyek színképük alapján főleg héliumból és szénből állónak tűnnek. A DQ spektráltípusba tartozó objektumokról úgy gondolják, hogy a héliumhéjban működő konvekció (a csillag anyagának le-föl irányuló nagyléptékű áramlása) hatására jut ki a szén a belső szén-oxigén magból.
Dufour még a montreali egyetemen kidolgozott egy számítógépes kódot a hideg, 5000 és 12000 K közötti hőmérsékletű DQ típusú fehér törpék légkörének modellezésére. A Steward Obszervatóriumba kerülve továbbfejlesztette a programot a forróbb fehér törpék modellezésére is, egészen 24000 K-ig. A kód futtatása során azonban a várakozásokkal ellentétben azt tapasztalta, hogy a forró csillagok esetében nem sikerül a modell eredményeit az SDSS adataival összhangba hozni, még akkor sem, ha a modellekben növelte a szén gyakoriságát. A kudarc hatására aztán úgy döntött, hogy megpróbálkozik egy olyan dologgal, amivel addig még senki sem: egy tisztán szenet tartalmazó légkör modellezésével, ami meglepetésére remekül működött is, segítségével jól visszaadhatók a megfigyelt színképi jellegzetességek.
Dufour és kollégái a Sloan adatbázisban talált, s eddig ellenőrzött körülbelül 200 fehér törpe közül nyolc esetében mutatták ki, hogy az atmoszférát a szén dominálja. Ezen csillagok hőmérséklete 18000 és 23000 K közötti, s ez egyelőre fejtörésre adhat okot, hiszen túl magas a szén korábban említett felkeveredéses feldúsulásához a légkörben. A jelenség magyarázatára valami más megközelítés szükséges.
A kutatók elképzelése szerint ezek a csillagok a John Nousek (Penn State University) és Liebert által már 1986-ban leírt, jóval forróbb, H1504+65 katalógusjelű objektumhoz hasonló csillagokból alakultak ki. Ha ez így van, akkor a szénlégkörrel fedett objektumok a csillagfejlődés eddig ismeretlen útját reprezentálják. A H1504+65 egyébként egy nagyon forró, kb. 200 ezer K hőmérsékletű csillag. Az elképzelések szerint ez a csillag korábbi fejlődése során valamilyen módon "megszabadult" az összes hidrogénjétől, majdnem az egész héliumtartalmától, s gyakorlatilag csak a csupasz magja maradt, aminek felszínén nagyjából egyenlő arányban szén és oxigén figyelhető meg. Dufour szerint a H1504+65-höz hasonló csillagok hűlésekor az elemek sűrűség szerint szeparálódnak, így szétválik a szén, az oxigén és a maradék hélium. 25000 K felett ez a kevés hélium felemelkedik, s egy vékony héjat alkot a sokkal nagyobb tömegű szénburok felett. Ekkor a csillag héliumlégkörű fehér törpeként azonosítható. 18000 és 23000 K között azonban a szénhéjbeli konvekció valószínűleg felhigítja a vékony héliumhéjat. Ezen a hőmérsékleten a szénnél nehezebb oxigén nagy valószínűséggel olyan mélységbe süllyed, ahonnan a konvekció már nem tudja felkeverni. Egy 1999-es eredmény szerint a 9 és 11 naptömeg közötti csillagok legvalószínűbb végállapota egy fehér törpe, melynek oxigén-magnézium-neon magját főleg szénből és oxigénből álló légkör veszi körül. Úgy tűnik, ezt most Dufour és kollégái modelljei is megerősítik. Az ennél nagyobb tömegű csillagok szupernóvaként robbannak, de a tömeghatár még rendkívül bizonytalan. Pontosításához Dufourék a 6,5 méteres MMT teleszkóppal (Mount Hopkins, Arizona) további észleléseket terveznek.
Az eredményekről részletesen beszámoló szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 22-i számában jelent meg.
Forrás: Nature 450, 522-524 (2007. november 22.)
-
#2175
Szuperföldek és holdjaik nyomában
2007. november 26., hétfő, 10:10
A Naprendszeren kívüli planéták, az exobolygók és kísérőik megismerése a Föld és a földi élet fejlődését befolyásoló tényezők megértésénben is segít. Új megfigyelések és modellszámítások alapján a bolygórendszerekben ritkák lehetnek a Holdhoz hasonló kísérők, az ún. szuperföldek pedig az élet szempontjából kedvező tulajdonságokat mutathatnak.
![]()
Fantáziarajz a Gliese 581c exobolygóról, amelyet egy bolygónknál legalább ötször nagyobb tömegű és másfélszer nagyobb méretű szuperföldnek tekintenek (Hervé Piraud)
A Földre és több elgondolás szerint rajta az élet fejlődésére is összetett hatással bír nagy tömegű Holdunk. Ezek közül az egyik legfontosabb, hogy a Hold stabilizálja a Föld forgástengelyének térbeli helyzetét, és ezzel az éghajlatot is kiegyenlítettebbé teszi. A másik fontos hatás az árapály, amely az élővilágnak a szárazföldre lépését gyorsíthatta meg mintegy 400 millió éve. Emellett a Hold jelentősen lecsökkentette bolygónk tengelyforgási idejét, egyes feltételezések alapján pedig a globális lemeztektonika fenntartásában is közreműködhet.
A mai legelfogadottabb elmélet szerint a Hold egy kozmikus ütközés eredményeként jött létre. Közel 30-50 millió évvel a Nap összeállása után bolygónk egy kb. Mars méretű objektummal találkozott. A kirepült törmelék egy része Föld körüli pályán maradt, ebből állt össze a Hold. Mivel ez véletlen esemény volt, továbbá a többi Föld-típusú bolygónak sincs nagy holdja a Naprendszerben, elképzelhető, hogy a kőzetbolygók körül ritkák az ekkora kísérők.
A hasonló kataklizmák gyakoriságának becslésével Nadya Gorlova (University of Florida) és kollégái próbálkoztak. A Spitzer-űteleszkóp segítségével közel 400 olyan fiatal csillagot vizsgáltak, amelyek annyira idősek lehetnek, mint amilyen a Nap és a körülötte keringő planéták voltak a Holdat létrehozó ősi ütközés idején.
Megbecsülték, hogy egy ilyen kategóriájú ütközéssel mennyi por keletkezik. Két nagy tömegű bolygó ütközésekor sok anyag robban ki az űrbe, és ennek mennyisége az összetalálkozó égitestek tömege alapján közelíthető. Emellett az is megbecsülhető, hogy az ilyen por nagyjából mennyi ideig marad megfigyelhető nagy távolságból. A szemcséket a már kialakult égitestek idővel felsöprik, illetve az intenzív csillagszél "elfújja" - ezért kozmikus időskálán mérve csak rövid időn keresztül azonosítható.
A becslések alapján a vizsgált csillagok - pontosabban a körülöttük formálódó bolygórendszerek - közel 5-10%-ánál kellene szokatlanul sok port találni. Ehhez képest mindössze egyetlen rendszerben akadtak nagy mennyiségű poranyagra. Eszerint viszonylag ritkák lehetnek az ilyen ütöközések, és ennek folyományaként az olyan égitest-párok is, mint a Föld-Hold rendszer.
Szuperföldek: egy lehetséges új exobolygótípus
A Föld-típusú bolygók és az esetleg ott kialakult élet jellemzőire az adott planéta mérete és tömege is hatással lehet. Ilyen szempontból érdekesek az ún. szuperföldek, amelyek egy új, gyengén definiált kategóriát alkotnak az exobolygók között. Általában azokat a Naprendszeren kívüli planétákat sorolják ide, amelyek tömege 2 és 10 földtömeg közötti, és feltehetőleg a hagyományos értelemben vett kőzetekből állnak. (Nem minden szuperföldnek tekintett planétáról tudjuk pontosan, hogy egy "túlhízott" kőzetbolygó-e, avagy inkább egy "sovány" óriásbolygó - utóbbit elsősorban folyékony halmazállapotú anyagok és gázok alkotják, és nincs hagyományos értelemben vett szilárd felszíne.) A szuperföldekkel kapcsolatos egyik nagy kérdés, hogy milyen lehetőséget biztosíthatnak a földihez hasonló élet számára.
![]()
Az egyik szuperföld-jelölt: a Gliese 581c összehasonlítása bolygónkkal (NASA)
A modellek alapján a szuperföldek belső hője legalább 30-40%-kal hosszabb időn
keresztül teszi aktívvá felszínüket, mint az a Föld esetében várható. Egy szuperföld tovább újítja meg vulkánkitöréseivel légköri szén-dioxid-készletét, újabb és újabb gázmennyiséget pumpálva az atmoszférába. Ez a gáz nemcsak üvegházhatásával melegíti a felszínt, de a növények fotoszintéziséhez is szükséges - de emellett vannak kedvezőtlen tulajdonásgai is.
Ugyanakkor a nagy bolygótömeg csökkenti a gáz- és a vízveszteséget a világűr felé - az így megtartott felszíni óceánokban pedig kiválhat a légköri szén-dioxidnak egy része. A gáz utánpótlása segíthet elkerülni, hogy olyan ritka és gyenge üvegházhatást produkáló légkör keletkezzen, mint amilyen a Marsot övezi. Ugyanakkor a felszíni vízben kiváló szén-dioxid annak az esélyét is csökkenti, hogy a Vénuszhoz hasonlóan "elszabaduljon" az üvegházhatás. A fenti elméleti fejtegetések alapján a bolygótömeg összetett módon befolyásolhatja a légkör jellemzőit - igaz ennek az esetleges életre kifejtett hatása még messze nem ismert.
Lemeztektonika a szuperföldeken
A modellek alapján egy kb. 10 földtömegű, a miénkhez hasonló összetételű bolygó a Földéhez hasonló belső szerkezettel bír. Egy szuperföld belsejében azonban az anyag intenzívebb konvekciós áramlást mutat, mint ma a Földön - ennek megfelelően aktívabb lemeztektonika lehet rajta. A számítások rámutattak, hogy bolygónk közel van ahhoz a határhoz, ahol a lemeztektonika még éppen képes tartósan működni. A Mars már alatta lehet ennek az értéknek, ezért nem mozognak ma kőzetlemezek rajta.
Jelenlegi ismereteink alapján a lemeztektonika segíti a különböző kémiai elemek körforgását, és áttételesen kedvez az élővilág változatosságának növekedésében. Ilyen szempontból egy szuperföld jó adottságokat mutat. Mindent összevetve egy nagyobb Föld-típusú bolygó tovább képes bizonyos viszonyokat a felszínén fenntartani, és kevésbé érzékeny a csillagáról érkező sugárzásra, mint egy kisebb tömegű planéta.
Az egyes bolygók lakhatóságát azonban számos ma még ismeretlen tényező befolyásolhatja, a cikkben vázolt összefüggések talán csak a jéghegy csúcsát képezik
-
#2174
Ez nem pont ide illik, de érdekes:
http://index.hu/tech/tudomany/surf071120/ -
#2173
Bemutatkozik a Hubble űrteleszkóp utódja
2007. november 23., péntek 16:55
A baltimore-i Astrophysics 2020 csillagászati konferencián új részletek derültek ki a James Webb Space Telescope-ról, ami a jelenlegi legfejlettebb űrteleszkópokat, a Hubble-t, a Spitzert és a Chandrát fogja leváltani. A NASA, az ESA és a kanadai űrügynökség által közösen fejlesztett 4.5 milliárd dollárba kerülő távcső 2013-ban áll Föld körüli pályára a tervek szerint.
"Pontosabb megfigyelésekre van szükségünk a kvazárok működésének vagy a galaxisok születésének tanulmányozásához", mondta Rachel Somerville, a német Max Planck intézet csillagásza a konferencián. "Hiába tesszük be egy szobába a világ legnagyobb elméit a létező legerősebb szuperszámítógéppel 15 évre, erősebb távcsövek nélkül ők sem jutnának semmire."
A NASA egykori igazgatójáról elnevezett űrteleszkóp egy 6,4 méter átmérőjű tükörfelületen gyűjti majd a beérkező fényt, ez a Hubble-nek közel háromszorosa. Az új űrteleszkóp sokkal messzebbre lát majd, mint elődei, és nagyobb felbontású képeket készít, de az égboltnak egyszerre csak egy nagyon szűk szeletét tudja vizsgálni.
![]()
A James Webb űrteleszkóp az európai űrűgynökség képén
A konferencián bemutatkozott másik nagy újítás a NASA-nál fejlesztett solar shade technológia, amivel a csillagok egyes esetekben zavaró fényét lehet kiszűrni a távcső látómezejéből. Ez óriási segítség lehet a Naprendszerünkön kívüli bolygók tanulmányozásánál, amiket épp a központi csillaguk fénye tesz nehezen megfigyelhetővé. A fejlesztést vezető Wes Traub szerint a technológia a JWST utáni űrteleszkóp-generációval (16 méter átmérőjű tükörrel) képes lehet olyan bolygók felszínének és légkörének tanulmányozására, amik ma egyetlen pixelként jelennek meg a Hubble képein.
-
#2172
Szupernóva újratöltve II-VI
Szerző: Kovács József | 2007. november 23., péntek
Egy új modellszámítás szerint lehet, hogy a rekurrens nóva fogalma mellé be kell vezetnünk a "visszatérő" szupernóva fogalmát is.
