KOZMOSZ

Hiányzó csillagok?
Szerzõ: Csizmadia Szilárd | 2007. december 10., hétfõ

Egy magyar kutatócsoport vizsgálatai szerint jól mérhetõ hiány van a forró érintkezõ kettõscsillagok típusában a 10 és 16 ezer fokos átlaghõmérsékletû rendszereket tekintve, amelynek oka mindeddig tisztázatlan.


A csillagok tekintélyes hányada nem magányos, hanem kettõscsillag: két (vagy több) csillag kering az egymással alkotott közös tömegközéppont körül. Már korábban megállapították, hogy a különbözõ osztályú sárga-narancssárga színû fõsorozati csillagok legtöbbje az úgynevezett érintkezõ (kontakt) kettõscsillagok osztályába tartozik (kb. minden 400-500-ból egy). Az érintkezõ kettõscsillagok olyan kettõscsillagok, ahol a két csillag oly' rendkívül közel van egymáshoz, hogy összeérnek, és közös burkuk van.

Elméleti megfontolások alapján mindenféle színképosztályú fõsorozati kettõscsillagból kialakulhatna érintkezõ kettõscsillag, ha a két csillag egymás körüli keringésideje kellõképpen rövid. Mivel mások vizsgálatai szerint ténylegesen vannak minden színképosztályban ilyen nagyon rövid keringési idejû kettõsök, azt várjuk, hogy minden színképosztályban ki is alakulnak érintkezõ kettõscsillagok.

Csizmadia Szilárd (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete), Klagyivik Péter (ELTE Csillagászati Tanszék), Marton Gábor és Spindler Szabolcs (ELTE Csillagászati Tanszék, egyetemi hallgatók) a lehetõ legtöbb – szám szerint 209 – érintkezõ kettõscsillag adatait vizsgálták meg részletesen, és azt találták, hogy a 10000 - 16000 Kelvin hõmérsékleti tartományban nincsenek érintkezõ kettõscsillagok. Ez nagyjából a B színképosztálynak felel meg, tehát kék érintkezõ kettõscsillagokat nem találtak a mintában.


A vizsgált rendszerek abszolút fényessége az átlaghõmérséklet függvényében. Jól látható ûr jelentkezik a vízszintes tengely 4,22 és 4,0 közötti értékeire, ami kb. 10 ezer és 16 ezer K-nek felel meg.

Több lehetõség megvizsgálása után a fenti kutatócsoport arra jutott, hogy nem az észlelések hiányossága, vagy egyéb statisztikai kiválasztási effektus az oka annak, hogy az ilyen érintkezõ kettõsök hiányoznak a szakirodalomból, hanem ténylegesen nincsenek, vagy csak nagyon kis számban léteznek közepesen forró kontakt kettõscsillagok.


A kutatócsoport számítógépekkel modellezte több szoros kettõscsillag fejlõdését a kialakulástól egészen a fõsorozat végéig, illetve addig, amíg érintkezõvé nem vált a rendszer. Arra jutottak, hogy számos olyan kezdeti feltételt (a két csillag tömege, fémessége és a kezdeti pályaperiódus) lehet találni, amelyekbõl a kettõscsillag kék érintkezõ kettõssé válik idõvel. Ha tehát ilyen rendszerek elméletileg kialakulhatnak, akkor miért nem látjuk õket?

A kérdés nyitott maradt. Elképzelhetõ, hogy valamiért a szükséges pályaperiódusokkal nem alakulnak ki a csillagközi anyagból ilyen kettõsök, esetleg az érintkezõ kettõsök belsõ fizikájában van olyan ma még nem értett részlet, ami megakadályozza, hogy ilyen kettõst megpillantsunk.

A fenti eredményeket taglaló cikk az Astronomische Nachrichten c. folyóiratban jelent meg (2007, AN 328. kötet, 821-824. oldal).

Rakétahatás gyorsítja a fehér törpéket?
Szerzõ: Kovács József | 2007. december 07., péntek

A Hubble Ûrteleszkóppal végzett megfigyelések alapján gömbhalmazbeli fehér törpék keletkezésükkor bizonyos kezdõsebességet is kaphatnak, ami miatt könnyebben kisodródnak a halmazok peremére.


A körülbelül 11,5 milliárd éves NGC 6397 katalógusjelû gömbhalmazról a HST ACS (Advanced Camera for Surveys) mûszerével készült képeken Harvey Richter (University of British Columbia, Vancouver) és munkatársai számos, viszonylag nemrégiben kialakult ("fiatal") fehér törpét azonosítottak a halmaz szélén. Ez azért meglepõ, mert ezek a csillagok a fehér törpe állapot elérése elõtt az NGC 6397 legnagyobb tömegû objektumai közé tartoztak. Ezekrõl pedig az az elképzelés, hogy a gömbhalmazok centruma körül csoportosulnak, így logikus következtetés, hogy a belõlük létrejött fehér törpéket is ott kell keresni.


Balra: Az NGC 6397 katalógusjelû gömbhalmaz földi teleszkóppal készült felvétele. Jobbra fent: 12 darab a 84 tanulmányozott fehér törpébõl. 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.


Richter szerint a vizsgált objektumok a keletkezésükkor körülbelül 3-5 km/s-os sebességre tettek szert, így aztán kezdeti helyükrõl eljuthattak a halmaz külsõ tartományaiba. A kutatók elképzelése szerint a hajtómechanizmus hasonló, mint egy rakéta esetében. A fehér törpe állapot elérése elõtt a csillagok ugyanis felfúvódnak, vörös óriássá válnak, miközben jelentõs mennyiségû anyagot veszítenek, ami meghaladhatja kiindulási tömegük felét is. Ha a ledobott anyag nagy része valamilyen mechanizmus hatására egy irányban távozik, máris elõáll a rakétahatás: az impulzusmegmaradás miatt a csillag elindul a másik irányba.

Néhány planetáris köd esetében meg is figyelhetõ ilyen kiáramlás, mégpedig két ellentétes irányú kifúvás, ún. jet képében. Ha a két gázáram nincs teljesen egyensúlyban, az egyik "erõsebb", akkor ez az aszimmetria okozhatja a kibocsátó csillag gyorsulását és a helyszín ellentétes irányban történõ elhagyását.

Az az elmélet, hogy a fehér törpékre kialakulásukkor ilyen gyorsító mechanizmus hat, körülbelül 30 évvel ezelõtt merült fel elõször annak magyarázatára, hogy miért van olyan kevés belõlük 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 kezdõsebesség 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 rendezõdnek. A nehezebb csillagok lelassulnak és a halmaz centruma körül rendezõdnek, míg a kisebb tömegûek sebességet nyerve a halmaz külsõ részeire vándorolnak. A Richter-csoport eredményei szerint az öregebb fehér törpékbõl álló minta egyedei valóban így is helyezkednek a halmazban. A fiatalabbak azonban nem követik ezt az eloszlást, mindegyik a gömbhalmaz peremvidékén található, holott szülõcsillagaik a halmaz legnagyobb tömegû 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.

Elképzelhetõ még esetleg az, hogy a fiatal fehér törpék egy kettõs rendszerben jöttek létre, s a szükséges impulzust a másik komponenstõl kapták, illetve az, hogy egy-egy nagytömegû csillag szoros megközelítése után dobódtak ki. Ezen lehetõségeket azonban Richterék számítógépes szimulációk alapján kizárhatónak tartják.

Az eredményeket részletezõ 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.

Forró meglepetés az Orion-ködben
Szerzõ: Kovács József | 2007. december 03., hétfõ

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 kiterjedésû, forró gázfelhõt 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.


A csillagok többsége általában csoportban keletkezik sûrû, alacsony hõmérsékletû (10-100 K) molekulafelhõkben. Az egyik legismertebb és legtöbbet vizsgált ilyen csillagkeletkezési terület a közeli Orion-köd, ami több ezer, mindössze néhány millió éves, a Napnál jóval nagyobb tömegû csillagnak a bölcsõje. 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 környezõ 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, hõmérséklete pedig eléri a 40000 fokot. A kutatócsoport vezetõje, Manuel Güdel (Paul Scherrer Institut, Svájc) és kollégái úgy gondolják, hogy fõleg ezen óriás csillagszele fûtötte fel a környezõ gázt, s hozta létre az érdekes alakú felhõt.



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 mezõ átmérõje 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 megfigyelhetõ diffúz röntgenemissziót mutatja, háttérben a Spitzer ûrteleszkóppal ugyanerrõl a területrõl készített infravörös (4,5 μm és 5,8 μm) kompozit képpel. A röntgen pontforrásokat a képrõl 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 sûrû, forró por jelöli ki (lökésfrontok a köd déli és a nyugati részén). Az XMM-Newton EPIC (European Photon Imaging Camera) mûszerével rögzített röntgenképeken a fényes pontforrások a köd forró csillagai, de kivehetõ a felvételen egy halványabb, kiterjedt struktúra is. A forró gázból kijutó röntgenfotonok egy részét azonban a köd elõtti térrész hidegebb gázcsomói elnyelik, s végül is ez az abszorpció rajzolja ki a felhõ érdekes, Mikulásra emlékeztetõ alakját, északon a jellegzetes süvegével. A forró gáz egyébként valószínûleg a teljes ködöt kitölti.



Az Orion-köd különbözõ hullámhossz-tartományokban. Mindegyik panel ugyanazt a 42 ívperc kiterjedésû, 400 parszek távolságból 4,9 parszek méretnek megfelelõ 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 elõbukkant, mígnem felismerték, mirõl is van szó. Az Orion-ködhöz hasonló objektumokban ilyen forró gáz jelenléte meglepõ, ugyanis – bár az elméletek megjósolják a létezését – a korábbi megfigyelések szerint rengeteg nagytömegû csillag erõs csillagszele, vagy éppenséggel szupernóva-robbanás szükséges a létrejöttéhez, de az egyszerre nagyon sok nagytömegû csillagot létrehozó csillagkeletkezési területek viszonylag ritkák a Galaxisban. Az új észlelések azonban azt mutatják, hogy egy átlagosabb, kevesebb nagytömegû, forró csillagot tartalmazó terület is kiválthatja a forró plazma kialakulását.

Az Orion-ködhöz hasonló csillagkeletkezési területbõl sok található a Galaxisban, így hasonló forró gázbuborékok valószínûleg szintén nagy számban fordulnak elõ. Ez pedig azért érdekes, mert segítségükkel újabb mechanizmust találhatunk az intersztelláris anyag nehézelemekkel történõ beszennyezésére. Güdel szerint nem kell várni szupernóva-robbanásra, helyette egy-két nagytömegû csillag is elvégzi a feladatot néhány millió év alatt.

Forrás: ESA News, 2007.11.30.

A Pisces grandiózus spirálgalaxisa
Szerzõ: Kiss László | 2007. december 02., vasárnap

A Hubble Ûrtávcsõ 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 érdeklõdõ tudja), viszont csodálatosan szép a Hubble Ûrtávcsõ legújabb sajtóközleményének fotója az M74 spirálgalaxisról. A Pisces csillagkép ékköve, a 25-30 millió fényév távolságban található spirálgalaxis típusának minden jellegzetességét bemutatja: a kékes színû, azaz fiatal, nagytömegû csillagok által kirajzolt spirálkarok között markáns porfelhõk látszanak, míg az itt-ott feltûnõ rózsaszín foltocskák a jelenleg is zajló csillagkeletkezést jelzõ HII-régiók (azaz ionizált hidrogénfelhõk). A központi tartomány jól elkülönülõ sárgás színéért az ott található nagy számú idõsebb 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 tûnt fel benne. Az SN 2002ap jelzésû objektumot magyar kutatók is vizsgálták (a szegedi asztrofizikus Vinkó József és munkatársai), többek között megbecsülve a robbanó csillag – és így szülõgalaxisa – távolságát, amire 22 millió fényévet kaptak, sajnos igen nagy, 70%-os relatív hibával.

Kisebb a Nap, mint amekkorának látszik
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. december 01., szombat

A látszó szögátmérõbõl 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 sûrûséget és nyomást, valamint modelleket felállítani a magban lezajló folyamatokra, amelyeknek pontosabb ismerete viszont a Nap viselkedését teszi jobban megérthetõvé. Ez utóbbi pedig az ûridõjárás elõrejelzésére adhat módot, ami nemcsak a jelen ûreszközeit, hanem a jövõ tervezett ûrutazásait is érzékenyen érinti. A pontos átmérõ 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 átmérõ meghatározására, vagyis azt a határvonalat, ahol a Földrõl 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 fellépõ 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 eltérõ 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 jelentõs lehet a Nap belsõ szerkezetének pontos felépítésére nézve, amelyet a Nap belsejében létrejövõ, majd ide-oda utazó és verõdõ hanghullámok vizsgálatával, a helioszeizmológiai kutatások során vizsgálnak. Eközben többek között a napfoltok kialakulásáért felelõs mágneses erõtérrel is foglalkoznak, amely fontos szerepet játszik a kozmikus idõjárás 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 eltûnéséhez vezethettek volna.

A fénynek a Nap légkörében való terjedésére vonatkozó, Margit Haberreiter (World Radiation Centre, Davos) és kutatócsoportja által elvégzett legújabb számítások úgy tûnik, igazolják a kisebb napátmérõt. A csoport elméleti úton határozta meg, hol kell lennie pontosan a megfigyelhetõ napperemnek. Az eredmények szerint kismérvû eltérés lehetséges a valódi határvonal (ahol a Nap anyaga átlátszatlanná válik) és az észlelt napperem között, így a megfigyelhetõ 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 szõrszálhasogatásnak tûnik, egyáltalán nem az. A helioszeizmológiai eredmények (pl. sûrûség-, hõmérséklet- 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 mellõzõ elemzése szerint központi csillagunkban fele annyi oxigén található, mint amit a helioszeizmológiai eredmények kiadtak. A jelentõs 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 jelentõs.


Forrás: New Scientist, 2007. november 19.

Sós az Europa jupiterhold óceánja
2007. november 28., szerda, 9:26


A megfigyelések és a modellek alapján a jéggel borított felszínû Europa hold belsejében hatalmas, sós óceán helyezkedhet el.




Az Europa jupiterhold feltételezett belsõ 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 belsõben 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 összetételû ún. kondrit-meteoritok anyagából "gyúrnánk össze" az Europát, akkor a kõzetekbõl vízzel érintkezve fõleg Mg2+ (magnézium) és SO42- (szulfát) ionok oldódnának ki.

Az eddigi megfigyelések során jelentõs mennyiségû szulfátiont tudtak már az Europa felszínén kimutatni, azt azonban nem sikerült megállapítani, hogy milyen kation kapcsolódik hozzájuk. A magnézium csak az egyik lehetõség, a nátrium is gyakori elem, amely szintén elõfordulhat a holdon. A földi óceánokban lévõ só a kõzeteket 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 kõzetlemezek a rajtuk lévõ üledékekben sok vizet visznek magukkal a mélybe. Ez késõbb magas hõmérsékleten 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 egyelõre nem azonosítottak az Europán - igaz nagyon korlátozottak ismereteink az óceán alatti, kõzetek 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 különbözõ "szennyezõanyagokból" több található, mint amennyi csak külsõ forrásból, pl. a vulkanikusan aktív szomszédos Io holdról érkezhet - tehát jelentõs 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 káoszterületrõl. Feltehetõleg az óceán aljzatán lévõ vulkáni központtól feláramló forró víz olvasztotta meg itt a jeget, amely táblákra tört, és a vízben lévõ 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 elsõsorban az ott feltételezett vulkáni tevékenység okozhat változásokat. Emellett az óceán nem tekinthetõ teljesen zárt környezetnek. Geológiai idõskálán mérve a jégkéreg repedései révén az anyagok egy része a felszínre jut, onnan pedig pl. a hidrogén az ûrbe 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 élõlények is vannak az óceánban, azok szintén módosíthatják az összetételt - akárcsak a Föld esetében.

A megfigyelések és a modellek alapján tehát valószínûsíthetõ, hogy az óceánban magnézium- és szulfátionból van a legtöbb, ez a fõ összetevõ, amely a felszíni jeget barnásra szennyezi. A számításokat a Galileo-ûrszonda magnetométerének mérésivel kiegészítve pedig úgy fest, hogy az Europa jégpáncélja alatt egy sókban igen gazdag, kifejezetten tömény óceán található.

Kozmikus ágyúgolyó
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 30., péntek

Húsz fényévet mozdult el 3700 év alatt a Puppis A rádióforrást létrehozó szupernóva-robbanás maradványa, egy hipersebességû neutroncsillag.

Az objektum az RX J0822-4300 katalógusjelû neutroncsillag, amely körülbelül 3700 évvel ezelõtt jött létre egy szupernóva-robbanáskor – ennek helyén ma a Puppis A szupernóva-maradvány található. A Chandra röntgenmûhold 1999-ben és 2005-ben készült felvételein jól látszik, hogy a neutroncsillag a robbanás helyétõl kifelé mozog, s a képek alapján, valamint a maradvány távolságának ismeretében az is megbecsülhetõ, hogy látóirányra merõleges 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 egyszerû. A Chandra kivételes képességeit bizonyítja, hogy az öt év alatt 0,8 ívmásodperces eltolódást egyértelmûen 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 mûhold röntgenadatai (rózsaszín) és a CTIO 0,9 méteres teleszkópjának optikai felvétele (bíbor) alapján, melyen az oxigéntõl 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 elsõ alkalom, hogy ilyen nagyon gyors csillagokat észlelnek, korábban is detektáltak már körülbelül 1,6 millió km/h sebességgel a Tejútrendszerbõl kifelé mozgó objektumokat (hipersebességû csillagok). A különbség a mozgási energia forrásában van. Elõbbiek az elképzelések szerint a Galaxis centrumában található nagytömegû fekete lyukkal való gravitációs kölcsönhatás következtében lökõdtek ki, míg az RX J0822-4300 neutroncsillagot a szupernóva-robbanás energiája lõtte 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 "nyaktörõ" 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.

Valaki, aki ért hozzá, készíthetne egy jó kis banner!

Szénburokkal fedett csillagtetemek
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 28., szerda

Egy nemzetközi kutatócsoport tisztán szénbõl álló légkörû fehér törpéket fedezett fel, amelyek különleges csillagfejlõdés végtermékei lehetnek.


Ezek a égitestek valószínûleg olyan fejlõdési 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 tömegûek 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 elegendõ ahhoz, hogy életüket szupernóvaként fejezzék be, a nukleáris üzemanyag elfogyta után fehér törpe keletkezik. Utóbbi objektumok sûrûsége nagyon nagy, mivel a Földdel összemérhetõ térfogatba naptömegnyi anyag zsúfolódik. A ma elfogadott modellek szerint a legtöbb fehér törpe magja szénbõl és oxigénbõl áll, ezt azonban elfedi elõlünk a csillag hidrogént és héliumot tartalmazó légköre. Ennek fényében senki sem számított arra, hogy egy fehér törpe atmoszférája tisztán szénbõl is állhat.



Fantáziarajz a H1504+65 fehér törpe felszínérõl.
(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 fõleg héliumból és szénbõl állónak tûnnek. A DQ spektráltípusba tartozó objektumokról úgy gondolják, hogy a héliumhéjban mûködõ konvekció (a csillag anyagának le-föl irányuló nagyléptékû áramlása) hatására jut ki a szén a belsõ szén-oxigén magból.

Dufour még a montreali egyetemen kidolgozott egy számítógépes kódot a hideg, 5000 és 12000 K közötti hõmérsékletû 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 mûködött is, segítségével jól visszaadhatók a megfigyelt színképi jellegzetességek.

Dufour és kollégái a Sloan adatbázisban talált, s eddig ellenõrzött körülbelül 200 fehér törpe közül nyolc esetében mutatták ki, hogy az atmoszférát a szén dominálja. Ezen csillagok hõmérséklete 18000 és 23000 K közötti, s ez egyelõre 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 katalógusjelû objektumhoz hasonló csillagokból alakultak ki. Ha ez így van, akkor a szénlégkörrel fedett objektumok a csillagfejlõdés eddig ismeretlen útját reprezentálják. A H1504+65 egyébként egy nagyon forró, kb. 200 ezer K hõmérsékletû csillag. Az elképzelések szerint ez a csillag korábbi fejlõdése során valamilyen módon "megszabadult" az összes hidrogénjétõl, majdnem az egész héliumtartalmától, s gyakorlatilag csak a csupasz magja maradt, aminek felszínén nagyjából egyenlõ arányban szén és oxigén figyelhetõ meg. Dufour szerint a H1504+65-höz hasonló csillagok hûlésekor az elemek sûrûség 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 tömegû szénburok felett. Ekkor a csillag héliumlégkörû fehér törpeként azonosítható. 18000 és 23000 K között azonban a szénhéjbeli konvekció valószínûleg felhigítja a vékony héliumhéjat. Ezen a hõmérsékleten a szénnél nehezebb oxigén nagy valószínûséggel olyan mélységbe süllyed, ahonnan a konvekció már nem tudja felkeverni. Egy 1999-es eredmény szerint a 9 és 11 naptömeg közötti csillagok legvalószínûbb végállapota egy fehér törpe, melynek oxigén-magnézium-neon magját fõleg szénbõl és oxigénbõl álló légkör veszi körül. Úgy tûnik, ezt most Dufour és kollégái modelljei is megerõsítik. Az ennél nagyobb tömegû csillagok szupernóvaként robbannak, de a tömeghatár még rendkívül bizonytalan. Pontosításához Dufourék a 6,5 méteres MMT teleszkóppal (Mount Hopkins, Arizona) további észleléseket terveznek.

Az eredményekrõl részletesen beszámoló szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 22-i számában jelent meg.

Forrás: Nature 450, 522-524 (2007. november 22.)

Szuperföldek és holdjaik nyomában
2007. november 26., hétfõ, 10:10


A Naprendszeren kívüli planéták, az exobolygók és kísérõik megismerése a Föld és a földi élet fejlõdését befolyásoló tényezõk megértésénben is segít. Új megfigyelések és modellszámítások alapján a bolygórendszerekben ritkák lehetnek a Holdhoz hasonló kísérõk, az ún. szuperföldek pedig az élet szempontjából kedvezõ tulajdonságokat mutathatnak.



Fantáziarajz a Gliese 581c exobolygóról, amelyet egy bolygónknál legalább ötször nagyobb tömegû és másfélszer nagyobb méretû szuperföldnek tekintenek (Hervé Piraud)

A Földre és több elgondolás szerint rajta az élet fejlõdésére is összetett hatással bír nagy tömegû 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 élõvilágnak a szárazföldre lépését gyorsíthatta meg mintegy 400 millió éve. Emellett a Hold jelentõsen lecsökkentette bolygónk tengelyforgási idejét, egyes feltételezések alapján pedig a globális lemeztektonika fenntartásában is közremûködhet.