A 2006-ban felfedezett, s később SN 2006gy jelzéssel ellátott szupernóva robbanása körülbelül 100-szor fényesebb volt, mint egy "szokásos" szupernóváé, így az esemény az elméleti szakemberek számára is nagy kihívást jelent. Kérdés az, hogy milyen folyamat okozhatott ilyen óriási robbanást. Stan Woosley (University of California, Santa Cruz) és munkatársai számításai szerint egy nagyon nagy tömegű csillag több, akár hat, egymástól időben szétváló szupernóva-szerű kitörést is produkálhat, melyek közül még az utolsó sem végzetes a csillag számára – a kitörések együttes hatásaként azonban előállhat az előzőleg soha nem tapasztalt fényességű szuperrobbanás.
![]()
Fantáziarajz az SN 2006gy robbanásáról.
(NASA/CXC/M. Weiss)
A modell szerint az első, egyébként nem túl fényes szupernóvaként jelentkező robbanás csak egy burkot dob le a csillagról. Egy második, szintén szupernóva méretű robbanás során azonban újabb anyaghéj dobódik ki, ami nagyobb sebességgel tágulva utoléri az első erupció során ledobott anyagot, s az óriási felfénylés igazából a két héj ütközésekor következik be.
Woosley szerint a két héj olyan távolságban találkozik, hogy az ütközés következtében a teljes kinetikus energiájuk elektromágneses sugárzássá (fénnyé) alakulhat. Egy normál szupernóva-robbanás közben ez az arány csupán 1 százalék körüli, mivel a ledobott buroknak eléggé ki kell tágulnia ahhoz, hogy a fény megszökhessen belőle, így a Woosley-féle számítás magyarázhatja a százszoros intenzitásnövekedést.
A modell működéséhez 90 és 130 naptömeg közötti kiinduló tömeg szükséges. Ilyen nagytömegű csillagok magjában a csillag élete vége felé a hőmérséklet olyan magasra szökik, hogy a megfelelő energiájú fotonokból az ún. párkeltés során elektronok és antirészecskéik, pozitronok jöhetnek létre. Közben a sugárzási térből eltűnő fotonok miatt a sugárnyomás lecsökken, így a csillag magja gyorsan elkezd összehúzódni. A stabilitás megbomlásával járó folyamatot az előzőek miatt pár-instabilitásnak is nevezik.
A mag összehúzódása addig tart, amíg össze nem roppan. Ekkor robbanásszerűen elkezdi égetni a benne lévő üzemanyagot, aminek következtében szintén nagyon gyors tágulásba kezd, de ez nem olyan intenzív, hogy szétrombolná az egész csillagot. A 90 és 130 naptömeg közötti kiindulási tömegtartományban egy pulzációszerű folyamat lesz az eredmény: instabilitás – gyors tágulás és sugárzás – újabb összehúzódás – felmelegedés – instabilitás. A pulzálás addig tart, amíg a csillag a stabil állapotba visszakerüléshez elegendő tömeget nem veszít.
Woosley szerint 2 és 6 robbanás között bármennyi előfordulhat, s ezek lehetnek kisebb energiájúak, de akár óriásiak is. Még komplikáltabbá teheti a képet, hogy a stabilitás elérése után egy még mindig nagy, körülbelül 40 naptömegnyi objektum marad vissza, ami továbbfejlődve valószínűleg eljut a vasmag létrehozásáig, majd az összeroppan, s a csillag egy gamma-kitörésben fejezheti be végleg pályafutását.
A 110 naptömegű kiinduló állapotra elvégzett modellszámítás adatai a következők. Az első nagy kitörés során a csillag egy nagyjából 25 naptömegű, hidrogénből és héliumból álló héjat dob le magáról egy körülbelül 6×1041 erg/s teljesítményű, 200 napig követhető szupernóva-robbanást produkálva. A következő héj ledobása 6,9 év múlva következik be. 9 év elteltével aztán a csillag egy 2,2 naptömegű vasmagot hoz létre, ami végül egy gyorsan forgó neutroncsillaggá vagy fekete lyukká zuhan össze.
A fenti tömegű csillagok persze elég ritkák, különösen a mi Tejútrendszerünkben (jelenleg nem is ismerünk ennyire masszív csillagot). Sokkal nagyobb számban lehettek azonban jelen a korai Univerzumban. Bár létezésüket sokan kétségbe vonják, Woosley véleménye szerint bármely elméletnek, ami magyarázni szeretné az SN 2006gy anomális robbanását, szüksége van ilyen nagytömegű csillagok feltételezésére.
A modellt bemutató szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 15-i számában jelent meg.
Érdekes megjegyezni, hogy a Nature ugyanezen számában két oldallal előbb egy másik, szintén az SN 2006gy természetével foglalkozó cikk is megjelent. Ennek szerzői, Simon Portegies Zwart és Edward van den Heuvel (Astronomical Institute 'Anton Pannekoek') a szokatlan fényességű robbanást két nagytömegű csillag összeolvadásával magyarázzák. Cikkükben kimutatják, hogy fiatal, nagy sűrűségű csillaghalmazokban a nagytömegű csillagok ütközési gyakorisága elég nagy ahhoz, hogy kellő eséllyel kialakulhasson az SN 2006gy robbanásához hasonlót produkáló találkozó és összeolvadás. Elképzelésük jogosságát igazolhatja, ha az SN 2006gy elhalványodása után (körülbelül egy év) a robbanás helyén egy nagytömegű csillagokból álló sűrű halmazt találunk.
Források:
Woosley, S.E. és mtsai, 2007, Nature, 450, 390
Portegies Zwart, S.F & van den Heuvel, E., 2007, Nature, 450, 388
-
#2171
A 2165 -ös cikk, csak más forrás!
Bolygócsírák ütközése a Fiastyúkban
Szerző: Szalai Tamás | 2007. november 20., kedd
Nagy mennyiségű, valószínűleg kialakulóban lévő bolygókezdemények ütközéséből származó törmeléket találtak a Plejádok egyik csillagának környezetében.
A Taurus (Bika) csillagképben található Plejádok (M45, Fiastyúk) az egyik legközelebbi, kb. 400 fényévre található nyílthalmaz, mely – csillagfényes éjszakákon – szabad szemmel is gyönyörű látványt nyújt (az év ezen szakaszában egész éjjel megfigyelhető!). Bár a halmaz főként a benne található hét legfényesebb, fiatal óriáscsillag, valamint a közöttük lévő térrészt kitöltő, világító ködösség révén közismert, valójában több mint 1400 csillagot tartalmaz.
J. Rhee (University of California, Los Angeles, UCLA) és munkatársai – a területről készített infravörös mérések elemzése során – rendkívül nagy mennyiségű port fedezett fel a HD 23514 jelű halmaztag csillag közvetlen környezetében. A nagyon fiatal (még kialakulóban lévő), Napunkhoz hasonló tömegű csillagok esetében a jelenség nem annyira meglepő, mivel fejlődésük ezen szakaszában sűrű, porból és gázból álló korong veszi körül őket. Idővel (mintegy 100 millió év alatt) azonban a csillagkörüli korong eloszlik: az anyag egy része a csillagba hull, míg más szemcsék beépülhetnek a születő üstökösök anyagába, vagy – fokozatosan nagyobb testekké összeállva – végül kisbolygókat, ill. bolygókat hozhatnak létre.
A HD 23514 becsült életkora kb. 100 millió év, azaz a körülötte lévő porkorong nagy része már eloszlott – a kutatók mégis igen nagy mértékű, portól származó infravörös többletsugárzást észleltek a környezetéből. Magyarázatuk szerint ún. másodlagos porképződés zajlott le, azaz már kialakulóban lévő bolygótestek gigászi ütközéseiből származó törmelékanyag kering a csillag körül. A vizsgálatok szerint a nagy mennyiségű törmelék kialakulása az igen közeli múltban, mindössze az utóbbi néhány százezer évben mehetett végbe (sőt, akár még jelenleg is tarthat). Ugyanez a folyamat játszódhatott le Naprendszerünk Föld típusú, azaz kőzetbolygóinak keletkezése során (jelenlegi elméleteink szerint a Hold kialakulása is egy hatalmas ütközésnek köszönhető, melyben egy Mars méretű objektum csapódott a Földbe).
![]()
A Plejádok színes kompozit képe; a HD 23514 környezetének kinagyított képén egy fantáziarajz látható két bolygókezdemény ütközéséről (I. Song, IPAC/CalTech és L. R. Cook, Gemini Observatory)
A kutatócsoportnak ez már a második ilyen jellegű felfedezése; két évvel ezelőtt az Aries (Kos) csillagképben lévő, BD +20 307 jelű csillag esetében találtak hasonló eseményre utaló nyomokat. Ezután kezdtek szisztematikus keresésbe, melyhez a – már nem működő – ISO és IRAS műholdak, valamint a 8,1 m-es északi Gemini távcső (Mauna Kea, Hawaii) és a Spitzer űrtávcső közepes és távoli infravörös tartományban készített méréseit használták fel.
Ez a két felfedezés azért különösen jelentős, mert más csillagok körüli kőzetbolygók létére mind a mai napig nem sikerült közvetlen bizonyítékot találni. Rhee és munkatársainak eredményei viszont arra utalnak, hogy Föld típusú bolygók más csillagok körül is keletkeznek, melyeket reményeink szerint a jövőben közvetlenebb módszerekkel is sikerül majd detektálni.
Forrás:
UCLA Newsroom, 2007.11.14.
-
Rumcájsz61 #2170 No végre Landren:))) -
#2169
Mihelyt lesz ég, Szeged fölött és nem leszek hulla, megpróbálok lőni egyet, de túl sokra ne számíts, egy 300-as telém a max. :) -
#2168
Van vmelyikőtöknek saját fényképe a Holmes-üstökösről? -
#2167
"Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélődő utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltűnik a látótérből. Az új felfedezés egyik szerzőjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ."
Szerintem azok már nem a mi utódaink lesznek. :D D: -
#2166
A sötét anyag nyomában - 3. rész: sötét energia
2007. november 20., kedd, 8:51
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhető sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelőre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetően, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk első részében egzotikus részecskéket, a másodikban csillagászati keresési módszereket mutattunk be, ezúttal pedig a leginkább titokzatos összetevőt: a sötét energiát vizsgáljuk meg.
![]()
Az NGC 1672 galaxis (NASA, ESA, STScI)
Egyre gyorsuló ütemben tágul a Világegyetem, jelentette be 1998-ban két nemzetközi kutatócsoport a Hubble-űrteleszkóp mérési adatai alapján. A szenzációs hír azonnal élénk szakmai vitákat indított el. Az első, természetes reakció a kétkedés volt. Stephen Hawking, a kozmológia nagy alakja Al Gore akkori amerikai alelnök kérdésére úgy foglalt állást, hogy szerinte komolyan megkérdőjelezhető a mérések pontossága.
A hír hallatán bizonyára sokan újra feltették magukban azokat a kérdéseket, amelyeket legutóbb gyerekkorukban: mekkora a Világmindenség, milyen a jövője, lesz-e és milyen vége lesz a történetének? A válasz keresése előtt rögtön szögezzük le, hogy ezekre a kérdésekre ma sincs egyértelmű és biztos válaszunk, ahogy nem volt évtizedekkel ezelőtt szüleinknek, tanárainknak sem. Ezt tükrözi a szóhasználat is: a Világegyetem gyorsuló tágulását a sötét energiával magyarázzák a fizikusok. A sötét szó arra utal, hogy ma szinte semmit sem tudunk mibenlétéről.
Nagy Bumm és Nagy Reccs
1929-ben Edwin P. Hubble amerikai csillagász fedezte fel, hogy a Világegyetem tágul: bármerre is nézünk, a messzi csillagrendszerek, a galaxisok távolodnak tőlünk. A Világegyetemet korábban évezredeken át változatlannak, statikusnak tartották. A 20. században született meg az Ősrobbanás, a Nagy Bumm (Big Bang) elmélete. A ma elfogadott érték szerint 13,7 milliárd évvel ezelőtt a Világegyetem végtelen kis méretű és végtelen nagy sűrűségű volt, majd tágulni és hűlni kezdett. Ez a tágulás a jövőben vagy minden határon túl folytatódik, vagy egyszer megáll és megkezdődik a Nagy Reccshez vezető összehúzódás.
![]()
Egy nagyságrendileg 10 milliárd fényév távolságban lévő szupernóva a HST felvételén (Riess, STScI, NASA)
A két lehetőség között lényegében az Univerzum tömege, a benne levő anyag mennyisége dönt. Természetesen ezt sem ismerjük kellő pontossággal, így bizonytalanok vagyunk a sokmilliárd évvel távolabbi jövőt illetően. Mostanáig az állandó tágulást egyre lassulónak gondolták, vagyis a tágulás sebessége egyre kisebb és kisebb, mivel a testek közti tömegvonzás, a gravitáció a tágulás ellen hat.
![]()
A Hubble-űrteleszkóp felvétele a Cl 0024+17 galaxishalmazról (NASA, ESA, Jee, Ford)
Az új felismerés szerint azonban a tágulás üteme nem lassul, hanem éppen növekszik: a tágulás üteme napról napra nő. Ez csak úgy lehetséges, ha valamilyen erőhatás a gravitációs vonzás ellen hat. A fizikusok erről rögtön Einsteinre gondoltak.
Einstein 1916-ban tette közzé az általános relativitáselméletet. Egyenleteiből kikövetkeztethetően a Világegyetem változik, tágul vagy összehúzódik. Az akkori ismeretekre támaszkodó közfelfogás viszont a Világegyetemet állandónak, változatlannak tartotta. Einstein ezért egy kiegészítő tagot illesztett az egyenleteibe, hogy azok statikus Világegyetemhez vezessenek, ez a kozmológiai állandó. Később, a Világegyetem tágulására vonatkozó bizonyítékokat megismerve ezt a lépését élete legnagyobb tévedéseként emlegette.
Új, antigravitációs erőhatás nyomában
Évtizedeken át nem is esett szó az antigravitációs hatások esetleges létezéséről. Az Ősrobbanás-elmélet részleteinek kidolgozása során az 1980-as években azonban kiderült, hogy a Világegyetem történetéről rendelkezésünkre álló tényanyag úgy írható le jól, ha feltételezzük, hogy az Ősrobbanás utáni első másodperc legelején, egy elképzelhetetlenül rövid időszakasz alatt fantasztikus gyorsasággal tágult a Világegyetem. Az inflálódás és a felfúvódás kifejezéseket használja erre a folyamatra a szakirodalom. A legutóbbi bejelentés szerint az egyre gyorsuló tágulás, vagyis az antigravitációs hatások nem csak az első másodperc törtrészében hatottak, hanem azóta is folyamatosan jelen vannak.
![]()
A Chandra-űrteleszkóp (NASA)
A Chandra-űrteleszkóp felvételei alapján amerikai kutatók megállapították, hogy mintegy 6 milliárd éve alaposan megváltozott a Világegyetem tágulásának tempója. Korábban egyre lassuló ütemben, az utóbbi 6 milliárd évben viszont egyre gyorsuló ütemben tágult. A röntgen hullámhossztartományban dolgozó Chandra-űrteleszkóp felvételein 1-8 milliárd fényév távolságban fekvő 26 galaxishalmazt tanulmányoztak. A megfigyelési adatok szerint a múltban a sötét energia sűrűsége nem változott gyorsan az idővel, esetleg állandó is lehetett, összhangban az Einstein által bevezetett kozmológiai állandó fogalmával.
Ha a sötét energia változatlan, akkor az Univerzum örökké tágulni fog. A korábbi drámai forgatókönyvek, a Világegyetem önmagába való összeomlása ("Nagy Reccs"), és a galaxisoktól az atomokig mindennek a szétszakadása ("Nagy Szétszakadás") bekövetkezése ezek szerint kizárható. Az adatok kiértékelése során egyetlen fontos feltevéssel éltek a kutatók: a hatalmas galaxishalmazokban a forró gáz és a sötét anyag aránya valamennyi halmazban azonos. (Mint sorozatunk előző két részében részletesen olvashattak róla, a sötét anyag sugárzásokkal nem ad jelet magáról, mibenlétéről jelenleg csak feltételezések vannak.)
![]()
Vázlatos ábra a Nagy Bumm óta eltelt időszakról, eleinte lassuló, majd gyorsuló tágulással (NASA)
Ha lassan is, de gyűlnek a megfigyelési, mérési adatok. A "SuperNova Legacy Survey" nemzetközi kutatócsoport 2003 óta a legnagyobb távcsövek és új módszerek bevetésével méri a szupernóvák távolságát. 2005-ben a Journal of Astronomy and Astrophysics hasábjain tették közzé 71 darab, 2-8 milliárd évvel ezelőtt felrobbant szupernóva adatait. Mérési eredményeik alapján szűkíthető a számba jöhető Világegyetem modellek köre.
Az anyag sűrűsége csökken a tágulással, a sötét energia viszont nagyjából állandónak tűnik. A Világegyetem-modellekben szerepel egy tag, amely a nyomás és az energiasűrűség hányadosát adja meg, ez meghatározza a sötét energia sűrűségének időfüggését, időbeli változását is. Ennek értéke viszont modellfüggő, modellről-modellre változik, tehát a kísérleti tényekkel való összevetés alapján egyes modellek helyesnek, mások tévesnek bizonyulhatnak. A kutatócsoport friss mérési eredményeit is legjobban egy kozmológiai állandó beillesztésével lehet leírni. Ennek értéke eltér attól, amit Einstein annak idején fölírt. A tágulás magyarázatára kidolgozott elméletek köre máris szűkíthető az új adatok alapján, de még mindig tágak a lehetőségek a Világegyetem leírására. A kutatócsoport 2008-ig folytatja az adatgyűjtést, több száz szupernóva adatait szeretnék megmérni, földolgozni. Ezek alapján a mostaninál jóval pontosabban határozhatják majd meg a kozmológiai állandó értékét.
Energia a vákuumból
A modern fizika szerint a vákuumban állandóan keletkeznek és megsemmisülnek részecskék, a vákuum energiát hordoz. A táguló Világegyetemben egyre több lesz a térhez kötődő vákuumenergia, emiatt az energiasűrűség és a nyomás hányadosa állandó marad, tehát van értelme a kozmológiai állandónak. A vákuumenergia viszont a számítások szerint túl nagy, mintegy 100 nagyságrenddel (!) nagyobb annál, mint amennyi a sötét energia megfigyelt hatásának magyarázatához szükséges lenne. Ha csak ez az óriási vákuumenergia hatna, akkor Világegyetemünk egy szempillantás alatt szétrepülne. Talán a természet valamilyen, rejtett szimmetriáján alapuló, ma még ismeretlen hatása kompenzálja a vákuum-energiát?
![]()
A tervezett JDEM-szonda (NASA)
A kozmológiai állandó újbóli bevezetése mellett ismét felmerült egy ötödik fajta kölcsönhatás létezésének lehetősége is. A fizikai szaklapokban sorra jelennek meg az egyik lehetőség mellett érvelő, a másik hibáira rámutató számítások. Elvileg nagyon különböző kiinduló alapokról el lehet jutni ugyanahhoz a matematikai eredményhez, a gyorsuló tágulás leírásához. A döntéshez további megfigyelési adatokra lesz szükség. Folytatják a szupernóvák feltérképezését, mérik távoli galaxisok röntgensugárzását. Keresik a sötét energia hatásának jeleit a Világegyetem mikrohullámú háttérsugárzásában.
2003-ban a NASA "Einsteinen túl" (Beyond Einstein) címmel új kutatási programot hirdetett meg. A szakemberek öt célt tűztek ki, a fekete lyukak, a gravitációs hullámok, a sötét anyag, az Univerzum korai inflációja és a sötét energia tanulmányozását. A NASA tavaly felkérte az amerikai akadémiák közös kutatási tanácsát a programok rangsorolására. Első helyre a sötét energia vizsgálata került, ezt követi a gravitációs hullámok mérésére tervezett lézer-inteferométer űrantenna (LISA), a másik három programra egyelőre nincs pénz. Jövőre kezdődik meg az érdemi munka a Joint Dark Energy Mission (JDEM) program keretében. A tervezett költségek meghaladják az 1 milliárd dollárt, az űrszonda felbocsátása 2015-re várható.
Napjaink egyik legnagyobb csillagászati rejtélye
A felfedezés óta eltelt egy évtizedben tehát továbbra is titokzatos, valóban sötét maradt a sötét energia. A Világegyetem háromnegyedét kitevő "valamit" nem sikerült megismerni. Mindössze néhány mondatban összefoglalható, mit tudtunk meg eddig a sötét energiáról.
Nem bocsát ki fényt. A hozzá tartozó nyomás nagy negatív érték. Eloszlása közelítőleg homogén. "Mivel a sötét energia nyomása nagyságrendileg megegyezik energiája sűrűségével, ezért inkább energia, mint anyag jellegű" - írta a Fizikai Szemlében Németh Judit akadémikus.
Van tehát a Világegyetemben valami, amit nem látunk és egyelőre nem is értünk. Ahogy Marx György akadémikus írta néhány éve a Fizikai Szemlében: "Az Univerzum tágulása kezdetben lassult, most pedig gyorsul! ... Ezzel föladta a leckét: derítsétek ki, hogy egy újfajta anyagról van szó, ami másra csak gravitációja révén hat, vagy a vákuum jelzi létét a kozmológiai állandó révén, esetleg egy új fizika küszöbére értünk..." A fizikusok persze új fizikában reménykednek. S. Weinberg Nobel-díjas fizikus szerint "bárhogy is oldódik meg a sötét energia és a kozmológiai állandó problémája, annak valószínűleg mély hatása lesz a fizika és a csillagászat egészére."
Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélődő utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltűnik a látótérből. Az új felfedezés egyik szerzőjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ.
Jéki László
-
#2165
Két Földhöz hasonló bolygó ütközött össze
2007. november 19., hétfő, 14:05
Egy születő bolygórendszerben olyan törmeléket azonosítottak, amelyet két, korábban már összeállt, Földünkhöz hasonló égitest ütközése termelhetett. Ez minden korábbinál erősebb közvetett bizonyítékot jelent a bolygónkhoz hasonló, szilikátos összetételű és viszonylag nagy méretű kőzetbolygók születésére.
![]()
A Gemini Obszervatórium
Az ismert Naprendszeren kívüli bolygók (exobolygók) száma idén nyáron lépte át a 250-et. Az eddigi megfigyelések alapján állítható, hogy a csillagok keletkezése általában együtt jár bolygók kialakulásával is. A jelenleg alkalmazott megfigyelési módszerek elsősorban a planéták gravitációs terének az adott csillagra kifejtett hatását tanulmányozzák, valamint azt a jelenséget keresik, amikor az exobolygó csillaga előtt elhaladva látszólag csökkenti annak a fényét. Mindkét módszer a nagy tömegű, illetve nagy méretű, a Jupiterhez hasonló planétákra érzékeny - ezért fontosak a kisebb, Földünkhöz hasonló égitestek kialakulására utaló jelek.
Minden korábbinál erősebb közvetett bizonyíték
A születő csillagok körüli porkorongokat fejlődési állapotuk alapján két nagy csoportra osztják: a fiatal égitesteknél a porkorong szilárd szemcséit az eredetileg is a zsugorodó anyagban található por alkotja. Ez az anyag a továbbiakban nagyobb égitestekké, bolygócsírákká kondenzálódik - tehát a korong portartalma csökken. Azonban az összállás során átmenetileg ismét megnövekedhet a pormennyiség, amikor a növekvő bolygócsírák ütközni kezdenek. Idővel a bolygórendszer végleg "letisztul", és a poranyag mennyisége ismét lecsökken. Amennyiben a poranyag összetételét tekintve a Földre hasonlít, az közvetett módon utal arra, hogy a rendszerben már bolygónkhoz hasonló, nagyobb planéták is összeálltak.
A közelmúltban sikerült minden korábbinál erősebb közvetett bizonyítékot találni a fenti folyamatra, azaz a Földhöz hasonló, szilikátos összetételű és viszonylag nagy méretű kőzetbolygók születésére.
A kérdéses rendszer a Pleiadok (Fiastyúk) nyílthalmazban található, csillaga pedig Napunkhoz hasonló, de annál fiatalabb égitest. A körülbelül 100 millió éves égitestet (jele HD23514) az északi Gemini teleszkóppal vizsgálták az infravörös tartományban. Az objektum irányából rögzített infravörös sugárzás a csillag körüli poranyagtól származott, amely a csillaghoz közeli (0,5 és 2 CSE között húzódó) zónából érkezett. Ez a Naprendszerben nagyjából a Merkúr és a Mars pályája közötti térséghez fogható.
A megfigyelt por össztömege nagyobb annál, mint amit a korábban azonosított, hasonló képződmények többségénél találtak. Mennyisége arra utal, hogy két viszonylag nagyobb, legalább Hold méretű objektum ütközött a rendszerben, és azok robbanásakor szóródott szét a törmelék. Az ütközés méretét tekintve nagyságrendileg ahhoz az eseményhez hasonlíthatott, mint amikor az ősi Föld azzal a körülbelül Mars méretű égitesttel találkozott, amelynek nyomán a Hold anyaga kirobbant bolygónkból.
![]()
Fantázáiarajz két ütköző, fiatal bolygóról (Lynette R. Cook, Gemini Observatory)
A kutatócsoport egy másik csillagnál, a BD +20307 jelű objektumnál is talált Föld-típusú égitestek létezésére, pontosabban szintén azok ütközésére utaló nyomokat. Ez az Aries (Kos) csillagképben, tőlünk kb. 300 fényévre lévő és kb. 400 millió éves csillag. Utóbbi és a fent említett égitest körül nagyságrendileg 100 ezerszer, illetve milliószor annyi por mutatkozott, mint a Nap körül. Mindkét objektum anyagkorongja a bolygókeletkezés utolsó és heves fázisában lehet, amikor a már összeállt, viszonylag nagy méretű, Föld-típusú bolygócsírák vagy bolygók ütköznek egymással.
Távoli Földek nyomában
Mivel az élet létezésére egyelőre csak egyetlen példát ismerünk (saját bolygónkról), kiemelt terület a Földhöz hasonló exobolygók keresése. Ha az exobolygók tömegét, méretét és sűrűségét együttesen tekintjük, akkor elmondható, hogy Földünkhöz hasonló planétát eddig még nem találtak. Ennek fő okai a jelenlegi megfigyelési módszerek korlátai lehetnek: elméleti számítások alapján ma még nem is sikerülne kimutatni egy átlagos Föld-típusú bolygót. A gyorsan fejlődő műszerek teljesítménye azonban egy évtized múlva várhatóan már ezt is lehetővé teszi.
A Föld-típusú exobolygók számát, előfordulási valószínűségét csökkenhetik az ún. forró Jupiterek, a csillagokhoz közeli óriásbolygók. Itt ugyanis az óriásbolygó befelé vándorlása során a Földhöz eredetileg hasonló helyzetű planéták kilökődhettek. Ugyanakkor, mivel a vándorló óriásbolygók az anyagkiszórást a csillaghoz közel is folytatják, az innen kipenderített törmelék egy része a kilökött Föld-típusú bolygók helyére juthat, ahol új planéták keletkezhetnek belőle. Mindezek fényében fontos a cikkben vázolt törmelékanyag megfigyelése, amely már kialakult, Föld-típusú bolygók létezésére utal.