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 méretû objektummal találkozott. A kirepült törmelék egy része Föld körüli pályán maradt, ebbõl állt össze a Hold. Mivel ez véletlen esemény volt, továbbá a többi Föld-típusú bolygónak sincs nagy holdja a Naprendszerben, elképzelhetõ, hogy a kõzetbolygók körül ritkák az ekkora kísérõk.

A hasonló kataklizmák gyakoriságának becslésével Nadya Gorlova (University of Florida) és kollégái próbálkoztak. A Spitzer-ûteleszkóp segítségével közel 400 olyan fiatal csillagot vizsgáltak, amelyek annyira idõsek lehetnek, mint amilyen a Nap és a körülötte keringõ planéták voltak a Holdat létrehozó õsi ütközés idején.

Megbecsülték, hogy egy ilyen kategóriájú ütközéssel mennyi por keletkezik. Két nagy tömegû bolygó ütközésekor sok anyag robban ki az ûrbe, és ennek mennyisége az összetalálkozó égitestek tömege alapján közelíthetõ. Emellett az is megbecsülhetõ, hogy az ilyen por nagyjából mennyi ideig marad megfigyelhetõ nagy távolságból. A szemcséket a már kialakult égitestek idõvel felsöprik, illetve az intenzív csillagszél "elfújja" - ezért kozmikus idõskálán mérve csak rövid idõn 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 mennyiségû 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 jellemzõire 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 feltehetõleg a hagyományos értelemben vett kõzetekbõl állnak. (Nem minden szuperföldnek tekintett planétáról tudjuk pontosan, hogy egy "túlhízott" kõzetbolygó-e, avagy inkább egy "sovány" óriásbolygó - utóbbit elsõsorban folyékony halmazállapotú anyagok és gázok alkotják, és nincs hagyományos értelemben vett szilárd felszíne.) A szuperföldekkel kapcsolatos egyik nagy kérdés, hogy milyen lehetõséget biztosíthatnak a földihez hasonló élet számára.



Az egyik szuperföld-jelölt: a Gliese 581c összehasonlítása bolygónkkal (NASA)

A modellek alapján a szuperföldek belsõ hõje legalább 30-40%-kal hosszabb idõn
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 kedvezõtlen tulajdonásgai is.

Ugyanakkor a nagy bolygótömeg csökkenti a gáz- és a vízveszteséget a világûr 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 jellemzõit - igaz ennek az esetleges életre kifejtett hatása még messze nem ismert.

Lemeztektonika a szuperföldeken

A modellek alapján egy kb. 10 földtömegû, a miénkhez hasonló összetételû bolygó a Földéhez hasonló belsõ szerkezettel bír. Egy szuperföld belsejében azonban az anyag intenzívebb konvekciós áramlást mutat, mint ma a Földön - ennek megfelelõen aktívabb lemeztektonika lehet rajta. A számítások rámutattak, hogy bolygónk közel van ahhoz a határhoz, ahol a lemeztektonika még éppen képes tartósan mûködni. A Mars már alatta lehet ennek az értéknek, ezért nem mozognak ma kõzetlemezek rajta.

Jelenlegi ismereteink alapján a lemeztektonika segíti a különbözõ kémiai elemek körforgását, és áttételesen kedvez az élõvilág 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 érkezõ sugárzásra, mint egy kisebb tömegû planéta.

Az egyes bolygók lakhatóságát azonban számos ma még ismeretlen tényezõ befolyásolhatja, a cikkben vázolt összefüggések talán csak a jéghegy csúcsát képezik

Ez nem pont ide illik, de érdekes:

http://index.hu/tech/tudomany/surf071120/

Bemutatkozik a Hubble ûrteleszkóp 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 ûrteleszkópokat, a Hubble-t, a Spitzert és a Chandrát fogja leváltani. A NASA, az ESA és a kanadai ûrügynökség által közösen fejlesztett 4.5 milliárd dollárba kerülõ távcsõ 2013-ban áll Föld körüli pályára a tervek szerint.

"Pontosabb megfigyelésekre van szükségünk a kvazárok mûködésének 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 létezõ legerõsebb szuperszámítógéppel 15 évre, erõsebb távcsövek nélkül õk sem jutnának semmire."


A NASA egykori igazgatójáról elnevezett ûrteleszkóp egy 6,4 méter átmérõjû tükörfelületen gyûjti majd a beérkezõ fényt, ez a Hubble-nek közel háromszorosa. Az új ûrteleszkóp sokkal messzebbre lát majd, mint elõdei, és nagyobb felbontású képeket készít, de az égboltnak egyszerre csak egy nagyon szûk szeletét tudja vizsgálni.


A James Webb ûrteleszkóp az európai ûrûgynökség képén

A konferencián bemutatkozott másik nagy újítás a NASA-nál fejlesztett solar shade technológia, amivel a csillagok egyes esetekben zavaró fényét lehet kiszûrni a távcsõ látómezejébõl. Ez óriási segítség lehet a Naprendszerünkön kívüli bolygók tanulmányozásánál, amiket épp a központi csillaguk fénye tesz nehezen megfigyelhetõvé. A fejlesztést vezetõ Wes Traub szerint a technológia a JWST utáni ûrteleszkóp-generációval (16 méter átmérõjû tükörrel) képes lehet olyan bolygók felszínének és légkörének tanulmányozására, amik ma egyetlen pixelként jelennek meg a Hubble képein.

Szupernóva újratöltve II-VI
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 23., péntek

Egy új modellszámítás szerint lehet, hogy a rekurrens nóva fogalma mellé be kell vezetnünk a "visszatérõ" szupernóva fogalmát is.


A 2006-ban felfedezett, s késõbb 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 tömegû csillag több, akár hat, egymástól idõben szétváló szupernóva-szerû kitörést is produkálhat, melyek közül még az utolsó sem végzetes a csillag számára – a kitörések együttes hatásaként azonban elõállhat az elõzõleg soha nem tapasztalt fényességû szuperrobbanás.


Fantáziarajz az SN 2006gy robbanásáról.
(NASA/CXC/M. Weiss)

A modell szerint az elsõ, egyébként nem túl fényes szupernóvaként jelentkezõ robbanás csak egy burkot dob le a csillagról. Egy második, szintén szupernóva méretû robbanás során azonban újabb anyaghéj dobódik ki, ami nagyobb sebességgel tágulva utoléri az elsõ 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 belõle, így a Woosley-féle számítás magyarázhatja a százszoros intenzitásnövekedést.

A modell mûködéséhez 90 és 130 naptömeg közötti kiinduló tömeg szükséges. Ilyen nagytömegû csillagok magjában a csillag élete vége felé a hõmérséklet olyan magasra szökik, hogy a megfelelõ energiájú fotonokból az ún. párkeltés során elektronok és antirészecskéik, pozitronok jöhetnek létre. Közben a sugárzási térbõl eltûnõ fotonok miatt a sugárnyomás lecsökken, így a csillag magja gyorsan elkezd összehúzódni. A stabilitás megbomlásával járó folyamatot az elõzõek miatt pár-instabilitásnak is nevezik.

A mag összehúzódása addig tart, amíg össze nem roppan. Ekkor robbanásszerûen elkezdi égetni a benne lévõ 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 pulzációszerû folyamat lesz az eredmény: instabilitás – gyors tágulás és sugárzás – újabb összehúzódás – felmelegedés – instabilitás. A pulzálás addig tart, amíg a csillag a stabil állapotba visszakerüléshez elegendõ tömeget nem veszít.

Woosley szerint 2 és 6 robbanás között bármennyi elõfordulhat, 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 továbbfejlõdve valószínûleg eljut a vasmag létrehozásáig, majd az összeroppan, s a csillag egy gamma-kitörésben fejezheti be végleg pályafutását.

A 110 naptömegû kiinduló állapotra elvégzett modellszámítás adatai a következõk. Az elsõ nagy kitörés során a csillag egy nagyjából 25 naptömegû, hidrogénbõl és héliumból álló héjat dob le magáról egy körülbelül 6×1041 erg/s teljesítményû, 200 napig követhetõ szupernóva-robbanást produkálva. A következõ héj ledobása 6,9 év múlva következik be. 9 év elteltével aztán a csillag egy 2,2 naptömegû vasmagot hoz létre, ami végül egy gyorsan forgó neutroncsillaggá vagy fekete lyukká zuhan össze.

A fenti tömegû 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 nagytömegû 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 elõbb egy másik, szintén az SN 2006gy természetével foglalkozó cikk is megjelent. Ennek szerzõi, Simon Portegies Zwart és Edward van den Heuvel (Astronomical Institute 'Anton Pannekoek') a szokatlan fényességû robbanást két nagytömegû csillag összeolvadásával magyarázzák. Cikkükben kimutatják, hogy fiatal, nagy sûrûségû csillaghalmazokban a nagytömegû csillagok ütközési gyakorisága elég nagy ahhoz, hogy kellõ 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 nagytömegû csillagokból álló sûrû halmazt találunk.

Források:

Woosley, S.E. és mtsai, 2007, Nature, 450, 390
Portegies Zwart, S.F & van den Heuvel, E., 2007, Nature, 450, 388

A 2165 -ös cikk, csak más forrás!

Bolygócsírák ütközése a Fiastyúkban
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. november 20., kedd

Nagy mennyiségû, valószínûleg kialakulóban lévõ bolygókezdemények ütközésébõl 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 gyönyörû látványt nyújt (az év ezen szakaszában egész éjjel megfigyelhetõ!). Bár a halmaz fõként a benne található hét legfényesebb, fiatal óriáscsillag, valamint a közöttük lévõ térrészt kitöltõ, világító ködösség révén közismert, valójában több mint 1400 csillagot tartalmaz.

J. Rhee (University of California, Los Angeles, UCLA) és munkatársai – a területrõl készített infravörös mérések elemzése során – rendkívül nagy mennyiségû port fedezett fel a HD 23514 jelû halmaztag csillag közvetlen környezetében. A nagyon fiatal (még kialakulóban lévõ), Napunkhoz hasonló tömegû csillagok esetében a jelenség nem annyira meglepõ, mivel fejlõdésük ezen szakaszában sûrû, porból és gázból álló korong veszi körül õket. Idõvel (mintegy 100 millió év alatt) azonban a csillagkörüli korong eloszlik: az anyag egy része a csillagba hull, míg más szemcsék beépülhetnek a születõ 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 lévõ porkorong nagy része már eloszlott – a kutatók mégis igen nagy mértékû, portól származó infravörös többletsugárzást észleltek a környezetébõl. Magyarázatuk szerint ún. másodlagos porképzõdés zajlott le, azaz már kialakulóban lévõ bolygótestek gigászi ütközéseibõl származó törmelékanyag kering a csillag körül. A vizsgálatok szerint a nagy mennyiségû törmelék kialakulása az igen közeli múltban, mindössze az utóbbi néhány százezer évben mehetett végbe (sõt, akár még jelenleg is tarthat). Ugyanez a folyamat játszódhatott le Naprendszerünk Föld típusú, azaz kõzetbolygóinak keletkezése során (jelenlegi elméleteink szerint a Hold kialakulása is egy hatalmas ütközésnek köszönhetõ, melyben egy Mars méretû objektum csapódott a Földbe).



A Plejádok színes kompozit képe; a HD 23514 környezetének kinagyított képén egy fantáziarajz látható két bolygókezdemény ütközésérõl (I. Song, IPAC/CalTech és L. R. Cook, Gemini Observatory)

A kutatócsoportnak ez már a második ilyen jellegû felfedezése; két évvel ezelõtt az Aries (Kos) csillagképben lévõ, BD +20 307 jelû csillag esetében találtak hasonló eseményre utaló nyomokat. Ezután kezdtek szisztematikus keresésbe, melyhez a – már nem mûködõ – ISO és IRAS mûholdak, valamint a 8,1 m-es északi Gemini távcsõ (Mauna Kea, Hawaii) és a Spitzer ûrtávcsõ közepes és távoli infravörös tartományban készített méréseit használták fel.