-
#2164
Buborékot fújó fiatal csillag
Szerző: Kovács József | 2007. november 19., hétfő
A Spitzer űrteleszkóp legújabb felvételén két nagytömegű gázbuborékot kifújó, éppen születőfélben lévő csillag látható.
A Földtől 1140 fényévre lévő nagyon fiatal képződmény ún. Herbig-Haro objektum, katalógusjele HH 46/47.
A felvétel infravörös szűrőkön keresztül (kék: 3,6 mikron, zöld: 4,5 és 5,8 mikron, vörös: 24 mikron) készített képek számítógépes kombinációja. A csillag maga a kép közepétől kicsit balra felfelé látható fényes folt, a két buborék pedig a csillag két oldalán elnyúlva figyelhető meg. A zöld színű füstszerűen gomolygó anyag forró molekuláris hidrogén, míg a kékes szín a intersztelláris por által szórt csillagfény.
![]()
A HH 46/47 katalógusjelű Herbig-Haro objektum a Spitzer űrteleszkóp számítógépes eljárásokkal komponált és javított felvételén.
(NASA/JPL-Caltech)
A buborékok akkor keletkeztek, amikor a csillagról 200-300 km/s-os sebességgel kifelé mozgó gázáramok beleütköztek a HH 46/47-et körülvevő kozmikus gáz- és porfelhőkbe. A buborékok végén látható vörös foltok forró kén és vas jelenlétére utalnak a lökésfrontok és a környező anyag aktuális találkozási pontjain.
A pasadenai Jet Propulsion Laboratory munkatársa, T. Velusamy szerint az égitest körüli korongot, melyből később bolygók is keletkezhetnek, a csillag gravitációs tere által a környező térből befogott por és gáz hízlalja. Az elképzelések szerint ez addig tart, amíg a csillag beinduló erős csillagszele és gázáramai az utánpótlást el nem fújják. A Spitzer infravörös hullámhossz-tartományban működő rendkívül érzékeny eszközeivel részletesen is tanulmányozhatók a vastag por- és gázburokba ágyazott csillagok és környezetük közötti kölcsönhatások.
A Spitzer felvételeinek javítására Pasadenában egy új képfeldolgozási eljárást is kifejlesztettek, ez az ún. nagyfelbontású dekonvolúció (Hi-Res deconvolution), melynek segítségével csökkenthető a csillag képének teleszkóp általi elkenése, így a kép élesíthető, tisztítható, ezáltal a csillag körüli emisszió részletesebben tanulmányozható. A HH 46/47 részletgazdag képe is ennek a technikának köszönhető.
Az eredményeket taglaló szakcikk az Astrophysical Journal Letters c. folyóirat októberi számában jelent meg.
Forrás: Spitzer NR, 2007.11.08.
-
#2163
Ismeretlen eredetű rádiókitörés
Szerző: Molnár Péter | 2007. november 17., szombat
Különleges, eddig ismeretlen típusú rádiókitörést fedeztek fel a 64 m-es Parkes rádiótávcső archív mérési adatainak újbóli átvizsgálása során.
Váratlan csillagászati felfedezésről számolt be Duncan Lorimer professzor (West Virginia University [WWU], National Radio Astronomy Observatory [NRAO]) és csoportja a Science folyóirat november 2-i számában. A felfedezéshez az vezetett, hogy David Narkevic, az egyetem diákja újra elemezni kezdte az ausztráliai 64 méteres Parkes rádióteleszkóppal a Kis Magellán-felhőről készült megfigyeléseket. A Tejútrendszerünktől mintegy 200 ezer fényévre levő szabálytalan kísérőgalaxisról felvett mérések összesen kb. 480 órányi észlelési időszakot fedtek le. Az adatokban a pulzároktól származó periodikusan ismétlődő jelek mellett olyan impulzusokat is kerestek, amelyek a forgó neutroncsillagok jeleivel ellentétben nem ismétlődtek meg a megfigyelési időszak alatt. A várakozásokkal szemben végül olyan rádiókitörésre bukkantak, amely nem is a megfigyelt Magellán-felhőből, hanem az Univerzum sokkal távolabbi részéről érkezett, és esetleg egy teljesen újfajta csillagászati jelenség első észlelt megnyilvánulása lehet.
![]()
A rádiókitörés helye az égbolton. A látható fény tartományban készült felvétel negatívja a Kis Magellán-felhőt mutatja, melynek rádiótartományban észlelhető körvonalát a fekete vonal jelzi. A rádiókitörés a vörös körön belül történt (Forrás: Lorimer et al., NRAO/AUI/NSF)
Csillagászati értelemben véve a rádiókitörés igen erőteljes ("fényes") volt, de kevesebb mint 5 ezredmásodpercig(!) tartott. A jel jelentősen kiszélesedve érte el a Földet, vagyis a magasabb frekvenciájú összetevők az alacsonyabb frekvenciájúakat megelőzve érkeztek. Ez a diszperziónak nevezett jelenség akkor lép fel, amikor az elektromágneses hullám a csillagközi, illetve intergalaktikus térben levő ionizált gázon halad át. A megfigyelt hatás alapján a jel forrása a Földtől mintegy 3 milliárd fényévre található. Mivel a jelenség egyetlen előzőleg detektált rádiókitöréshez sem hasonlított, keletkezésének pontos mechanizmusa sem ismert egyelőre, de a kutatók két lehetőséget is felvetettek.
Az egyik magyarázat szerint a kitörésben megfigyelt energia akkor szabadul fel, amikor két rendkívül sűrű, egymás körül keringő neutroncsillag összeütközik, majd összeolvad. Az elfogadott elképzelések szerint hasonló események felelősek a gammavillanásokért is, de a gammakitörések során rádiótartományban csak hosszan tartó utófénylés (afterglow) figyelhető meg.
A másik, még egzotikusabb lehetőség, hogy egy "párolgással" éppen megszűnő fekete lyuk utolsó, rádiótartományban kibocsátott halálsikolyát sikerült észlelni. Bár a fekete lyukakban koncentrálódó roppant mennyiségű anyag gravitációs ereje olyan hatalmas, hogy belőle a fény sem szabadulhat ki, az eseményhorizont pereméről érkező Hawking-sugárzás révén a fekete lyukak folyamatosan energiát, és így tömeget veszíthetnek, vagyis rendkívül lassan működő kvantumfizikai effektusok révén párologhatnak. Az elméletek szerint az egyre gyorsulva párolgó fekete lyuk a folyamat legvégén egy óriási villanással tűnik végleg el az Univerzumból.
A most felfedezett jelenség természetének megértéséhez több, hasonló esemény vizsgálata szükséges. A számítások alapján hasonló esetek százai történhetnek minden nap az égen, de csak kevés olyan égboltfelmérő program működik, amely detektálásukhoz eléggé érzékeny időfelbontású. Ennek megfelelően hasonló események megfigyelése a jelenlegi műszerekkel igen nehéz. A fejlesztés alatt álló újabb berendezések azonban már képesek lesznek statisztikusan is jelentős megfigyelési minták érzékeléséhez. Amennyiben sikerülne egy ilyen ultrarövid rádiókitörést egy ismert távolságú galaxishoz kötni, az ismert távolságon áthaladó rádióhullámok torzulásából pontosan kiszámítható lenne az intergalaktikus térben levő anyag mennyisége is. Az újgenerációs rádiótávcsövek üzembe helyezéséig a Parkes-hoz hasonló égboltfelmérések archív anyagában tovább folyik a keresés.
Forrás: National Radio Astronomy Observatory Press Release, 2007. szeptember 27.
-
#2162
A Hubble Űrtávcső lefényképezte a Holmes-üstökös magját
Szerző: Tóth Imre | 2007. november 16., péntek
A hetek óta szuperkitörésben lévő Holmes-üstökös magját sikerült megfigyelni a Hubble Űrtávcső "éles szemével" is.
A NASA Hubble Űrteleszkópjának rendkívül "éles szeme" Föld körüli pályáról, a légkör zavaró hatásaitól mentes megfigyeléseket készített a váratlan és látványos szuperkitörésben lévő 17P/Holmes-üstökösről. Tekintettel az üstököskitörés rendkívüliségére és ennek tudományos jelentőségére, a HST-t felügyelő Space Telescope Science Institute igazgatója soron kívül távcsőidőt biztosított az üstökös megfigyelésére. Az első mérésekre 2007. október 29-én, 31-én és november 4-én került sor, de a tervek szerint néhány hét múlva megismétlik az észleléseket. Közben a Spitzer infravörös űrtávcső is megfigyelte a Holmes-üstököst, de ennek eredményeit még nem közölték. (A Hubble Űrtávcsővel készített megfigyelésekben cikkünk szerzője is részt vesz, a kutatócsoportnak pedig több mint egy évtizedre visszatekintő tapasztalatai vannak az üstökösmagok megfigyelésében a HST-vel, illetve az ISO és Spitzer infravörös űrteleszkópokkal.)
![]()
A Holmes-üstökösről földi kistávcsővel készített kép (balra) nem mutatja meg a mag körüli kóma tartományát részletesen (balra lent), erre csak a HST nagyfelbontású bolygókamerája képes (nagyított kép jobbra fent) (kép: STScI PR-2007-40).
A HST a Holmes-üstökös magjának közvetlen környezetéről, a földi teleszkópokkal hozzáférhetetlen mag körüli belső kómáról nagy szögfelbontású részletes felvételeket képes készíteni. Az Űrteleszkóp még ma is kiválóan működő bolygókamerájának (PC2) CCD érzékelőjében egy képelem az üstökös távolságában mintegy 54 km-es tartományt fogott be; az ezen belül lévő mag fénye elválasztható volt a környező nagyon aktív kóma fényétől, s szerencsére a kóma a látható fényben is átlátszó volt. Ilyen térbeli felbontásra a földi teleszkópok egyáltalán nem, vagy csak nagyon ritka technikai és légköri feltételek mellett képesek (nagy műszerrel, nagy tengerszint feletti magasságon, jó asztroklímájú helyen).
A kitörésben levő üstökös magja környezetében nem látszanak egyéb magtöredékek (ellentétben a korábbi HST-s megfigyelésekkel a Shoemaker-Levy 9, C/1999 S4 (LINEAR), 73P/SW3 széthulló üstökösök esetében). A látómezőben egyedül megfigyelhető, feltehetően eredeti mag átmérőjére a fotometriából 3,4 km adódott, amennyiben a felszín fényvisszaverő képességére 4%-ot tételezünk fel, ami megfelel az űrszondák által meglátogatott "sötét" üstökösmagok átlagos albedójának. Az eredményül kapott 3,4 km egy átlagos üstökösmag mérete, azaz még ha a szuperkitörés el is vitt kisebb-nagyobb darabokat és nagy mennyiségű port és gázt a magból, úgy tűnik, hogy még mindig maradt elegendően nagy tömeg benne. A mag körül esetleg még ott található kisebb magtöredékek fényét jelenleg még elfedi az aktív porkóma és a nagy földtávolság (1,6 csillagászati egység) együttes hatása. Az adatok alapján úgy tűnik, hogy az elmúlt hetek viharos eseményeit túlélő mag minden bizonnyal elegendő utánpótlást adhat az égitest jövőben várható, újabb kitöréseihez.
![]()
A HST három felvételén jól látszik a kóma halványodása, valamint a mag körüli porfelhő finomabb szerkezete (2007. október 29-én, 31-én és november 4-én készült felvételek, STScI PR-2007-40).
A teljesség kedvéért érdemes megjegyezni, hogy a jelen méréseket végző kutatócsoport már 1999-ben is észlelte a Holmes-üstököst, de akkor nem volt porkóma a mag körül. Az új mérések a kóma belső szerkezetét a földi megfigyeléseknél jobban felfedik: néhány nap alatt bekövetkező időbeli változások látszanak, valamint egy kb. kelet-nyugati irányú, nagyjából szimmetrikus porsűrűsödés "csokornyakkendő", vagy "propeller" alakú bipoláris nyúlványokkal.
A Holmes-üstökös, mint a többi hasonló, a Jupiter családjához tartozó kis üstökös, a korai Naprendszer Kuiper-övében keletkezett, valahol túl a Neptunusz pályáján. Bár a nagybolygók naptávolsága kissé változott a kialakulásuk után, mai végleges pályájuk rövid idő alatt kialakult. Eközben a Kuiper-öv helyzete is kissé változott, de ettől függetlenül az onnan származó üstökösök magja alacsony hőmérsékleten alakult ki, belsejükben pedig nagyrészt megőrizték a korai Naprendszer ősi jeges-poros anyagát. A széteső, illetve a kitörésben lévő üstökösmagok megfigyelésével bepillanthatunk a Naprendszer eredeti állapotát tükröző magok belsejébe, ezzel pedig kialakulási körülményeikről szerezhetünk másképpen elérhetetlen ismereteket.
![]()
A Holmes-üstökös kómájának mérete már meghaladta a Nap átmérőjét is, tehát bőven nagyobb egymillió kilométernél. Összehasonlításul a jobb alsó sarokban a Szaturnusz méretarányos képe (D. Jewitt és R. Stevenson, Hawaii Egyetem, valamint NASA Voyager, illetve NASA, NRL, CNRS SOHO LASCO).
A nagy távolságban levő parányi üstökösmagok kutatására az Űrtávcső szinte az egyetlen rendelkezésre álló műszer (eltekintve a közvetlenül üstökösmagok közelébe küldött űrszondáktól). A HST először a Jupiter árapály-hatásai által darabjaira tépett, majd ennek nyomán 1994 nyarán az óriásbolygóba becsapódott Shoemaker-Levy 9-üstökös magjait figyelte meg. Szintén a HST segítségével követhettük végig az Oort-felhőből származó C/1999 S4 (LINEAR) magjának teljes felbomlását 2000-ben. 2006-ban pedig a Jupiter üstököscsaládjához tartozó 73P/Schwassmann-Wachmann 3 szétesett üstökös darabjairól készített látványos megfigyeléseket a HST es a Spitzer.
Egyébként ezekben a napokban haladta meg a Holmes-üstökös kómájának átmérője a Napét, így már 1 millió kilométernél is jelentősen nagyobb az óriásira felfúvódott üstököskóma. Nem lenne meglepő ez a méret egy egyébként is fényes, Oort-felhőből származó nagy üstökösnél, de a kis ekliptikai Holmes-üstökösnél ez mindenképp rendkívüli.
Forrás:
Az Űrteleszkóp Tudományos Intézet sajtóközleménye (STScI PR-2007-40, 2007. november 15. 09:00 EST)
-
#2161
A sötét anyag nyomában - 2. rész: égi nyomok keresése
2007. november 15., csütörtök, 9:10
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhető sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelőre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetően, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk első részében egzotikus részecskéket mutattunk be, most pedig azt vizsgáljuk meg, hogyan keresik a csillagászok a sötét anyagot az égbolton.
Mára kiderült, hogy a galaxisok csillagai és sugárzó anyagfelhői, vagyis a "látványos" megjelenésű, műszereinkkel érzékelhető égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzőt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.
Az Univerzum történetének első 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a főszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyűjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Összeállításunk első részében a részecskegyorsítókkal végzett kísérleteket mutattuk be, most pedig a csillagászati megfigyeléseket ismerhetik meg ezen a területen.
Térkép a sötét anyag eloszlásáról
2007 januárjában mutatták be a sötét anyag eloszlásáról készített első, háromdimenziós térképet. Mint az első rész elején is olvashatták, a Világegyetemben a közönséges (világító) anyagnál legalább ötször-hatszor több sötét anyag közvetlenül nem észlelhető, jelenlétét csak gravitációs hatása alapján lehet kimutatni. Létezéséről az első közvetlen bizonyítékot 2006-ban a két galaxishalmaz összeolvadásából formálódott Lövedék-galaxishalmaz anyageloszlásának elemzése szolgáltatta.
Az újabb vizsgálatban a Hubble-űrteleszkóp felvételeit földi megfigyelésekkel egészítették ki. A vizsgált égterület nyolcszor nagyobb volt a telehold látszó területénél. Mintegy félmillió galaxis alakját mérték ki. A messzi galaxisokból érkező fényt az útja közelébe eső sötét anyag gravitációs hatása kissé eltéríti, és ebből az ún.a gravitációslencse-hatásból meghatározható a sötét anyag tömege.
Kiderült, hogy a sötét anyag laza hálózatot alkotó hosszú, szálas szerkezetek formájában helyezkedik el. A közönséges anyagból álló galaxishalmazok a sötét anyagszálak találkozási pontjainál csoportosulnak, vagyis ott, ahol a legsűrűbb a sötét anyag. A térkép a Világegyetem történetének második felét tárja fel: ebben az időszakban a láthatatlan tömeg az idő múlásával (a gravitáció hatására) egyre sűrűbb csomókba koncentrálódott, így az eredmény igazolta a szálas szerkezetek kialakulásának elméletét. A sötét anyag csomósodásának felderítése hozzájárulhat a tömegvonzás ellen ható sötét energia mibenlétének tisztázásához.
![]()
A sötét anyag szálas, csomós szerkezetű; a közönséges anyagból álló galaxishalmazok a sötét anyagszálak találkozási pontjainál csoportosulnak
Galaxis szinte csak sötét anyagból
Csaknem teljesen láthatatlan, vagyis sötét anyagból álló galaxisra is akadtak már. Az első megfigyelés évekkel ezelőtt történt, de csak mostanra zártak ki minden más lehetséges magyarázatot. A titokzatos
VIRGOHI21 galaxis a Virgo-galaxishalmazban található, mintegy 50 millió fényévre tőlünk.
A hideg sötét anyagra vonatkozó számítások szerint több sötét anyagból álló halónak (a galaxisok korongja körüli gömb alakú térrész) kell léteznie, mint látható galaxisnak, vagyis lehetnek sötét halók csillagok nélkül - ezek a sötét galaxisok. Brit, francia, olasz és ausztrál csillagászok a hidrogén 21 cm-es rádiósugárzását mérve keresték a sötét galaxisokat. A VIRGOHI21 100 millió naptömegnyi, semleges hidrogénből álló hatalmas felhő. A galaxis rotációs sebességéből azonban kiderült, hogy tömege ezerszer nagyobb, mint a hidrogén tömege. Ekkora anyagtömeg csillagformában jól látható lenne, de semmiféle látható nyomot nem találtak. Sötét galaxisok valószínűleg akkor keletkeznek, ha az anyag sűrűsége túl kicsi ahhoz, hogy csillagok formálódhassanak.
![]()
A VIRGOHI21 közelítő helyzete
Sötét anyag a Tejútrendszer körül
A Tejútrendszert körülvevő sötét anyagról 2000-ben a MACHO kutatócsoport azt állította, hogy nagyjából 20%-át a MACHO objektumok teszik ki. A MACHO (massive compact halo object) megnevezés kisméretű, optikailag nem látható égitesteket takar; valószínűleg ősi, kiégett törpecsillagokról van szó, tömegük nagyjából fél naptömeg. A galaxis láthatatlan tömegének többi részét a gyengén kölcsönható nehéz részecskék (WIMP) adják (lásd az első részben). Az EROS-2 kutatócsoport szerint viszont a MACHO-k hányada maximum 7% lehet, de valószínűleg ennél sokkal kevesebb, tehát a haló sötét anyagát csaknem teljesen WIMP-ek adnák.
Mindkét kutatócsoport a mikrolencse-hatást mérte. Ennek lényege, hogy egy távoli csillag fénye megváltozik, napokra, hetekre vagy hosszabb időre kifényesedik a csillag előtt elhaladó MACHO objektum tömegvonzásának hatására. A MACHO program 6 év alatt közel 12 millió csillag fényét mérte ki a Nagy Magellán-felhőben és 17 MACHO égitestet észlelt. Az EROS-2 együttműködés keretében 60 millió csillagot figyeltek meg, és egyetlen MACHO objektumot azonosítottak. A kutatók csak a legfényesebb 7 millió csillagnál keresték a mikrolencse-hatást.
Titokzatos gammasugárzás
Ha a sötét anyagból álló galaktikus halóban két WIMP összeütközik, akkor az elméleti számítások szerint a két részecske szétsugárzódik, és nagyenergiájú gammafotonok vagy más, "normál" részecskék jelennek meg. Vannak olyan mérőrendszerek, amelyek ezeknek a szétsugárzásoknak a jeleit keresik.
Az Európai Űrügynökség 2002-ben felbocsátott INTEGRAL műholdja a korábbiaknál pontosabban mérte ki az elektron-pozitron részecske-antirészecske párok találkozását követően szétsugárzott 511 keV energiájú gammasugárzás keletkezési helyét. A műhold adataiból készített térkép szerint a pozitronok galaxisunk kidudorodó középső részében jelennek meg, nincs nyomuk viszont a galaxis lapos korongjában, amelyben mi is vagyunk. Középen vannak az öreg csillagok, a korongban pedig a fiatalabbak. A pozitronok megjelenésére kínálkozó egyik magyarázat szerint a galaxis magját a sötét anyag könnyű részecskéi veszik körül, ezek bomlásából származnának a pozitronok. A számítások szerint ez csak akkor képzelhető el, ha a sötét részecskék tömege 20 MeV alatti, nagyobb tömeg esetében más energiájú gammasugárzásnak is fel kellene lépnie. (A fizikusok által gyakran használt tömeg (energia) egységek így kapcsolódnak egymáshoz: 1 TeV = 1 ezer GeV = 1 millió MeV = 1 milliárd keV = 1 billió eV; egy proton tömege kb. 1 GeV.)
Galaxisunk középpontja felől rendkívül nagyenergiájú gammasugárzást észleltek. Lehet, hogy a Világegyetem ismeretlen, sötét anyaga a forrásuk? A pontos mérés lehetővé tette a forrás azonosítását, a kibocsátás a galaxis középpontjához köthető. Ha a gammasugárzás forrása a sötét anyag, akkor a kibocsátó részecskék tömegének meg kell haladnia a 12 TeV-et! A sötét anyag részecskéire a Tejútrendszer gammasugárzását vizsgálva tehát két friss becslés született: tömegük vagy jóval 20 MeV alatt, vagy jóval 12 TeV fölött lehet. A korábbi, részleteiben kidolgozottabb elméletek közbenső értékeket jósolnak.
Részecskék a szuperszimmetria elméletből
![]()
A CGRO-szonda (NASA)
A Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) űrszonda 10 éves adatgyűjtéssel feltérképezte az égbolt extragalaktikus, vagyis nem a mi galaxisunkból származó, 30 MeV-nél nagyobb energiájú gamma-sugárzását. A Würzburgi Egyetem kutatóinak a Physical Review Lettersben közölt számításai szerint a gammasugárzás forrása ún. neutralínók szétsugárzása hideg sötét anyagban. A neutralínók a neutrínók szuperszimmetrikus párjai az ún. szuperszimmetria elmélet keretében. Lehet, hogy a neutralínó a legkönnyebb szuperszimmetrikus részecske, lehet, hogy a WIMP-ek neutralínók. Tömegüket a proton tömegénél (1 GeV) jóval nagyobbnak gondolták, a neutralínó tömegére 515 GeV-et kaptak, 30%-os bizonytalansággal. Ezen a példán jól érzékelhető, hogy mennyire különbözőek lehetnek egymástól a szuperszimmetrikus párok: a neutrínók és feltételezett szuperszimmetikus párjuk, a neutralínók tömege között százmilliárdszoros a különbség.
A neutralínókkal kapcsolatban érdekes ötletet vetettek fel csillagászok: egy fekete lyuk körül keringő fehér törpecsillag megfigyelése közelebb vihet a sötét anyag mibenlétének felderítéséhez. A kérdés tisztázásához mindössze a fehér törpék fényességének változását kellene figyelemmel kísérni. A gondolat egy sor feltételezésre épül, ezért a siker egyáltalán nem biztos. Igor Moskalenko és Larry Wai (Stanford Egyetem, Kalifornia) tavaly közölt gondolatmenete szerint a neutralínók a galaxisok középpontjában koncentrálódnak az ott levő szuper-nagytömegű fekete lyuk tömegvonzásának köszönhetően. A fekete lyuk körül néhány fényév távolságban keringő csillagok magukhoz ragadják ezeket a WIMP részecskéket és "elégetik". A csillagok magjában a WIMP részecskék más részecskékkel ütközve szétsugárzódnak, eredményül gammasugárzás és más részecskék jelennek meg. Ez a folyamat tehát egy újabb energiaforrás a csillag normál energiatermelése mellett. A fehér törpecsillagokban már leállt a magfúziós energiatermelés, az elnyelt sötét anyag lehet az új fűtőanyaguk. A sötét anyagot "elégetve" ezek a csillagok felfényesedhetnek, korábbi állapotukhoz képest sokkal, a Napnál akár több százszor is fényesebbek lehetnek. Olyan fehér törpéket kell nyomon követni, amelyek erősen elnyúlt elliptikus pályán keringenek a fekete lyuk körül. Az elgondolás szerint ezek a fekete lyuktól távol, ahol kevés a neutralínó, normálisan, a megszokott módon világítanak, de a fekete lyukhoz közeledve a sötét anyag elnyelése után drámaian felfénylenek.
A sötét anyag igen sűrű a Galaxis középponti tartományában
2004 szeptembere óta a teljes HESS mérőrendszer üzemszerűen működik Namíbiában. A HESS (High Energy Stereoscopic System - nagyenergiás sztereoszkópikus rendszer) a nagyenergiájú (>100 GeV) kozmikus gammasugárzás minden eddiginél érzékenyebb, jobb felbontású mérésére szolgál. (A név egyúttal a kozmikus sugárzás felfedezőjére, Victor Hessre is emlékeztet.) A mérőrendszer öt évig épült, Németország, Franciaország, az Egyesült Királyság, Csehország, Örményország, Dél-Afrika és Namíbia 19 kutatóintézete vesz részt a programban. A világűrből érkező nagyenergiájú gammasugárzást a légkör elnyeli, majd elektronok és protonok zápora alakul ki. A részecskék a közegbeli fénysebességnél gyorsabban mozognak, ezért ún. Cserenkov-sugárzás jelenik meg, ezt észleli a HESS. A négy, egyenként 107 m2 felületű teleszkóp négy különböző nézőpontból mutatja meg ugyanazt a részecskezáport, így a bejövő gammasugárzás iránya 0,1 fok, beérkezési helye 10-20 m pontossággal határozható meg. A mérési adatokból 15% pontossággal lehet visszakövetkeztetni az elsődleges gammasugárzás energiájára. A mérőrendszer azért épült a déli féltekén, hogy optimális látószögből vizsgálhassák galaxisunk középponti tartományát. Az itt levő szupernóva-maradványok, pulzárok, a szuper-nagytömegű fekete lyuk bizonyára szerepet játszik a kozmikus részecskék felgyorsításában. A méréssorozat egyik fő célja a galaxisbeli gammaforrások felderítése.