Ez a két felfedezés azért különösen jelentõs, mert más csillagok körüli kõzetbolygók 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 jövõben közvetlenebb módszerekkel is sikerül majd detektálni.

Forrás:

UCLA Newsroom, 2007.11.14.

No végre Landren:)))

Mihelyt lesz ég, Szeged fölött és nem leszek hulla, megpróbálok lõni egyet, de túl sokra ne számíts, egy 300-as telém a max. :)

Van vmelyikõtöknek saját fényképe a Holmes-üstökösrõl?

"Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélõdõ utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltûnik a látótérbõl. Az új felfedezés egyik szerzõjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ."

Szerintem azok már nem a mi utódaink lesznek. :D D:

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 érzékelhetõ sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ részében egzotikus részecskéket, a másodikban csillagászati keresési módszereket mutattunk be, ezúttal pedig a leginkább titokzatos összetevõt: 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-ûrteleszkóp mérési adatai alapján. A szenzációs hír azonnal élénk szakmai vitákat indított el. Az elsõ, természetes reakció a kétkedés volt. Stephen Hawking, a kozmológia nagy alakja Al Gore akkori amerikai alelnök kérdésére úgy foglalt állást, hogy szerinte komolyan megkérdõjelezhetõ a mérések pontossága.

A hír hallatán bizonyára sokan újra feltették magukban azokat a kérdéseket, amelyeket legutóbb gyerekkorukban: mekkora a Világmindenség, milyen a jövõje, lesz-e és milyen vége lesz a történetének? A válasz keresése elõtt rögtön szögezzük le, hogy ezekre a kérdésekre ma sincs egyértelmû és biztos válaszunk, ahogy nem volt évtizedekkel ezelõtt 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 mibenlétérõl.

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 tõlünk. A Világegyetemet korábban évezredeken át változatlannak, statikusnak tartották. A 20. században született meg az Õsrobbanás, a Nagy Bumm (Big Bang) elmélete. A ma elfogadott érték szerint 13,7 milliárd évvel ezelõtt a Világegyetem végtelen kis méretû és végtelen nagy sûrûségû volt, majd tágulni és hûlni kezdett. Ez a tágulás a jövõben vagy minden határon túl folytatódik, vagy egyszer megáll és megkezdõdik a Nagy Reccshez vezetõ összehúzódás.


Egy nagyságrendileg 10 milliárd fényév távolságban lévõ szupernóva a HST felvételén (Riess, STScI, NASA)

A két lehetõség között lényegében az Univerzum tömege, a benne levõ anyag mennyisége dönt. Természetesen ezt sem ismerjük kellõ pontossággal, így bizonytalanok vagyunk a sokmilliárd évvel távolabbi jövõt illetõen. 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-ûrteleszkóp 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 nõ. Ez csak úgy lehetséges, ha valamilyen erõhatás a gravitációs vonzás ellen hat. A fizikusok errõl rögtön Einsteinre gondoltak.

Einstein 1916-ban tette közzé az általános relativitáselméletet. Egyenleteibõl kikövetkeztethetõen a Világegyetem változik, tágul vagy összehúzódik. Az akkori ismeretekre támaszkodó közfelfogás viszont a Világegyetemet állandónak, változatlannak tartotta. Einstein ezért egy kiegészítõ tagot illesztett az egyenleteibe, hogy azok statikus Világegyetemhez vezessenek, ez a kozmológiai állandó. Késõbb, a Világegyetem tágulására vonatkozó bizonyítékokat megismerve ezt a lépését élete legnagyobb tévedéseként emlegette.

Új, antigravitációs erõhatás nyomában

Évtizedeken át nem is esett szó az antigravitációs hatások esetleges létezésérõl. Az Õsrobbanás-elmélet részleteinek kidolgozása során az 1980-as években azonban kiderült, hogy a Világegyetem történetérõl rendelkezésünkre álló tényanyag úgy írható le jól, ha feltételezzük, hogy az Õsrobbanás utáni elsõ másodperc legelején, egy elképzelhetetlenül rövid idõszakasz 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 elsõ másodperc törtrészében hatottak, hanem azóta is folyamatosan jelen vannak.



A Chandra-ûrteleszkóp (NASA)

A Chandra-ûrteleszkóp 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-ûrteleszkóp felvételein 1-8 milliárd fényév távolságban fekvõ 26 galaxishalmazt tanulmányoztak. A megfigyelési adatok szerint a múltban a sötét energia sûrûsége nem változott gyorsan az idõvel, 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 elõzõ két részében részletesen olvashattak róla, a sötét anyag sugárzásokkal nem ad jelet magáról, mibenlétérõl jelenleg csak feltételezések vannak.)


Vázlatos ábra a Nagy Bumm óta eltelt idõszakról, eleinte lassuló, majd gyorsuló tágulással (NASA)

Ha lassan is, de gyûlnek 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 ezelõtt felrobbant szupernóva adatait. Mérési eredményeik alapján szûkíthetõ a számba jöhetõ Világegyetem modellek köre.

Az anyag sûrûsége csökken a tágulással, a sötét energia viszont nagyjából állandónak tûnik. A Világegyetem-modellekben szerepel egy tag, amely a nyomás és az energiasûrûség hányadosát adja meg, ez meghatározza a sötét energia sûrûségének idõfüggését, idõbeli változását is. Ennek értéke viszont modellfüggõ, modellrõl-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 szûkíthetõ az új adatok alapján, de még mindig tágak a lehetõségek a Világegyetem leírására. A kutatócsoport 2008-ig folytatja az adatgyûjtést, 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 kötõdõ vákuumenergia, emiatt az energiasûrûség 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 lehetõsége is. A fizikai szaklapokban sorra jelennek meg az egyik lehetõség mellett érvelõ, a másik hibáira rámutató számítások. Elvileg nagyon különbözõ 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 tûztek 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. Elsõ helyre a sötét energia vizsgálata került, ezt követi a gravitációs hullámok mérésére tervezett lézer-inteferométer ûrantenna (LISA), a másik három programra egyelõre nincs pénz. Jövõre kezdõdik meg az érdemi munka a Joint Dark Energy Mission (JDEM) program keretében. A tervezett költségek meghaladják az 1 milliárd dollárt, az ûrszonda 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 kitevõ "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 közelítõleg homogén. "Mivel a sötét energia nyomása nagyságrendileg megegyezik energiája sûrûségével, ezért inkább energia, mint anyag jellegû" - írta a Fizikai Szemlében Németh Judit akadémikus.

Van tehát a Világegyetemben valami, amit nem látunk és egyelõre 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 valószínûleg mély hatása lesz a fizika és a csillagászat egészére."

Ha a Világegyetem valóban gyorsuló ütemben tágul, akkor néhány milliárd év múlva távcsövekkel szemlélõdõ utódaink szeme elé más éjszakai égbolt tárul majd. Sokkal üresebb lesz, a ma látható galaxisok közül sok eltûnik a látótérbõl. Az új felfedezés egyik szerzõjének megfogalmazása szerint nagyon magányos lesz ez a világ.

Jéki László

Két Földhöz hasonló bolygó ütközött össze
2007. november 19., hétfõ, 14:05


Egy születõ bolygórendszerben olyan törmeléket azonosítottak, amelyet két, korábban már összeállt, Földünkhöz hasonló égitest ütközése termelhetett. Ez minden korábbinál erõsebb közvetett bizonyítékot jelent a bolygónkhoz hasonló, szilikátos összetételû és viszonylag nagy méretû kõzetbolygók 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 elsõsorban a planéták gravitációs terének az adott csillagra kifejtett hatását tanulmányozzák, valamint azt a jelenséget keresik, amikor az exobolygó csillaga elõtt elhaladva látszólag csökkenti annak a fényét. Mindkét módszer a nagy tömegû, illetve nagy méretû, a Jupiterhez hasonló planétákra érzékeny - ezért fontosak a kisebb, Földünkhöz hasonló égitestek kialakulására utaló jelek.

Minden korábbinál erõsebb közvetett bizonyíték

A születõ csillagok körüli porkorongokat fejlõdési 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 növekvõ bolygócsírák ütközni kezdenek. Idõvel 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 erõsebb közvetett bizonyítékot találni a fenti folyamatra, azaz a Földhöz hasonló, szilikátos összetételû és viszonylag nagy méretû kõzetbolygók 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 képzõdmények többségénél találtak. Mennyisége arra utal, hogy két viszonylag nagyobb, legalább Hold méretû objektum ütközött a rendszerben, és azok robbanásakor szóródott szét a törmelék. Az ütközés méretét tekintve nagyságrendileg ahhoz az eseményhez hasonlíthatott, mint amikor az õsi Föld azzal a körülbelül Mars méretû égitesttel találkozott, amelynek nyomán a Hold anyaga kirobbant bolygónkból.



Fantázáiarajz két ütközõ, fiatal bolygóról (Lynette R. Cook, Gemini Observatory)

A kutatócsoport egy másik csillagnál, a BD +20307 jelû objektumnál is talált Föld-típusú égitestek létezésére, pontosabban szintén azok ütközésére utaló nyomokat. Ez az Aries (Kos) csillagképben, tõlünk kb. 300 fényévre lévõ 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 méretû, Föld-típusú bolygócsírák vagy bolygók ütköznek egymással.

Távoli Földek nyomában

Mivel az élet létezésére egyelõre csak egyetlen példát ismerünk (saját bolygónkról), kiemelt terület a Földhöz hasonló exobolygók keresése. Ha az exobolygók tömegét, méretét és sûrûségét együttesen tekintjük, akkor elmondható, hogy Földünkhöz hasonló planétát eddig még nem találtak. Ennek fõ okai a jelenlegi megfigyelési módszerek korlátai lehetnek: elméleti számítások alapján ma még nem is sikerülne kimutatni egy átlagos Föld-típusú bolygót. A gyorsan fejlõdõ mûszerek teljesítménye azonban egy évtized múlva várhatóan már ezt is lehetõvé teszi.

A Föld-típusú exobolygók számát, elõfordulási valószínûségét csökkenhetik az ún. forró Jupiterek, a csillagokhoz közeli óriásbolygók. Itt ugyanis az óriásbolygó befelé vándorlása során a Földhöz eredetileg hasonló helyzetû planéták kilökõdhettek. 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 belõle. Mindezek fényében fontos a cikkben vázolt törmelékanyag megfigyelése, amely már kialakult, Föld-típusú bolygók létezésére utal.

Buborékot fújó fiatal csillag
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 19., hétfõ

A Spitzer ûrteleszkóp legújabb felvételén két nagytömegû gázbuborékot kifújó, éppen születõfélben lévõ csillag látható.


A Földtõl 1140 fényévre lévõ nagyon fiatal képzõdmény ún. Herbig-Haro objektum, katalógusjele HH 46/47.

A felvétel infravörös szûrõkön keresztül (kék: 3,6 mikron, zöld: 4,5 és 5,8 mikron, vörös: 24 mikron) készített képek számítógépes kombinációja. A csillag maga a kép közepétõl kicsit balra felfelé látható fényes folt, a két buborék pedig a csillag két oldalán elnyúlva figyelhetõ meg. A zöld színû füstszerûen gomolygó anyag forró molekuláris hidrogén, míg a kékes szín a intersztelláris por által szórt csillagfény.