![]()
A HESS projekt teleszkópjai (MPG)
Már az első méréssorozatokból egyértelművé vált, hogy kiemelkedően erős gammasugárforrrás található ugyanott, ahol a szuper-nagytömegű fekete lyuk van. A korábbinál egy nagyságrenddel pontosabban sikerült a forrás helyét kimérni. Régóta gyanítják, hogy a galaxis centrumából nagyon nagy energiájú gammasugárzás lép ki. A sötét anyag részecskéinek, pl. a könnyebb szuperszimmetrikus részecskéknek a szétsugárzását gondolják forrásnak. Ha valóban a sötét anyag szétsugárzása, a részecskék annihilációja megy végbe, akkor ezek a részecskék nagyon nehezek (>10 TeV), és a sötét anyag igen sűrű a galaxis középponti tartományában. További mérésekkel mód nyílik a forrás helyének még pontosabb meghatározására.
2007-ben kezdett adatokat gyűjteni a VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) az USA-ban Arizona államban a Mount Hopkins hegyen. Jövőre pályára állítják a NASA GLAST teleszkópját (Gamma-ray Large Area Space Telescope). Mindkét rendszer gamma-sugárforrásokat keres a Világegyetemben.
![]()
A Veritas Teleszkóp (Purdue University)
A WIMP részecskék szétsugárzása során nemcsak gammasugárzás, hanem más részecskék is megjelenhetnek, pl. a fent már említett elektron-pozitron párok. Az orosz-olasz PAMELA műhold ilyen folyamatokban keletkezett antiprotonokat és más antirészecskéket keres. Az Antarktiszon az IceCube (jégkocka) mérőrendszerben 4200 fényérzékelőt süllyesztettek a jégbe, hogy észleljék a Napból származó neutrínók által keltett fényjeleket. Ha nagyon nagy, 100 GeV energiájú neutront észlelnének, az már nem származhat a Napban zajló ismert magreakciókból, a sötét anyag számlájára írnák.
Gyártsunk sötét anyagot
A feltételezett részecskéknek eddig sem földalatti laboratóriumokban, sem az égbolt fürkészése közben nem bukkantak nyomására. A természet folyamatait figyelve ki vagyunk szolgáltatva a véletlen játékának. Ezért könnyebb bármilyen jelenséget úgy tanulmányozni, hogy magunk idézzük elő az általunk választott helyen és időben. A részecskefizikai laboratóriumok gyorsítóberendezései is ilyen célt szolgálnak. A CERN-ben jövőre üzembe álló LHC gyorsítóban a protonok hétszer nagyobb energiával ütköznek össze, mint az eddig legnagyobb energiájú gyorsítóberendezésben. Ha a szuperszimmetria elméletnek megfelelően léteznek az ismert részecskék szuperpartnerei, akkor nagy számban jelenhetnek meg az LHC detektoraiban. Optimista kutatók szerint 1-2 év alatt tisztázhatják a sötét anyag részecskéinek tulajdonságait. A nemleges eredmény is hasznosul. Ha nem találnak szuperpartnereket, akkor pontosítják az elméletet, az előrejelzéseket. Még el sem indult a több évtizedes működésre tervezett LHC, a fizikusok máris nekiláttak egy még nagyobb energiájú részecskegyorsító, a 40 km hosszú
International Linear Collider
tervezésének.
Nincs sötét anyag?
Miközben rengetegen dolgoznak világszerte a sötét anyag részecskéinek megtalálásán, a sötét anyag létezését kétségbe vonó elméleteket is kidolgoztak.
Négy elméleti fizikus új modellt ad: nem számolnak sötét anyaggal, energiával, sem más új összetevővel a Világegyetemben, a magyarázatot a Világegyetem inflációjában vélik megtalálni. A modern kozmológiában elfogadott modell szerint a Világegyetem történetének még nagyon kezdeti szakaszában hihetetlenül gyorsan tágult, ez volt az inflációs időszak. Az új elméletben feltételezik, hogy nagyon nagy hullámhosszú, a megfigyelhető Univerzumnál nagyobb hullámhosszú kozmológiai perturbációk mennek végbe. A megfigyelő tapasztalata a perturbációk időbeli változásától függ, így egyes esetekben gyorsuló tágulást észlelhetünk. A hosszú hullámhosszú perturbációk az inflációból erednek. A látható Világegyetem csak egy kicsiny része az infláció előtti Univerzumnak. Vagyis a gyorsulva táguló Világegyetem benyomása azért keletkezik, mert nem vagyunk képesek az egész képet áttekinteni.
Egy másik, merész elmélet szerint azért nincs szükség sötét anyag létezésének feltételezésére, mert a téridőt egy éternek nevezett erőtér hatja át és módosítja, ezzel pedig felerősíti a testek gravitációs hatását. Az elmélet szerint nem kell új, ismeretlen részecskéket keresni, a galaxisok mozgása a ma ismert, látható tömegekkel is leírható, ha ezeknek a testeknek a tömegvonzása nagyobb, mint az a relativitáselméletből következne. Kell tehát léteznie egy olyan hatásnak, ami felerősíti a gravitációt. Glenn Starkman szerint ez lenne az általa éternek nevezett, a téridőt átjáró új erőtér.
Mások korábban a gravitációs törvény megváltoztatását vetették fel. Az eredeti, Newton-féle törvény szerint két test között a tömegvonzás a távolság négyzetével arányosan csökken. A MOND (módosított newtoni dinamika) vagy MOG (módosított gravitáció) elmélete szerint az eddigi törvény csak egy gyorsulási küszöbérték felett lenne érvényes, ez alatt lassabban változik a tér. A tér lassabb változása a korábbinál erősebb tömegvonzást jelent, tehát ebben a modellben is felerősödik a gravitáció, szükségtelenné válik egzotikus részecskék keresése.
A sötét anyag titkainak feltárásában az lenne a legkedvezőbb, ha elő tudnánk állítani a laboratóriumban és megtalálnánk Galaxisunkban is, majd bebizonyosodna, hogy ugyanarról az anyagról van szó. Senki nem tudja, mennyit kell erre várnunk.
Jéki László
Cikksorozatunk harmadik (és egyben befejező) részében a titokzatos sötét energiáról olvashatnak.
-
#2160
A sötét anyag nyomában - 1. rész: földi kísérletek
2007. november 14., szerda, 8:41
Kitartóan keresik a sötét anyagot a fizikusok. Azért sötét, mert nem bocsát ki fényt, sem másféle, számunkra érzékelhető sugárzást. Sötétneknevezhetjük azért is, mert egyelőre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetően, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk első részében a részecskegyorsítókkal végzett kísérleteket mutatjuk be.
![]()
Mára kiderült, hogy a galaxisok csillagai és sugárzó anyagfelhői, vagyis a "látványos" megjelenésű, műszereinkkel érzékelhető égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzőt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.
Az Univerzum történetének első 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a főszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyűjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Az első részben a sötét anyag feltételezett részecskéit és a kimutatásukra épített berendezéseket mutatjuk be.
Honnan tudjuk, hogy a sötét anyag létezik?
A sötét anyag létezésére a galaxisok mozgásából következtetnek. A megfigyelt mozgás magyarázatához ugyanis nem elégséges a látható, elektromágneses sugárzást kibocsátó anyag, további jelentős tömegre van szükség. Ez lenne a sötét anyag. 1933-ban Fritz Zwicky (Caltech - Kaliforniai Műegyetem) a Bereniké Haja csillagképben a Coma-galaxishalmazt vizsgálva jutott elsőként arra a felismerésre, hogy túl kevés a látható anyag a halmaz tagjainak együtt tartásához.
A sötét anyag egy részét ismerjük, ezek a kihunyt csillagok, a bolygók, a fekete lyukak. Néhány éve vált ismertté, hogy a fénysebességhez közeli sebességgel száguldó neutrínóknak van tömege. Mivel rengetegen vannak, egyenkénti kis tömegük ellenére összességében nagy tömeget hordoznak, ami a Világegyetem össztömegének körülbelül 10%-át teheti ki. A fennmaradó rész, az ún. hideg sötét anyag mibenlétére vonatkozóan viszont egyelőre csak egymásnak ellentmondó feltevések, elméleti modellek léteznek.
Az elemi részecskék elméletének, a Standard Modellnek az egyik továbbfejlesztett változatában minden ma ismert részecskének van egy nála nagyobb tömegű párja, ezek lennének a szuperszimmetrikus partnerek. Kísérletekben évek óta keresik őket, mindeddig eredménytelenül. A sötét anyagot alkothatja ilyen részecske, pl. a WIMP (Weakly Interacting Massive Particle), vagyis egy gyengén kölcsönható, tömeggel rendelkező elemi részecske. A WIMP a legkisebb tömegű szuperpartner, tömege minimum százszor nagyobb a protonénál. Modellszámítások szerint ezek részecskék az Ősrobbanás óta fennmaradtak. Egyes számítások szerint 100 proton tömegű WIMP-részecskékből olyan sok van a Tejútrendszerben, hogy a Föld egyetlen négyzetméterén másodpercenként 10 milliárd haladhat át. Mégsem észleltünk eddig egyetlen egyet sem, tehát nagyon gyenge kapcsolatba kerülhetnek a közönséges anyaggal.
Ugyancsak nagyon gyengén kölcsönhatónak gondolják a kis tömegű axionokat, amelyek szintén jól beleillenek a modern részecskefizikai elméletekbe (részletesen lásd később). Az axionok és a WIMPek egymás mellett is létezhetnek, az egyik létezése nem zárja ki a másikét. A régóta keresett WIMPek és axionok mellett újabb és újabb részecskék létezését is feltételezik.
Hogyan keresik a sötét anyagot?
Számtalan elméleti spekuláció és elemzés után a kísérleti fizikusok hozzáláttak azokhoz a mérésekhez, amelyekkel a sötét anyag mibenlétét akarják feltárni. Egyes kísérletekben közvetlen kimutatásukra törekszenek, a normál anyaggal való kölcsönhatásuk jeleire vadásznak. Mások az égbolton keresik annak a jelét, hogy valahol egy galaxisban a sötét anyag részecskéi kölcsönhatnak egymással.
![]()
A Large Hadron Collider (nagy hadron-ütköztető) nevű részecskegyorsító (CERN)
Vizsgálatuk harmadik lehetősége a létrehozásuk, előállításuk részecskegyorsítókban. 2008-ban kezd üzemszerűen működni a világ legnagyobb részecskegyorsítója, a nagy hadron-ütköztető (LHC - Large Hadron Collider) a CERN-ben, a genfi nemzetközi részecskefizikai kutatóközpontban.
Axionok keresése
Mint már említettük, a sötét anyagként szóbajöhető részecskék közé tartoznak az axionok. Ezek a számítások szerint könnyű részecskék, tömegük tízezred-század elektronvolt közé eshet; összehasonlításul az elektron tömege 511 ezer elektronvolt. Kimutatásuk - ha egyáltalán léteznek - azért sem sikerült, mert nagyon kevéssé lépnek kölcsönhatásba az anyaggal. Esetleges létezésükkel 1977 óta számolnak a fizikusok, akkor vezették be őket egy probléma megoldása végett. Ez gyakori eljárás a fizikában, a neutrínó is így "született": először hipotézis volt, aztán kísérletek igazolták a létezését. Ma is egy sor olyan részecske szerepel különböző modellekben, amelyek létezését egyelőre nem igazolják mérések.
2006-ban a legnaroi olasz nemzeti laboratóriumban lézernyalábot vezettek át erős mágneses téren. A nyaláb polarizáltsága megváltozott a mágneses térben, amire számítottak is, de a változás tízezerszer erősebb volt a vártnál. Az egyik lehetséges magyarázat szerint a lézernyaláb fotonjainak kis hányada axionná alakult át. Más kísérletekben azonban nem tudtak axiont közvetlenül kimutatni, így a CERN-ben működő, kifejezetten a Napból várt axionok kimutatásra épített mérőrendszerben sem. A lézeres kísérlet axionos értelmezése akkor lesz meggyőző, ha valóban sikerül az axionokat létezését közvetlenül vagy kevésbé áttételesen igazolni.
Krzysztof Piotrzkowski (Katolikus Egyetem, Leuven, Belgium) Hamburgban a HERA részecskegyorsítónál lát lehetőséget axionok megfigyelésére. A HERA(Hadron-Electron Ring Accelerator) találkozónyalábos gyorsító, ahol például protonokat ütköztetnek elektronokkal. A gyorsító működése során intenzív foton-nyaláb is keletkezik, és ez a nyaláb áthalad a gyorsító erős mágneses terén. Elméleti számítások szerint, ha a foton energiája sokkal nagyobb az axionok feltételezett tömegénél, akkor a fotonok egy része axionná alakul át. Piotrzkowski egy 50 cm vastag ólom réteget helyezne a nyaláb útjába, ez elnyeli a fotonokat, de továbbengedi az axionokat. Az ólomból kilépő axionok egy része visszaalakul fotonná - tehát ha az ólom túloldalán fotonok jelennek meg, akkor ez az axionok létét bizonyítaná.
![]()
A HERA részecskegyorsító részlete
Az amerikai Lawrence Livermore nemzeti laboratóriumban olyan kísérletet készítenek elő, amelytől egyértelmű választ remélnek arra, hogy van-e szerepe az axionoknak a sötét anyagban. A Seattle-ban felállítandó mérőrendszerből 2011 táján várhatók az első adatok.
WIMP-részecskékre várnak a földalatti laboratóriumokban
Dél-Koreában mélyen a felszín alatt készítik elő a KIMS (Korea Invisible Mass Search - láthatatlan anyag keresése Koreában) kísérletet. Az észlelőrendszer lelke 100 kilogramm talliummal adalékolt cézium-jodid kristályösszeállítás, amely fényfelvillanással reagál a kristályba jutott részecskékre. A kutatók WIMP-eket keresnek, ennek érdekében igyekeznek megvédeni a kristályt minden más részecskétől. Erre szolgál a berendezés feletti 700 méteres sziklaréteg, a gammasugarak útját 15 cm vastag ólom állja el, az ólomréteg után még egy 10 centis rézlap is véd az ólomból esetleg kilépő röntgensugarak ellen. A neutronok olajfürdőben vesztik el energiájukat, és onnan nem jutnak tovább.
A kísérletet rendkívül gondosan és alaposan készítették elő. Három évig elemezték például a gammasugarak és a kozmikus részecskék által a légkörben keltett és a mélybe jutott neutronok által előidézett fényjeleket. A neutronokkal nagyon kell vigyázni, mert a WIMP-hez hasonló jeleket keltenek. A kísérlet vezetője szerint most már 99,999% biztonsággal ki tudják szűrni a neutronok jeleit. Több éves elékészítés után idén nyáron kezdődött meg az adatgyűjtés. Napi 1-2 WIMP felbukkanására számítanak. Természetesen a WIMP-részecskék csak akkor adnak jelet, fényfelvillanást a detektorban, ha kölcsönhatnak a normál anyag részecskéivel. Ha nincs ilyen kölcsönhatás, akkor továbbra is láthatatlanok maradnak, és nem tudunk megbizonyosodni arról, hogy léteznek-e egyáltalán.
![]()
A CDMS kísérlet detektorának hűtőberendezése (Fermilab)
Az Egyesült Államokban Minnesota északi részén, a Soudan bányában szintén mélyen a föld alatt várja a WIMP-részecskéket a CDMS kísérleti összeállítás (CDMS - Cryogenic Dark Matter Search). A detektor germánium- és szilíciumrétegekből áll, ezeket az abszolút nullához egészen közeli hőmérsékletre hűtik le. Ha egy WIMP-részecske beleütközik egy atommagba, akkor az energiaátadás miatt parányi mennyiségű hő jelenik meg. Ezt a hőemelkedést és a kilökött elektronok által keltett töltésváltozást figyeli a detektor. Tavaly ezt a detektort is kibővítették, a korábbi 1 kg helyett már 4 kg germániummal dolgoznak.
Újabb szuperdetektorok
Olaszországban is egy földalatti mérőrendszerrel láttak munkához a fizikusok. A XENON10 detektor a Gran Sasso alagútban kapott helyet 1400 méter mélyen, egy 10 km-es alagút végén. 15 kg folyékony xenont töltöttek tartályba. Ha egy WIMP a xenon-atommagba ütközik, akkor ebben a rendszerben is fény villan fel, és szabaddá válik néhány elektron. Az összehasonlító vizsgálatok szerint a XENON10 mérőrendszer ötször olyan érzékeny, mint a CDMS, de eddig ők sem észleltek WIMP-részecskét. 60 nap alatt 10 további vizsgálatra érdemes eseményt regisztráltak, de később ezek zavaró háttérjeleknek bizonyultak. A kutatók akkor látnák igazoltnak a WIMP-ek létezését, ha legalább 15 olyan eseményt sikerülne rögzíteniük, amire semmilyen más magyarázat sem adható. Hamarosan nagyobbra cserélik a detektort, 60 kg folyékony xenon, az eddigi mennyiség négyszerese kerül a tartályba.
![]()
A XENON-10 detektor központi része (Columbia Egyetem)
Japánban, Kamiokában már építik az XMASS detektort, amelynek gömb alakú tartályában 800 kg folyékony xenon várja majd a részecskéket. Angliában is épül egy xenon-detektoros mérőrendszer (Zeplin-III), az első eredmények 1-2 év múlva várhatók. Az olasz Gran Sasso alagútban a Nobel-díjas Carlo Rubbia vezetésével argondetektorra bízzák majd a részecskedetektálást, ez lesz a WARP kísérlet (WIMP Argon Programme).
Mérési hiba?
1997-ben és 2000-ben a Gran Sasso alagútban a DAMA kísérletben WIMP-részecskék észleléséről számoltak be a kutatók a Science hasábjain. Detektoruk 100 kg nátrium-jodid kristályrendszer volt. Az észlelt felvillanások száma szezonális változást mutatott. A magyarázat szerint a galaxis WIMP-felhőt bocsát ki, és a Naprendszert állandó WIMP-szél éri. A Föld a Nap körüli pályáján mozogva periodikusan belemegy a nyalábba, majd eltávolodik tőle. A DAMA kísérlet eredményeit másutt nem sikerült reprodukálni, a fizikusok többsége nem is fogadja el az eredményt, valamilyen mérési hibát gyanítanak. 2003-tól már a továbbfejlesztett, 250 kg-os detektorral mérő DAMA/LIBRA kísérlet gyűjti az adatokat.
Egy amerikai szakmai tanácskozáson 2007 májusában a 170 résztvevő több mint fele arra fogadott, hogy öt éven belül sikerül észlelni sötét anyag részecskéit. A nagyszámú, eltérő technikát alkalmazó kísérletre utalva Rocky Colb professzor, a terület egyik vezető kutatója úgy vélekedett, vagy megtudjuk öt éven belül, hogy a mi sötét anyag, vagy sohasem fogjuk megtudni.
Cikksorozatunk csütörtökön megjelenő, következő részében arról olvashatnak, hogy keresik a sötét anyagra utaló jeleket a csillagászati megfigyelések során.
Jéki László
-
#2159
Az 55 Cancri ötödik bolygója
Szerző: Kovács József | 2007. november 08., csütörtök
Amerikai csillagászok felfedezték a közeli 55 Cancri ötödik bolygóját, amivel a rendszer csúcstartóvá lépett elő az exobolygó-rendszerek között.
A felfedezés 19 évvel azután történt, hogy a csoport (Carnegie Planet Search team) először észlelte az 55 Cancri csillagot. Idén 20 esztendeje annak, hogy Geoffry Marcy és Paul Butler a Lick Obszervatóriumban csillagok színképvonalainak Doppler-eltolódása alapján megkezdte a Naprendszeren kívüli bolygók keresését. A kutatócsoporthoz sok felfedezés és még több megfigyelés köthető, csak az 55 Cancri rendszert több mint 300 alkalommal észlelték, s ez tette lehetővé a rekordszámú bolygó azonosítását a csillag körül.
![]()
Fantáziarajz az 55 Cancri bolygórendszeréről.
(NASA/JPL-Caltech)
A tőlünk 41 fényévre a Rák csillagképben található rendszer azért is érdekes, mert a 4 kisebb belső és a külső óriásbolygóval némileg emlékeztet a Naprendszerre, bár a Föld és Mars helyi megfelelője még hiányzik: az óriás 6 csillagászati egységre kering a csillagtól, míg a 4 belső bolygó 0,8 csillagászati egységen belül.
A Lick Obszervatórium és a Keck teleszkópok adatain alapuló új felfedezés vezető kutatója, Debra Fischer szerint az ötödik bolygó az 55 Cancri lakhatósági zónájában található, s így – bár gázbolygóról van szó – egy esetleges holdjának a felszínén, vagy egy szintén ebben a zónában keringő kőzetbolygón esély lehet a folyékony állapotú víz felfedezésére. A cél most az új, 260,8 napos keringési idejű, 0,785 csillagászati egység méretű pálya és a másik óriás 14 év periódusú pályája közötti résben újabb égitestek detektálása. Bármely, ebben a zónában keringő újabb bolygónak a Neptunusznál kisebbnek kell lennie, különben destabilizálná a többi bolygó stabil, majdnem kör alakú pályáját. Marcy szerint az 55 Cancri rendszere természetesen nem a Naprendszer ikertestvére, mivel a csillaghoz közeli belső bolygók is a Neptunusz méretéhez hasonlók vagy annál nagyobbak, de reménykedik benne, hogy további megfigyelésekkel öt éven belül egy kőzetbolygót is sikerül felfedezniük.
Marcy és Butler 1996-ban egy Jupiterhez hasonló méretű bolygót talált az 55 Cancri mellett. A 14,6 nap periódussal keringő égitest akkor a negyedik ismert exobolygó volt. A rendszer második bolygóját 2002-ben fedezték fel a 14 éves periódusú legkülső pályán, ennek tömege a Jupiterének körülbelül négyszerese. A harmadik, a Szaturnusz felének megfelelő méretű planétát szintén 2002-ben találták, keringési ideje 44 nap. A 2004-ben felfedezett negyedik, Neptunusz méretű, 14 földtömegű bolygó kering legközelebb csillagához, periódusa mindössze 2,8 nap. A ma ismert több, mint 250 exobolygó közül csak egy van ezen kívül, ami legalább 4 bolygóval rendelkezik, ez a μ Ara a déli égbolton. Az ötödik, körülbelül 45 földtömegű planéta felfedezésével az 55 Cancri azonban ezt is megelőzi.
Több bolygót tartalmazó rendszerekben az égitestek kimutatása jóval nehezebb, mint az egybolygós rendszerekben, ugyanis a planéták által a csillag radiális sebességében okozott változások összegződnek. Minél több bolygó van, annál nehezebb ezeket az effektusokat szétválasztani, így a sikerhez rendkívül pontos mérések szükségesek. A kutatócsoport a rendelkezésére álló műszerekkel 1 m/s nagyságú – egy kényelmesen sétáló ember sebességének megfelelő – változásokat is képes a csillag vonalainak radiális sebességében detektálni! Az adatok alapján Fischer szerint azonban valószínűleg még nincs meg a rendszer összes bolygója, így a jövőben újabb felfedezések várhatók.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: W.M. Keck Observatory PR, 2007.11.06.
-
#2158
Galaxiskeringő
Szerző: Kovács József | 2007. november 06., kedd
A Hubble Űrteleszkóp legújabb felvételén egy gyönyörű kölcsönható galaxispár látható.
Az Arp 87 katalógusjelű galaxispár egyike az Univerzum közeli tartományaiban ma ismert több száz kölcsönható és összeolvadó galaxispárnak. Az objektumot elsőként Halton Arp katalogizálta a hatvanas években, miközben a különleges galaxisokat bemutató atlaszához (Arp's Atlas of Peculiar Galaxies) készített felvételeket a Palomar-hegyi 5 m-es távcsővel és 1,22 m-es Oschin Schmidt-teleszkóppal. A Hubble Űrteleszkóp nagyfelbontású felvétele azonban számos olyan részletet is megmutat a galaxispárból, melyek az Arp-féle katalógus negyven évvel korábbi technikai színvonalán még nem voltak detektálhatók.
![]()
Az Arp 87 galaxispár képe a Digitized Sky Survey digitalizált fotóján.
A kozmikus "tánc" két főszereplője a nagyobb méretű NGC 3808 spirálgalaxis, illetve kísérője, az NGC 3808A. Az előbbit majdnem a pólusa irányából látjuk, fő jellegzetességei a csillagkeletkezési területekből álló fényes gyűrű, illetve a poros spirálkarok. A róla kiáramló csillagok, gáz és por gyűrűt alkot a szintén spirálgalaxis kísérő körül, amit a nagyobb komponenssel ellentétben az éléről látunk. Az említett gyűrű merőleges a galaxis síkjára, ezért poláris gyűrűnek is hívjuk.
![]()
A Hubble Űrteleszkóp felvétele az Arp 87 kölcsönható galaxispárról. A kép a WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) műszerrel 2007 februárjában kék, zöld, vörös és infravörös szűrőkön keresztül készített felvételek kombinálásával készült. Nagyfelbontású változata itt.
(NASA, ESA, Hubble Heritage Team [STScI/AURA])
Az Arp 87 és a hasonló összeolvadó párok esetében a galaxisok közötti anyaghíd csavarodott alakja arra utal, hogy a nagyobb galaxisból kidobódott csillagok és gáz egy részét a kisebbik csillagváros gravitációs mezeje befogta, ugyanakkor az egymásra gyakorolt kölcsönös hatás mindkét komponens alakját eltorzítja.
A kölcsönható galaxisok nagyon gyakran intenzív csillagkeletkezési folyamatok jeleit mutatják. Ilyenek például a fiatal csillagok okozta kék fény, az intersztelláris gáz emissziós vonalainak erőssége, illetve a felfűtött por távoli infravörös emissziója. Néhány összeolvadó galaxispár esetében a csillagkeletkezési ráta nagyobb, mint a környező Univerzumban bárhol. Az ilyen aktív csillagkeletkezési területeket tartalmazó galaxisokban például sokkal több kompakt és fiatal csillagokban nagyon gazdag szuper csillaghalmazt találunk, mint azt a galaktikus szomszédságunkban megfigyeltek alapján gondolták volna.
Az Arp 87 a Leo (Oroszlán) csillagképben figyelhető meg, távolsága körülbelül 300 millió fényév.
Forrás: Hubble News Release STScI-2007-36, 2007.10.30.
-
#2157
Csillaggyűrűk egy kvazár körül
Szerző: Kovács József | 2007. október 31., szerda
A Hubble Űrteleszkóp felvételén egy elliptikus galaxis központjában található kvazár körül csillagokból álló gyűrűket fedeztek fel, ami egy másik galaxissal történt összeolvadásra utal.
A körülbelül kétmilliárd fényévre lévő, MC2 1635+119 katalógusjelű fényes kvazár egy elliptikus galaxis központjában elhelyezkedő nagyon nagy tömegű fekete lyuk. A korábbi, földi teleszkópokkal végzett megfigyelések nem mutattak semmi különlegeset, ezek alapján úgy tűnt, hogy öreg csillagokból álló normál elliptikus galaxisról van szó. Az új Hubble-észlelésekből azonban kimutatták, hogy a centrum körül legalább öt, csillagokból álló és a középponttól távolódó gyűrű, illetve szintén kifele mozgó törmelék található.