A HH 46/47 katalógusjelû Herbig-Haro objektum a Spitzer ûrteleszkóp 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 körülvevõ kozmikus gáz- és porfelhõkbe. A buborékok végén látható vörös foltok forró kén és vas jelenlétére utalnak a lökésfrontok és a környezõ anyag aktuális találkozási pontjain.

A pasadenai Jet Propulsion Laboratory munkatársa, T. Velusamy szerint az égitest körüli korongot, melybõl késõbb bolygók is keletkezhetnek, a csillag gravitációs tere által a környezõ térbõl befogott por és gáz hízlalja. Az elképzelések szerint ez addig tart, amíg a csillag beinduló erõs csillagszele és gázáramai az utánpótlást el nem fújják. A Spitzer infravörös hullámhossz-tartományban mûködõ 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 csökkenthetõ a csillag képének teleszkóp általi elkenése, így a kép élesíthetõ, tisztítható, ezáltal a csillag körüli emisszió részletesebben tanulmányozható. A HH 46/47 részletgazdag képe is ennek a technikának köszönhetõ.

Az eredményeket taglaló szakcikk az Astrophysical Journal Letters c. folyóirat októberi számában jelent meg.

Forrás: Spitzer NR, 2007.11.08.

Ismeretlen eredetû rádiókitörés
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. november 17., szombat

Különleges, eddig ismeretlen típusú rádiókitörést fedeztek fel a 64 m-es Parkes rádiótávcsõ archív mérési adatainak újbóli átvizsgálása során.


Váratlan csillagászati felfedezésrõl számolt be Duncan Lorimer professzor (West Virginia University , National Radio Astronomy Observatory ) 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-felhõrõl készült megfigyeléseket. A Tejútrendszerünktõl mintegy 200 ezer fényévre levõ szabálytalan kísérõgalaxisról felvett mérések összesen kb. 480 órányi észlelési idõszakot fedtek le. Az adatokban a pulzároktól származó periodikusan ismétlõdõ jelek mellett olyan impulzusokat is kerestek, amelyek a forgó neutroncsillagok jeleivel ellentétben nem ismétlõdtek meg a megfigyelési idõszak alatt. A várakozásokkal szemben végül olyan rádiókitörésre bukkantak, amely nem is a megfigyelt Magellán-felhõbõl, hanem az Univerzum sokkal távolabbi részérõl érkezett, és esetleg egy teljesen újfajta csillagászati jelenség elsõ észlelt megnyilvánulása lehet.



A rádiókitörés helye az égbolton. A látható fény tartományban készült felvétel negatívja a Kis Magellán-felhõt mutatja, melynek rádiótartományban észlelhetõ 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 erõteljes ("fényes") volt, de kevesebb mint 5 ezredmásodpercig(!) tartott. A jel jelentõsen kiszélesedve érte el a Földet, vagyis a magasabb frekvenciájú összetevõk az alacsonyabb frekvenciájúakat megelõzve érkeztek. Ez a diszperziónak nevezett jelenség akkor lép fel, amikor az elektromágneses hullám a csillagközi, illetve intergalaktikus térben levõ ionizált gázon halad át. A megfigyelt hatás alapján a jel forrása a Földtõl mintegy 3 milliárd fényévre található. Mivel a jelenség egyetlen elõzõleg detektált rádiókitöréshez sem hasonlított, keletkezésének pontos mechanizmusa sem ismert egyelõre, de a kutatók két lehetõséget is felvetettek.

Az egyik magyarázat szerint a kitörésben megfigyelt energia akkor szabadul fel, amikor két rendkívül sûrû, egymás körül keringõ neutroncsillag összeütközik, majd összeolvad. Az elfogadott elképzelések szerint hasonló események felelõsek a gammavillanásokért is, de a gammakitörések során rádiótartományban csak hosszan tartó utófénylés (afterglow) figyelhetõ meg.

A másik, még egzotikusabb lehetõség, hogy egy "párolgással" éppen megszûnõ fekete lyuk utolsó, rádiótartományban kibocsátott halálsikolyát sikerült észlelni. Bár a fekete lyukakban koncentrálódó roppant mennyiségû anyag gravitációs ereje olyan hatalmas, hogy belõle a fény sem szabadulhat ki, az eseményhorizont peremérõl érkezõ Hawking-sugárzás révén a fekete lyukak folyamatosan energiát, és így tömeget veszíthetnek, vagyis rendkívül lassan mûködõ kvantumfizikai effektusok révén párologhatnak. Az elméletek szerint az egyre gyorsulva párolgó fekete lyuk a folyamat legvégén egy óriási villanással tûnik 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 égboltfelmérõ program mûködik, amely detektálásukhoz eléggé érzékeny idõfelbontású. Ennek megfelelõen hasonló események megfigyelése a jelenlegi mûszerekkel igen nehéz. A fejlesztés alatt álló újabb berendezések azonban már képesek lesznek statisztikusan is jelentõs 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 levõ 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.

A Hubble Ûrtávcsõ lefényképezte a Holmes-üstökös magját
Szerzõ: Tóth Imre | 2007. november 16., péntek

A hetek óta szuperkitörésben lévõ Holmes-üstökös magját sikerült megfigyelni a Hubble Ûrtávcsõ "éles szemével" is.


A NASA Hubble Ûrteleszkópjának rendkívül "éles szeme" Föld körüli pályáról, a légkör zavaró hatásaitól mentes megfigyeléseket készített a váratlan és látványos szuperkitörésben lévõ 17P/Holmes-üstökösrõl. Tekintettel az üstököskitörés rendkívüliségére és ennek tudományos jelentõségére, a HST-t felügyelõ Space Telescope Science Institute igazgatója soron kívül távcsõidõt biztosított az üstökös megfigyelésére. Az elsõ 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 ûrtávcsõ is megfigyelte a Holmes-üstököst, de ennek eredményeit még nem közölték. (A Hubble Ûrtávcsõvel készített megfigyelésekben cikkünk szerzõje is részt vesz, a kutatócsoportnak pedig több mint egy évtizedre visszatekintõ tapasztalatai vannak az üstökösmagok megfigyelésében a HST-vel, illetve az ISO és Spitzer infravörös ûrteleszkópokkal.)


A Holmes-üstökösrõl földi kistávcsõvel 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 környezetérõl, a földi teleszkópokkal hozzáférhetetlen mag körüli belsõ kómáról nagy szögfelbontású részletes felvételeket képes készíteni. Az Ûrteleszkóp még ma is kiválóan mûködõ bolygókamerájának (PC2) CCD érzékelõjében egy képelem az üstökös távolságában mintegy 54 km-es tartományt fogott be; az ezen belül lévõ mag fénye elválasztható volt a környezõ nagyon aktív kóma fényétõl, 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 mûszerrel, nagy tengerszint feletti magasságon, jó asztroklímájú helyen).


A kitörésben levõ 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 látómezõben egyedül megfigyelhetõ, feltehetõen eredeti mag átmérõjére a fotometriából 3,4 km adódott, amennyiben a felszín fényvisszaverõ képességére 4%-ot tételezünk fel, ami megfelel az ûrszondák 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 mennyiségû port és gázt a magból, úgy tûnik, hogy még mindig maradt elegendõen 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 tûnik, hogy az elmúlt hetek viharos eseményeit túlélõ mag minden bizonnyal elegendõ utánpótlást adhat az égitest jövõben várható, újabb kitöréseihez.



A HST három felvételén jól látszik a kóma halványodása, valamint a mag körüli porfelhõ 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 végzõ kutatócsoport már 1999-ben is észlelte a Holmes-üstököst, de akkor nem volt porkóma a mag körül. Az új mérések a kóma belsõ szerkezetét a földi megfigyeléseknél jobban felfedik: néhány nap alatt bekövetkezõ idõbeli változások látszanak, valamint egy kb. kelet-nyugati irányú, nagyjából szimmetrikus porsûrûsödés "csokornyakkendõ", 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 idõ alatt kialakult. Eközben a Kuiper-öv helyzete is kissé változott, de ettõl függetlenül az onnan származó üstökösök magja alacsony hõmérsékleten alakult ki, belsejükben pedig nagyrészt megõrizték a korai Naprendszer õsi jeges-poros anyagát. A szétesõ, illetve a kitörésben lévõ üstökösmagok megfigyelésével bepillanthatunk a Naprendszer eredeti állapotát tükrözõ magok belsejébe, ezzel pedig kialakulási körülményeikrõl szerezhetünk másképpen elérhetetlen ismereteket.


A Holmes-üstökös kómájának mérete már meghaladta a Nap átmérõjét is, tehát bõven 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 levõ parányi üstökösmagok kutatására az Ûrtávcsõ szinte az egyetlen rendelkezésre álló mûszer (eltekintve a közvetlenül üstökösmagok közelébe küldött ûrszondáktól). A HST elõször 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-felhõbõl 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 átmérõje a Napét, így már 1 millió kilométernél is jelentõsen nagyobb az óriásira felfúvódott üstököskóma. Nem lenne meglepõ ez a méret egy egyébként is fényes, Oort-felhõbõl származó nagy üstökösnél, de a kis ekliptikai Holmes-üstökösnél ez mindenképp rendkívüli.

Forrás:

Az Ûrteleszkóp Tudományos Intézet sajtóközleménye (STScI PR-2007-40, 2007. november 15. 09:00 EST)

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 érzékelhetõ sugárzást. Sötétnek nevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ 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 anyagfelhõi, vagyis a "látványos" megjelenésû, mûszereinkkel érzékelhetõ égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzõt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.

Az Univerzum történetének elsõ 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a fõszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyûjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Összeállításunk elsõ 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 elsõ, háromdimenziós térképet. Mint az elsõ rész elején is olvashatták, a Világegyetemben a közönséges (világító) anyagnál legalább ötször-hatszor több sötét anyag közvetlenül nem észlelhetõ, jelenlétét csak gravitációs hatása alapján lehet kimutatni. Létezésérõl az elsõ közvetlen bizonyítékot 2006-ban a két galaxishalmaz összeolvadásából formálódott Lövedék-galaxishalmaz anyageloszlásának elemzése szolgáltatta.

Az újabb vizsgálatban a Hubble-ûrteleszkóp felvételeit földi megfigyelésekkel egészítették ki. A vizsgált égterület nyolcszor nagyobb volt a telehold látszó területénél. Mintegy félmillió galaxis alakját mérték ki. A messzi galaxisokból érkezõ fényt az útja közelébe esõ sötét anyag gravitációs hatása kissé eltéríti, és ebbõl 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 legsûrûbb a sötét anyag. A térkép a Világegyetem történetének második felét tárja fel: ebben az idõszakban a láthatatlan tömeg az idõ múlásával (a gravitáció hatására) egyre sûrûbb 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 szerkezetû; 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 elsõ megfigyelés évekkel ezelõtt történt, de csak mostanra zártak ki minden más lehetséges magyarázatot. A titokzatos
VIRGOHI21 galaxis a Virgo-galaxishalmazban található, mintegy 50 millió fényévre tõlünk.

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 hidrogénbõl álló hatalmas felhõ. A galaxis rotációs sebességébõl azonban kiderült, hogy tömege ezerszer nagyobb, mint a hidrogén tömege. Ekkora anyagtömeg csillagformában jól látható lenne, de semmiféle látható nyomot nem találtak. Sötét galaxisok valószínûleg akkor keletkeznek, ha az anyag sûrûsége túl kicsi ahhoz, hogy csillagok formálódhassanak.