![]()
A kép bal oldalán az MC2 1635+119 katalógusjelű kvazár és gazdagalaxisa látható. A jobb felső képen a centrum körüli gyűrűket szinte teljesen elnyomja a fényes kvazár, a bal alsó, számítógéppel javított képen azonban már jól kivehetők. Mindkét kis képen a gyűrűk körüli nagyobb objektumok háttérgalaxisok, illetve feltűnik egy előtércsillag is.
(NASA, ESA, G. Canalizo [University of California, Riverside])
A most felfedezett gyűrűs szerkezet kialakulásának oka egy másik galaxissal történő ütközés lehet, ami ráadásul a nem is nagyon távoli múltban következett be. A folyamat során az árapály erők hatására ez a másik galaxis feldarabolódott, csillagai közül sokat befogott az elliptikus galaxis gravitációs tere, s ezekből alakultak ki aztán a kifelé mozgó gyűrűk. Közülük a legkülső a centrumtól körülbelül 40 ezer fényévre van.
Az ütközés következtében jelentős mennyiségű gáz jutott az elliptikus galaxis centrumába, ami aztán az ott helyet foglaló fekete lyukat táplálva szolgáltatja a kvazár által kibocsátott óriási energiát. Azaz a felfedezés azt az elképzelést erősíti meg, amely szerint a kvazároknak legalább egy része galaxisok közötti kölcsönhatás eredményeként született. A korai Univerzumban a legtöbb kvazár nagyon aktív volt, s ekkor a Világegyetem jóval kisebb mérete miatt a galaxisok is gyakrabban olvadhattak össze.
Számítógépes szimulációk azt mutatják, hogy a két galaxis körülbelül 1,7 milliárd évvel ezelőtt közelítette meg egymást. Maga az összeolvadás néhány százmillió év alatt zajlott le, közben pedig heves csillagkeletkezési folyamatokat váltott ki. A Keck-teleszkópoktól származó spektroszkópiai adatok szerint a galaxis csillagainak többsége 1,4 milliárd éves, összhangban az előbb mondottakkal. Ezen átmeneti fázis után a gyűrűk kifelé mozgó csillagai természetesen el fognak keveredni a galaxis többi csillaga között, azaz a most megfigyelhető szerkezet fel fog bomlani. A kutatást vezető Gabriela Canalizo szerint ennek karakterisztikus ideje 100 millió év körüli, azaz a HST pont jókor kapta lencsevégre a gyűrűket.
A mostani eredmények alapján a folyamatban résztvevő, a gyűrűk létrehozásáért felelős másik galaxis természete még nem tisztázható. A kutatócsoport egyik tagja, Nicola Bennert szerint a kvazár gazdagalaxisának nagyfelbontású spektroszkópiai vizsgálata adhat választ arra, hogy két óriásgalaxis, vagy egy nagy és egy kicsi összeolvadásáról van-e szó.
A munka során 4 másik, a középpontjában szintén kvazárt tartalmazó galaxist is vizsgáltak, ezek mindegyike körülbelül 2 milliárd fényévre van. Mindegyikük esetében találtak korábbi összeolvadásra utaló nyomokat, így érdekes kérdés lehet, hogy a kvazárok többsége vajon ilyen összeolvadási folyamatnak köszönheti-e létét.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. november 10-i számában jelenik meg.
Forrás: STScI-2007-39 News Release, 2007.10.25.
-
#2156
Rejtőzködő fekete lyukak nyomára akadtak
2007. október 29., hétfő, 7:43
Az elméleti fejtegetések alapján régóta feltételezett ősi és aktív galaxismagok, bennük pedig fekete lyukak nyomára akadtak a szakemberek a távoli Világegyetemben.
![]()
Egy központi fekete lyukkal és aktív centrummal bíró galaxis fantáziarajza (NASA, JPL-Caltech, T. Pyle, SSC)
Mai ismereteink alapján a Tejútrendszerünkhöz hasonló tömegű, nagy galaxisok centrumában szupernagytömegű fekete lyuk található. Ezek az objektumok főleg a galaxisok életének elején lehettek aktívak, amikor a fekete lyukakba egy korong formájában sok gáz spirálozott be. A beáramló anyag felforrósodott, és intenzív sugárzást bocsátott ki.
Azokban az esetekben, amikor erre a központi sugárforrásra jó rálátás nyílik, kvazároknak vagy blazároknak nevezzük az objektumokat. Ellenben amikor a beáramló anyagkorong a helyzete miatt takarja a centrumot, a kérdéses galaxis "átlagos", inaktív csillagvárosnak mutatkozik.
A statisztikai becslések alapján kevés galaxis centrumában lehet olyan térbeli helyzetű anyagkorong, hogy egy adott pontról (esetünkben a Földről) nézve a központi sugárforrás látható legyen - ennek megfelelően viszonylag kevés ilyet sikerült eddig azonosítani. Sejthető volt, hogy a rossz rálátási helyzetű és ezért nehezen felismerhető objektumokból sok rejtőzik még észrevétlenül a világűrben.
Emanuelle Daddi (CEAF), Mark Dickinson (NOAO) és munkatársaik a Spitzer infravörös- és a Chandra röntgenműholdakkal együttesen vizsgáltak távoli galaxisokat. Ezeken a hullámhosszakon bizonyos esetekben "átlátni" a sűrű gáz- és porkorongokon. A kutatók kb. 1000 olyan galaxist tanulmányoztak, amelyek 9 és 11 milliárd fényév közötti távolságban találhatók, és heves csillagkeletkezést mutattak - ugyanakkor a kvazárokhoz hasonló aktivitás nem látszik náluk. A fenti objektumok közel 20%-ánál sikerült olyan infravörös- és röntgensugárzást megfigyelni, amely aktív - de az optikai tartományban kitakart - központjukból származhat.
Eszerint a régóta feltételezett, de rejtőzködő, ősi és aktív galaxismagokból azonosítottak közel 200-at. A megfigyelés az objektumokkal kapcsolatos egy másik, korábbi feltételezésről kimutatta, hogy teljesen nem fedi a valóságot. Sok szakember ugyanis azt állította, hogy a központi aktivitás kiváltásában döntő szerepe van a galaxisok közötti kölcsönhatásoknak és a galaxisok összeolvadásának. Az új adatok fényében viszont úgy fest, hogy a központi szupernagytömegű fekete lyukak akkor is mutathattak heves aktivitást, amikor az adott csillagváros nem vett részt aktív kölcsönhatásban.
![]()
A Spitzer-űrteleszkóp felvétele a Fornax csillagkép egy részről. A bekarikázott objektumok infravörös többletsugárzást mutató távoli galaxisok. Az aktivitás a centrumukban lévő fekete lyukaknál zajló folyamatok eredménye (NASA, JPL-Caltech, E. Daddi, CEA Saclay)
-
#2155
Földhöz hasonló bolygó szülőhelyét figyelték meg
2007. október 8., hétfő, 9:22
Olyan poranyagot találtak egy fiatal csillag körül, amelyből akár Földünkhöz hasonló bolygó is kialakulhat az ún. Lakhatósági Zónában. Ez az a csillag körüli tartomány, ahol folyékony víz stabilan létezhet egy planéta felszínén - ami nélkülözhetetlen az általunk ismert élethez.
![]()
Fantáziarajz egy Földünkhöz hasonló bolygóról (JPL, NASA/JPL-Caltech)
Carey Lisse (Johns Hopkins University) és kollégái a Centaurus csillagképben, tőlünk 430 fényéve lévő HD 113766A jelű fiatal, kb. 10 millió éves csillagot vizsgálták a Spitzer infravörös űrteleszkóppal. A HD 113766 rendszer két Napunkhoz hasonló, annál valamivel nagyobb tömegű és magasabb hőmérsékletű csillagot tartalmaz. Közülük az A jelű körül egy gázban szegény porkorong található, amelyben planéták születhetnek jelenleg, avagy már ki is alakultak. Érdekes módon társa körül nincs ilyen anyagkorong.
A HD 113766A korongjában az anyag a csillagtól 0,4 és 6 CSE közötti távolság között a legsűrűbb (1 CSE átlagos Föld-Nap távolságot, 150 millió km-t jelöl). Ha tehát a porgyűrűt a Naprendszerbe helyeznénk, a Merkúr és a Jupiter között húzódna A korongban egykor sokkal több gáz lehetett, de az mára vagy a rendszerben született gázbolygókba épült be, vagy a csillag erős csillagszele söpörte ki a porszemcsék közötti térből.
A porgyűrűben alig mutatkozott vízjég, könnyen lebomló szerves anyagot, továbbá karbonátszemcséket sem azonosítottak. Ezek az összetevők a bolygókeletkezés elején gyakoriak, a Naprendszerben pedig ma az üstökösmagok anyagában találhatók - mint azt a Deep Impact-szonda becsapódásakor kirepült törmelékben is megfigyelték.
A Spitzernek az infravörös tartományban végzett megfigyelései alapján a csillag körüli gyűrű anyaga már jobban átalakult, mint amilyen a korong kezdeti állapotában lehetett, egyes összetevők ezért hiányoznak belőle. Ugyanakkor néhány megfigyelés (pl. a sok vas-szulfid ásvány) alapján elképzelhető, hogy bár megindult az anyag összeállása, nagybolyogók még nem születtek, csak kisebb bolygócsírák - ezek ütközéséi termelik újra a port. Mindent összevetve a gyűrű anyaga jó úton halad a bolygók végső kialakulása felé.
![]()
Fantáziarajz a születő bolygók környezetéről.
A mellékelt fantáziarajzon a kettőscsillag látható, amelynek az előtérben mutatkozó komponense körül észlelték a poranyagot - jobbra fent pedig a kísérőcsillag figyelhető meg, halványabb, sárgás objektumként. Középen barna gyűrűként ábrázolták a poranyagot, amelyből elméletileg a Földhöz hasonló planéták is születhetnek. A távolabbi, világosabb gyűrű a rendszerben szintén megjelenő jeges anyag helyzetét mutatja.
A gyűrű a csillag ún. Lakhatósági Zónájában található. Ez egy elméleti régió, amelyben egy Földünkhöz hasonló planéta felszínén stabilan előfordulhat a folyékony víz. A modellek alapján a következő néhány millió évben jó eséllyel keletkeznek a gyűrűben a Földhöz hasonló anyagú és helyzetű planéták. Az itt található anyag mennyisége durva közelítés alapján elegendő lenne legalább egy Marshoz hasonló tömegű égitest kialakulásához.
Távoli Földek nyomában
Máig valamivel több mint 250 exobolygót fedeztek fel, ezek közel fele a Jupiterhez hasonló vagy még nagyobb tömegű planéta - a Földhöz közeli tömegű exobolygóra még nem akadtak a szakemberek. Ennek oka a jelenleg használt megfigyelési módszerekben keresendő: a technika a csillagukhoz közeli, nagytömegű planétákra érzékeny. Eszerint tehát feltételezhető, hogy a kb. 250 ma ismert exobolygó csak a jéghegy csúcsa.
Ha a műszerekben és a technikában az elmúlt években jellemzőhöz hasonló ütemű továbbfejlődést feltételezünk, akkor reális esély van rá, hogy tíz éven belül felfedezzék az első Földünkhöz hasonló exobolygót. A feltételezések alapján további egy évtized lehet elegendő a következő fontos lépés megtételéhez, amikortól már az egyes planéták légkörét is tanulmányozhatjuk. Ekkor a földszerű exobolygók légköri összetételét, hőmérsékletét, éghajlati jellemzőit is részleteiben vizsgálni lehet majd.
Ugyanakkor egyes elképzelések szerint az eddig felfedezett ún. forró Jupiter típusú planéták (a csillagukhoz nagyon közel keringő óriásbolygók) létezése csökkenheti a Földhöz hasonló égitestek gyakoriságát. Ezek a nagytömegű objektumok ugyanis csillaguktól távol születtek, és onnan vándoroltak befelé, különböző gravitációs kölcsönhatások révén. A vándorlásuk során pedig a Földhöz eredetileg hasonló helyzetű planétákat kilökhették a rendszerből.
Szerencsére a fenti lehetőségek ellenére van esély a távoli Földek fennmaradására. Ennek oka egyrészt az, hogy feltehetőleg nem minden bolygórendszerben vándoroltak befelé az óriásbolygók - bár ezen a téren még nagyon hiányosak az ismeretek. Másrészt pedig amint a vándorló óriásbolygók útjuk mentén kifelé szórják az anyagot, annak egy része a Föld-típusú bolygók helyére juthat, ahol új planéták keletkezhetnek belőle.
Ilyen szimulációk eredménye látható az alábbi ábrán. Az alsó sor a Naprendszer bolygóit mutatja, míg a felső három sor egy-egy szimuláció keretében kialakult képzeletbeli bolygórendszereket. Utóbbiaknál a legbelső égitest képviseli a befelé vándorolt Jupiterhez hasonló exobolygót. Ezektől jobbra láthatók a kilökött törmelékből keletkezett újabb planéták, ahol az egyes korongok mérete az adott exobolygó tömegével arányos. Utóbbi égitestek a függőleges szürke sávval jelölt Lakhatósági Zónába is megjelenhetnek. A szakemberek az adott bolygóra hulló üstökösmagokból a felszínre jutott H2O mennyiségét is megpróbálták durván közelíteni, ezt jelzik a kék héjak a szürke köröknél. A szimuláció alapján tehát keletkezhetnek a Földhöz hasonló helyzetű és tömegű planéták, és azokon víz is előfordulhat az ilyen rendszerekben.
![]()
A szimulációk eredményeként kialakult képzeletbeli bolygórendszerek (Raymond, Quinn, Lunine)