A VIRGOHI21 közelítõ helyzete


Sötét anyag a Tejútrendszer körül

A Tejútrendszert körülvevõ 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 kisméretû, optikailag nem látható égitesteket takar; valószínûleg õsi, kiégett törpecsillagokról van szó, tömegük nagyjából fél naptömeg. A galaxis láthatatlan tömegének többi részét a gyengén kölcsönható nehéz részecskék (WIMP) adják (lásd az elsõ részben). Az EROS-2 kutatócsoport szerint viszont a MACHO-k hányada maximum 7% lehet, de valószínûleg 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 idõre kifényesedik a csillag elõtt elhaladó MACHO objektum tömegvonzásának hatására. A MACHO program 6 év alatt közel 12 millió csillag fényét mérte ki a Nagy Magellán-felhõben és 17 MACHO égitestet észlelt. Az EROS-2 együttmûködés 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 mérõrendszerek, amelyek ezeknek a szétsugárzásoknak a jeleit keresik.

Az Európai Ûrügynökség 2002-ben felbocsátott INTEGRAL mûholdja a korábbiaknál pontosabban mérte ki az elektron-pozitron részecske-antirészecske párok találkozását követõen szétsugárzott 511 keV energiájú gammasugárzás keletkezési helyét. A mûhold adataiból készített térkép szerint a pozitronok galaxisunk kidudorodó középsõ 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 könnyû részecskéi veszik körül, ezek bomlásából származnának a pozitronok. A számítások szerint ez csak akkor képzelhetõ 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 felõl rendkívül nagyenergiájú gammasugárzást észleltek. Lehet, hogy a Világegyetem ismeretlen, sötét anyaga a forrásuk? A pontos mérés lehetõvé tette a forrás azonosítását, a kibocsátás a galaxis középpontjához köthetõ. 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 közbensõ értékeket jósolnak.

Részecskék a szuperszimmetria elméletbõl


A CGRO-szonda (NASA)


A Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) ûrszonda 10 éves adatgyûjtéssel 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 érzékelhetõ, hogy mennyire különbözõek 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 keringõ 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 levõ szuper-nagytömegû fekete lyuk tömegvonzásának köszönhetõen. A fekete lyuk körül néhány fényév távolságban keringõ 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 fûtõanyaguk. 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 erõsen 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 sûrû a Galaxis középponti tartományában

2004 szeptembere óta a teljes HESS mérõrendszer üzemszerûen mûködik 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 felfedezõjére, Victor Hessre is emlékeztet.) A mérõrendszer öt évig épült, Németország, Franciaország, az Egyesült Királyság, Csehország, Örményország, Dél-Afrika és Namíbia 19 kutatóintézete vesz részt a programban. A világûrbõl érkezõ 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 felületû teleszkóp négy különbözõ nézõpontból mutatja meg ugyanazt a részecskezáport, így a bejövõ gammasugárzás iránya 0,1 fok, beérkezési helye 10-20 m pontossággal határozható meg. A mérési adatokból 15% pontossággal lehet visszakövetkeztetni az elsõdleges gammasugárzás energiájára. A mérõrendszer azért épült a déli féltekén, hogy optimális látószögbõl vizsgálhassák galaxisunk középponti tartományát. Az itt levõ szupernóva-maradványok, pulzárok, a szuper-nagytömegû fekete lyuk bizonyára szerepet játszik a kozmikus részecskék felgyorsításában. A méréssorozat egyik fõ célja a galaxisbeli gammaforrások felderítése.


A HESS projekt teleszkópjai (MPG)

Már az elsõ méréssorozatokból egyértelmûvé vált, hogy kiemelkedõen erõs gammasugárforrrás található ugyanott, ahol a szuper-nagytömegû 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 sûrû a galaxis középponti tartományában. További mérésekkel mód nyílik a forrás helyének még pontosabb meghatározására.

2007-ben kezdett adatokat gyûjteni a VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) az USA-ban Arizona államban a Mount Hopkins hegyen. Jövõre 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 mûhold ilyen folyamatokban keletkezett antiprotonokat és más antirészecskéket keres. Az Antarktiszon az IceCube (jégkocka) mérõrendszerben 4200 fényérzékelõt 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 elõ az általunk választott helyen és idõben. A részecskefizikai laboratóriumok gyorsítóberendezései is ilyen célt szolgálnak. A CERN-ben jövõre üzembe álló LHC gyorsítóban a protonok hétszer nagyobb energiával ütköznek össze, mint az eddig legnagyobb energiájú gyorsítóberendezésben. Ha a szuperszimmetria elméletnek megfelelõen 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 elõrejelzéseket. Még el sem indult a több évtizedes mûködésre 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 összetevõvel 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 idõszak. Az új elméletben feltételezik, hogy nagyon nagy hullámhosszú, a megfigyelhetõ Univerzumnál nagyobb hullámhosszú kozmológiai perturbációk mennek végbe. A megfigyelõ tapasztalata a perturbációk idõbeli változásától függ, így egyes esetekben gyorsuló tágulást észlelhetünk. A hosszú hullámhosszú perturbációk az inflációból erednek. A látható Világegyetem csak egy kicsiny része az infláció elõtti 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 téridõt egy éternek nevezett erõtér hatja át és módosítja, ezzel pedig felerõsíti 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 relativitáselméletbõl következne. Kell tehát léteznie egy olyan hatásnak, ami felerõsíti a gravitációt. Glenn Starkman szerint ez lenne az általa éternek nevezett, a téridõt átjáró új erõtér.

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 erõsebb tömegvonzást jelent, tehát ebben a modellben is felerõsödik a gravitáció, szükségtelenné válik egzotikus részecskék keresése.

A sötét anyag titkainak feltárásában az lenne a legkedvezõbb, ha elõ 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 befejezõ) részében a titokzatos sötét energiáról olvashatnak.

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 érzékelhetõ sugárzást. Sötétneknevezhetjük azért is, mert egyelõre a sötétben tapogatózunk mibenlétét illetõen, pedig már számos detektort építettek a kimutatására. Összeállításunk elsõ részében a részecskegyorsítókkal végzett kísérleteket mutatjuk be.



Mára kiderült, hogy a galaxisok csillagai és sugárzó anyagfelhõi, vagyis a "látványos" megjelenésû, mûszereinkkel érzékelhetõ égitestek a Világegyetem teljes anyagának csak kis részét képezik. Ugyancsak ismeretlen jellege miatt kapta a sötét jelzõt az az energia, amely a gravitáció ellen hatva a Világegyetem egyre gyorsuló tágulását okozza.

Az Univerzum történetének elsõ 10 milliárd évét a sötét anyag uralta, majd a sötét energia vette át a fõszerepet, és kezdte felgyorsítani a Világegyetem tágulását. Cikksorozatunkban Jéki László fizikus gyûjtötte össze e "sötét dolgokkal" kapcsolatos legfontosabb információkat. Az elsõ 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 jelentõs tömegre van szükség. Ez lenne a sötét anyag. 1933-ban Fritz Zwicky (Caltech - Kaliforniai Mûegyetem) a Bereniké Haja csillagképben a Coma-galaxishalmazt vizsgálva jutott elsõként 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 egyelõre 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 tömegû párja, ezek lennének a szuperszimmetrikus partnerek. Kísérletekben évek óta keresik õket, mindeddig eredménytelenül. A sötét anyagot alkothatja ilyen részecske, pl. a WIMP (Weakly Interacting Massive Particle), vagyis egy gyengén kölcsönható, tömeggel rendelkezõ elemi részecske. A WIMP a legkisebb tömegû szuperpartner, tömege minimum százszor nagyobb a protonénál. Modellszámítások szerint ezek részecskék az Õsrobbanás óta fennmaradtak. Egyes számítások szerint 100 proton tömegû WIMP-részecskékbõl 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 tömegû axionokat, amelyek szintén jól beleillenek a modern részecskefizikai elméletekbe (részletesen lásd késõbb). 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-ütköztetõ) nevû részecskegyorsító (CERN)

Vizsgálatuk harmadik lehetõsége a létrehozásuk, elõállításuk részecskegyorsítókban. 2008-ban kezd üzemszerûen mûködni a világ legnagyobb részecskegyorsítója, a nagy hadron-ütköztetõ (LHC - Large Hadron Collider) a CERN-ben, a genfi nemzetközi részecskefizikai kutatóközpontban.

Axionok keresése

Mint már említettük, a sötét anyagként szóbajöhetõ részecskék közé tartoznak az axionok. Ezek a számítások szerint könnyû 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 õket egy probléma megoldása végett. Ez gyakori eljárás a fizikában, a neutrínó is így "született": elõször hipotézis volt, aztán kísérletek igazolták a létezését. Ma is egy sor olyan részecske szerepel különbözõ modellekben, amelyek létezését egyelõre nem igazolják mérések.

2006-ban a legnaroi olasz nemzeti laboratóriumban lézernyalábot vezettek át erõs mágneses téren. A nyaláb polarizáltsága megváltozott a mágneses térben, amire számítottak is, de a változás tízezerszer erõsebb 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 mûködõ, kifejezetten a Napból várt axionok kimutatásra épített mérõrendszerben sem. A lézeres kísérlet axionos értelmezése akkor lesz meggyõzõ, ha valóban sikerül az axionokat létezését közvetlenül vagy kevésbé áttételesen igazolni.

Krzysztof Piotrzkowski (Katolikus Egyetem, Leuven, Belgium) Hamburgban a HERA részecskegyorsítónál lát lehetõséget axionok megfigyelésére. A HERA(Hadron-Electron Ring Accelerator) találkozónyalábos gyorsító, ahol például protonokat ütköztetnek elektronokkal. A gyorsító mûködése során intenzív foton-nyaláb is keletkezik, és ez a nyaláb áthalad a gyorsító erõs 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 kilépõ 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 elõ, amelytõl egyértelmû választ remélnek arra, hogy van-e szerepe az axionoknak a sötét anyagban. A Seattle-ban felállítandó mérõrendszerbõl 2011 táján várhatók az elsõ adatok.

WIMP-részecskékre várnak a földalatti laboratóriumokban

Dél-Koreában mélyen a felszín alatt készítik elõ a KIMS (Korea Invisible Mass Search - láthatatlan anyag keresése Koreában) kísérletet. Az észlelõrendszer 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 részecskétõl. 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 kilépõ röntgensugarak ellen. A neutronok olajfürdõben vesztik el energiájukat, és onnan nem jutnak tovább.

A kísérletet rendkívül gondosan és alaposan készítették elõ. Három évig elemezték például a gammasugarak és a kozmikus részecskék által a légkörben keltett és a mélybe jutott neutronok által elõidézett fényjeleket. A neutronokkal nagyon kell vigyázni, mert a WIMP-hez hasonló jeleket keltenek. A kísérlet vezetõje szerint most már 99,999% biztonsággal ki tudják szûrni a neutronok jeleit. Több éves elékészítés után idén nyáron kezdõdött meg az adatgyûjtés. 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 hûtõberendezése (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 szilíciumrétegekbõl áll, ezeket az abszolút nullához egészen közeli hõmérsékletre hûtik le. Ha egy WIMP-részecske beleütközik egy atommagba, akkor az energiaátadás miatt parányi mennyiségû hõ jelenik meg. Ezt a hõemelkedést és a kilökött elektronok által keltett töltésváltozást figyeli a detektor. Tavaly ezt a detektort is kibõvítették, a korábbi 1 kg helyett már 4 kg germániummal dolgoznak.

Újabb szuperdetektorok

Olaszországban is egy földalatti mérõrendszerrel 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 mérõrendszer ötször olyan érzékeny, mint a CDMS, de eddig õk sem észleltek WIMP-részecskét. 60 nap alatt 10 további vizsgálatra érdemes eseményt regisztráltak, de késõbb 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 mérõrendszer (Zeplin-III), az elsõ 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 észlelésérõl 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-felhõt bocsát ki, és a Naprendszert állandó WIMP-szél éri. A Föld a Nap körüli pályáján mozogva periodikusan belemegy a nyalábba, majd eltávolodik tõle. 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 mérõ DAMA/LIBRA kísérlet gyûjti az adatokat.

Egy amerikai szakmai tanácskozáson 2007 májusában a 170 résztvevõ több mint fele arra fogadott, hogy öt éven belül sikerül észlelni sötét anyag részecskéit. A nagyszámú, eltérõ technikát alkalmazó kísérletre utalva Rocky Colb professzor, a terület egyik vezetõ kutatója úgy vélekedett, vagy megtudjuk öt éven belül, hogy a mi sötét anyag, vagy sohasem fogjuk megtudni.

Cikksorozatunk csütörtökön megjelenõ, következõ részében arról olvashatnak, hogy keresik a sötét anyagra utaló jeleket a csillagászati megfigyelések során.

Jéki László

Az 55 Cancri ötödik bolygója
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 08., csütörtök

Amerikai csillagászok felfedezték a közeli 55 Cancri ötödik bolygóját, amivel a rendszer csúcstartóvá lépett elõ az exobolygó-rendszerek között.


A felfedezés 19 évvel azután történt, hogy a csoport (Carnegie Planet Search team) elõször 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 köthetõ, csak az 55 Cancri rendszert több mint 300 alkalommal észlelték, s ez tette lehetõvé a rekordszámú bolygó azonosítását a csillag körül.


Fantáziarajz az 55 Cancri bolygórendszerérõl.
(NASA/JPL-Caltech)

A tõlünk 41 fényévre a Rák csillagképben található rendszer azért is érdekes, mert a 4 kisebb belsõ és a külsõ óriásbolygóval némileg emlékeztet a Naprendszerre, bár a Föld és Mars helyi megfelelõje még hiányzik: az óriás 6 csillagászati egységre kering a csillagtól, míg a 4 belsõ bolygó 0,8 csillagászati egységen belül.

A Lick Obszervatórium és a Keck teleszkópok adatain alapuló új felfedezés vezetõ 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 keringõ kõzetbolygón esély lehet a folyékony állapotú víz felfedezésére. A cél most az új, 260,8 napos keringési idejû, 0,785 csillagászati egység méretû pálya és a másik óriás 14 év periódusú pályája közötti résben újabb égitestek detektálása. Bármely, ebben a zónában keringõ 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 belsõ bolygók is a Neptunusz méretéhez hasonlók vagy annál nagyobbak, de reménykedik benne, hogy további megfigyelésekkel öt éven belül egy kõzetbolygót is sikerül felfedezniük.

Marcy és Butler 1996-ban egy Jupiterhez hasonló méretû bolygót talált az 55 Cancri mellett. A 14,6 nap periódussal keringõ égitest akkor a negyedik ismert exobolygó volt. A rendszer második bolygóját 2002-ben fedezték fel a 14 éves periódusú legkülsõ pályán, ennek tömege a Jupiterének körülbelül négyszerese. A harmadik, a Szaturnusz felének megfelelõ méretû planétát szintén 2002-ben találták, keringési ideje 44 nap. A 2004-ben felfedezett negyedik, Neptunusz méretû, 14 földtömegû 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 földtömegû planéta felfedezésével az 55 Cancri azonban ezt is megelõzi.

Több bolygót tartalmazó rendszerekben az égitestek kimutatása jóval nehezebb, mint az egybolygós rendszerekben, ugyanis a planéták által a csillag radiális sebességében okozott változások összegzõdnek. Minél több bolygó van, annál nehezebb ezeket az effektusokat szétválasztani, így a sikerhez rendkívül pontos mérések szükségesek. A kutatócsoport a rendelkezésére álló mûszerekkel 1 m/s nagyságú – egy kényelmesen sétáló ember sebességének megfelelõ – változásokat is képes a csillag vonalainak radiális sebességében detektálni! Az adatok alapján Fischer szerint azonban valószínûleg még nincs meg a rendszer összes bolygója, így a jövõben újabb felfedezések várhatók.

Az eredményeket részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.

Forrás: W.M. Keck Observatory PR, 2007.11.06.

Galaxiskeringõ
Szerzõ: Kovács József | 2007. november 06., kedd

A Hubble Ûrteleszkóp legújabb felvételén egy gyönyörû kölcsönható galaxispár látható.


Az Arp 87 katalógusjelû galaxispár egyike az Univerzum közeli tartományaiban ma ismert több száz kölcsönható és összeolvadó galaxispárnak. Az objektumot elsõként 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 távcsõvel és 1,22 m-es Oschin Schmidt-teleszkóppal. A Hubble Ûrteleszkóp 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 fõszereplõje a nagyobb méretû NGC 3808 spirálgalaxis, illetve kísérõje, az NGC 3808A. Az elõbbit majdnem a pólusa irányából látjuk, fõ jellegzetességei a csillagkeletkezési területekbõl álló fényes gyûrû, illetve a poros spirálkarok. A róla kiáramló csillagok, gáz és por gyûrût alkot a szintén spirálgalaxis kísérõ körül, amit a nagyobb komponenssel ellentétben az élérõl látunk. Az említett gyûrû merõleges a galaxis síkjára, ezért poláris gyûrûnek is hívjuk.


A Hubble Ûrteleszkóp felvétele az Arp 87 kölcsönható galaxispárról. A kép a WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) mûszerrel 2007 februárjában kék, zöld, vörös és infravörös szûrõkön keresztül készített felvételek kombinálásával készült. Nagyfelbontású változata itt.
(NASA, ESA, Hubble Heritage Team )

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 erõssége, illetve a felfûtött por távoli infravörös emissziója. Néhány összeolvadó galaxispár esetében a csillagkeletkezési ráta nagyobb, mint a környezõ 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 figyelhetõ meg, távolsága körülbelül 300 millió fényév.

Forrás: Hubble News Release STScI-2007-36, 2007.10.30.

Csillaggyûrûk egy kvazár körül
Szerzõ: Kovács József | 2007. október 31., szerda

A Hubble Ûrteleszkóp felvételén egy elliptikus galaxis központjában található kvazár körül csillagokból álló gyûrûket fedeztek fel, ami egy másik galaxissal történt összeolvadásra utal.


A körülbelül kétmilliárd fényévre lévõ, MC2 1635+119 katalógusjelû fényes kvazár egy elliptikus galaxis központjában elhelyezkedõ nagyon nagy tömegû fekete lyuk. A korábbi, földi teleszkópokkal végzett megfigyelések nem mutattak semmi különlegeset, ezek alapján úgy tûnt, hogy öreg csillagokból álló normál elliptikus galaxisról van szó. Az új Hubble-észlelésekbõl azonban kimutatták, hogy a centrum körül legalább öt, csillagokból álló és a középponttól távolódó gyûrû, illetve szintén kifele mozgó törmelék található.



A kép bal oldalán az MC2 1635+119 katalógusjelû kvazár és gazdagalaxisa látható. A jobb felsõ képen a centrum körüli gyûrûket szinte teljesen elnyomja a fényes kvazár, a bal alsó, számítógéppel javított képen azonban már jól kivehetõk. Mindkét kis képen a gyûrûk körüli nagyobb objektumok háttérgalaxisok, illetve feltûnik egy elõtércsillag is.
(NASA, ESA, G. Canalizo )

A most felfedezett gyûrûs szerkezet kialakulásának oka egy másik galaxissal történõ ütközés lehet, ami ráadásul a nem is nagyon távoli múltban következett be. A folyamat során az árapály erõk hatására ez a másik galaxis feldarabolódott, csillagai közül sokat befogott az elliptikus galaxis gravitációs tere, s ezekbõl alakultak ki aztán a kifelé mozgó gyûrûk. Közülük a legkülsõ a centrumtól körülbelül 40 ezer fényévre van.

Az ütközés következtében jelentõs mennyiségû 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 erõsíti 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 ezelõtt 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 elõbb mondottakkal. Ezen átmeneti fázis után a gyûrûk kifelé mozgó csillagai természetesen el fognak keveredni a galaxis többi csillaga között, azaz a most megfigyelhetõ szerkezet fel fog bomlani. A kutatást vezetõ Gabriela Canalizo szerint ennek karakterisztikus ideje 100 millió év körüli, azaz a HST pont jókor kapta lencsevégre a gyûrûket.

A mostani eredmények alapján a folyamatban résztvevõ, a gyûrûk létrehozásáért felelõs 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 részletezõ szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóirat 2007. november 10-i számában jelenik meg.

Forrás: STScI-2007-39 News Release, 2007.10.25.

Rejtõzködõ fekete lyukak nyomára akadtak
2007. október 29., hétfõ, 7:43


Az elméleti fejtegetések alapján régóta feltételezett õsi 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 tömegû, nagy galaxisok centrumában szupernagytömegû fekete lyuk található. Ezek az objektumok fõleg 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 helyzetû anyagkorong, hogy egy adott pontról (esetünkben a Földrõl) nézve a központi sugárforrás látható legyen - ennek megfelelõen viszonylag kevés ilyet sikerült eddig azonosítani. Sejthetõ volt, hogy a rossz rálátási helyzetû és ezért nehezen felismerhetõ objektumokból sok rejtõzik még észrevétlenül a világûrben.

Emanuelle Daddi (CEAF), Mark Dickinson (NOAO) és munkatársaik a Spitzer infravörös- és a Chandra röntgenmûholdakkal együttesen vizsgáltak távoli galaxisokat. Ezeken a hullámhosszakon bizonyos esetekben "átlátni" a sûrû 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 rejtõzködõ, õsi és aktív galaxismagokból azonosítottak közel 200-at. A megfigyelés az objektumokkal kapcsolatos egy másik, korábbi feltételezésrõl kimutatta, hogy teljesen nem fedi a valóságot. Sok szakember ugyanis azt állította, hogy a központi aktivitás kiváltásában döntõ szerepe van a galaxisok közötti kölcsönhatásoknak és a galaxisok összeolvadásának. Az új adatok fényében viszont úgy fest, hogy a központi szupernagytömegû fekete lyukak akkor is mutathattak heves aktivitást, amikor az adott csillagváros nem vett részt aktív kölcsönhatásban.


A Spitzer-ûrteleszkóp felvétele a Fornax csillagkép egy részrõl. A bekarikázott objektumok infravörös többletsugárzást mutató távoli galaxisok. Az aktivitás a centrumukban lévõ fekete lyukaknál zajló folyamatok eredménye (NASA, JPL-Caltech, E. Daddi, CEA Saclay)

Földhöz hasonló bolygó szülõhelyét figyelték meg
2007. október 8., hétfõ, 9:22


Olyan poranyagot találtak egy fiatal csillag körül, amelybõl 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, tõlünk 430 fényéve lévõ HD 113766A jelû fiatal, kb. 10 millió éves csillagot vizsgálták a Spitzer infravörös ûrteleszkóppal. A HD 113766 rendszer két Napunkhoz hasonló, annál valamivel nagyobb tömegû és magasabb hõmérsékletû csillagot tartalmaz. Közülük az A jelû 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 legsûrûbb (1 CSE átlagos Föld-Nap távolságot, 150 millió km-t jelöl). Ha tehát a porgyûrût 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 erõs csillagszele söpörte ki a porszemcsék közötti térbõl.

A porgyûrûben alig mutatkozott vízjég, könnyen lebomló szerves anyagot, továbbá karbonátszemcséket sem azonosítottak. Ezek az összetevõk 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 gyûrû anyaga már jobban átalakult, mint amilyen a korong kezdeti állapotában lehetett, egyes összetevõk ezért hiányoznak belõle. Ugyanakkor néhány megfigyelés (pl. a sok vas-szulfid ásvány) alapján elképzelhetõ, hogy bár megindult az anyag összeállása, nagybolyogók még nem születtek, csak kisebb bolygócsírák - ezek ütközéséi termelik újra a port. Mindent összevetve a gyûrû anyaga jó úton halad a bolygók végsõ kialakulása felé.


Fantáziarajz a születõ bolygók környezetérõl.

A mellékelt fantáziarajzon a kettõscsillag látható, amelynek az elõtérben mutatkozó komponense körül észlelték a poranyagot - jobbra fent pedig a kísérõcsillag figyelhetõ meg, halványabb, sárgás objektumként. Középen barna gyûrûként ábrázolták a poranyagot, amelybõl elméletileg a Földhöz hasonló planéták is születhetnek. A távolabbi, világosabb gyûrû a rendszerben szintén megjelenõ jeges anyag helyzetét mutatja.

A gyûrû a csillag ún. Lakhatósági Zónájában található. Ez egy elméleti régió, amelyben egy Földünkhöz hasonló planéta felszínén stabilan elõfordulhat a folyékony víz. A modellek alapján a következõ néhány millió évben jó eséllyel keletkeznek a gyûrûben a Földhöz hasonló anyagú és helyzetû planéták. Az itt található anyag mennyisége durva közelítés alapján elegendõ lenne legalább egy Marshoz hasonló tömegû égitest kialakulásához.


Távoli Földek nyomában


Máig valamivel több mint 250 exobolygót fedeztek fel, ezek közel fele a Jupiterhez hasonló vagy még nagyobb tömegû planéta - a Földhöz közeli tömegû exobolygóra még nem akadtak a szakemberek. Ennek oka a jelenleg használt megfigyelési módszerekben keresendõ: a technika a csillagukhoz közeli, nagytömegû planétákra érzékeny. Eszerint tehát feltételezhetõ, hogy a kb. 250 ma ismert exobolygó csak a jéghegy csúcsa.

Ha a mûszerekben és a technikában az elmúlt években jellemzõhöz hasonló ütemû továbbfejlõdést feltételezünk, akkor reális esély van rá, hogy tíz éven belül felfedezzék az elsõ Földünkhöz hasonló exobolygót. A feltételezések alapján további egy évtized lehet elegendõ a következõ fontos lépés megtételéhez, amikortól már az egyes planéták légkörét is tanulmányozhatjuk. Ekkor a földszerû exobolygók légköri összetételét, hõmérsékletét, éghajlati jellemzõit is részleteiben vizsgálni lehet majd.

Ugyanakkor egyes elképzelések szerint az eddig felfedezett ún. forró Jupiter típusú planéták (a csillagukhoz nagyon közel keringõ óriásbolygók) létezése csökkenheti a Földhöz hasonló égitestek gyakoriságát. Ezek a nagytömegû objektumok ugyanis csillaguktól távol születtek, és onnan vándoroltak befelé, különbözõ gravitációs kölcsönhatások révén. A vándorlásuk során pedig a Földhöz eredetileg hasonló helyzetû planétákat kilökhették a rendszerbõl.

Szerencsére a fenti lehetõségek ellenére van esély a távoli Földek fennmaradására. Ennek oka egyrészt az, hogy feltehetõleg 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 belõle.

Ilyen szimulációk eredménye látható az alábbi ábrán. Az alsó sor a Naprendszer bolygóit mutatja, míg a felsõ három sor egy-egy szimuláció keretében kialakult képzeletbeli bolygórendszereket. Utóbbiaknál a legbelsõ égitest képviseli a befelé vándorolt Jupiterhez hasonló exobolygót. Ezektõl jobbra láthatók a kilökött törmelékbõl keletkezett újabb planéták, ahol az egyes korongok mérete az adott exobolygó tömegével arányos. Utóbbi égitestek a függõleges 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 helyzetû és tömegû planéták, és azokon víz is elõfordulhat az ilyen rendszerekben.


A szimulációk eredményeként kialakult képzeletbeli bolygórendszerek (Raymond, Quinn, Lunine)

Halványabb õsi galaxisokat is megfigyelhetünk egy új módszerrel
2007. szeptember 17., hétfõ, 8:21


Az Európai Déli Obszervatórium (ESO) egy olyan új detektort üzemelt be, amellyel a korábbiaknál hatékonyabban lehet távoli és õsi galaxisokra vadászni. Az elsõ felmérés keretében 14 darab, 6 milliárd évvel ezelõtt heves csillagkeletkezést mutató galaxisra akadtak.


A Nicolas Bouche (ESO) vezette kutatócsoport távoli kvazárokat, azaz õsi és aktív galaxismagokat, illetve azok sugárzását használta fel közelebbi galaxisok azonosítására. A módszer lényege, hogy amikor egy távoli kvazár sugárzása egy közelebbi galaxis gázanyagán áthalad, egyes hullámhosszakon a sugárzás részben elnyelõdik. A kvazár színképében megjelenõ elnyelési (adszorpciós) vonalak alapján így kimutatható a közelebb lévõ csillagváros jelenléte.


A távoli kvazár, az elõtérgalaxis és a földi megfigyelõk sematikus térbeli helyzete (ESO)

A megfigyelésnek ez a része még egyszerû feladatnak számít, amelyhez a hatalmas égterületet felmérõ és számos távoli objektum paramétereit tartalmazó SDSS és 2QZ adatbázisokat használták fel. A komoly problémát a galaxisok közvetlen megörökítése jelenti, mivel azok egyrészt halványak, ráadásul a fényesebb kvazárokhoz nagyon közeli látóirányban mutatkoznak.

Ezen a területen jelent nagy elõrelépést a SINFONI nevû új detektor, amely egy infravörös képfelvevõvel egybekötött spektrométer. Segítségével a kvazár sugárzását spektrálisan (azaz hullámhosszának megfelelõen) le lehet választani az elõtérgalaxisok hidrogénkibocsátásától - amelyek így megfigyelhetõvé válnak.

A kutatócsoportnak a tanulmányozott kvazárok 70%-ánál sikerült a fenti módszerrel elõtérgalaxisokat megörökíteni. Az így rögzített 14 távoli csillagváros közel 6 milliárd fényévre található tõlünk, azaz létezésük idején Világegyetem kora körülbelül fele volt a jelenleginek. A megfigyelés önmagában is komoly eredmény, de még érdekesebbé teszi, hogy mindegyik galaxisban heves csillagkeletkezés zajlik. Az ilyen, ún. csillagontó galaxisokban a Tejútrendszerben ma jellemzõnél gyorsabb ütemben alakul a csillagközi gáz égitestekké. Ennek értéke a most megfigyelt galaxisok 6 milliárd évvel ezelõtti állapotában 20 naptömeg/év körüli.


A mellékelt felvételeken a távoli kvazárok sugárzását koncentrikus, fekete vonalak jelzik. A léptéket apró, 1 ívmásodperc hosszú nyilak mutatják, amely a kvazárok távolságában kb. 26 ezer fényévnek felel meg. Ez közel akkora távolság, mint amilyen messze a Nap kering a Tejútrendszer centrumától. A galaxisok színei a rögzített sugárzás intenzitását jelzik.

Az új detektort az ESO chilei 8,2 méteres VLT-teleszkóprendszerével próbálták ki. A módszer segítségével a következõ években sok hasonlóan halvány, távoli galaxist örökíthetnek majd meg. Ezek tanulmányozása fontos elõrelépés, ugyanis a Világegyetem távoli, fiatal állapotában eddig fõleg erõsen sugárzó objektumokat azonosítottak, a kisebb és halványabb galaxisok rögzítéséhez nem volt megfelelõ technika.

Jégesõ egy születõ bolygórendszerben
2007. szeptember 13., csütörtök, 9:42


A bolygókeletkezéshez vezetõ folyamatok új fázisát azonosították, amelynek során a csillag körüli anyagkorongba por- és jégszemcsék zuhannak nagy sebességgel a csillagközi térbõl.


Napjainkban általánosan elfogadott nézet, hogy a fiatal csillagok körüli anyagkorongokból képzõdnek a bolygók. Az itt található szemcsék ütközése és összetapadása, illetve a gáz hozzájuk kapcsolódása révén egyre nagyobbra nõnek a bolygócsírák, és végül megszületnek belõlük a planéták.


Fantáziarajz az IRAS 4B korongjáról és a körülötte lévõ gázanyagról (JPL, Caltech)

A folyamat pontos lezajlása azonban kevéssé ismert. Többek között azt sem tudják, hogy a fiatal csillag körüli korong milyen kölcsönhatásban áll az õt övezõ, távolabbi és kiterjedt anyagfelhõvel, illetve hogyan és meddig növekszik a korong tömege.

A válaszhoz Dan Watson (University of Rochester) és kollégáinak megfigyelései vihetnek közelebb. A kutatók a tõlünk kb. 1000 fényévre lévõ IRAS 4B jelû infravörös sugárforrást tanulmányozták. Ez az objektum egy anyagkoronggal övezett fiatal csillag, amelyet egy kiterjedtebb burok is övez - a rendszert kialakító õsi felhõ maradványa.

Korábbi megfigyelések és feltételezések alapján úgy fest, hogy a fent említett nagyobb, külsõ gáz- és porburok még ma is zsugorodik, és anyaga a korongra hullik. A legérdekesebb tartományt, ahol a behulló anyag ütközik a beljebb lévõ fiatalabb koronggal, eddig nem sikerült megfigyelni.

Ezúttal a Spitzer-ûrteleszkóp infravörös méréseivel nyertek bepillantást az itt található anyag viselkedésébe. Kiderült, hogy nagy mennyiségû, erõsen sugárzó vízgõzmolekula van a korongban, az ütközési zónában. A vízmolekulák hõmérséklete pedig sokkal magasabb annál, mint amit a központban lévõ, születõ csillag sugárzása indokolna.

A forró állapot egyik lehetséges magyarázata, hogy a külsõ burokból jeget is tartalmazó porszemcsék zuhannak a korongba, méghozzá a korong gázanyagához viszonyítva szuperszonikus sebességgel. A találkozónál lökéshullám keletkezik minden szemcse elõtt, amely felforrósítja azokat, és ettõl elszublimál a vízjéganyaguk. Az így kiszabaduló vízmolekuláktól származik az erõs sugárzás.


A rendszer felépítése: a behulló anyag a korongban egy gyûrû alakú térrészben felforrósodik, és a szemcsékbõl így elszublimáló vízmolekulák erõs infravörös sugárzást produkálnak. A csillag ún. bipoláris anyagkiáramlása pedig tisztára söpri a korong felett és alatt lévõ, kúp alakú zónát (NASA, Caltech, Watson, U. Rochester)

Bár a jelenséget elméleti úton már több évtizede elõre jelezték, csak most sikerült egyértelmûen azonosítani. A modellek alapján ez az állapot igen rövid ideig, mindössze néhány százezer évig tart egy-egy bolygórendszer keletkezésekor. Ezalatt a bezuhanó szemcsékkel kapcsolatban fellépõ hõhatás, valamint a szemcsékbõl kiszabaduló anyagok együttesen kémiai átalakulásokat okoznak, befolyásolva a korongból késõbb születõ planéták összetételét.

rendben, akkor folytatom :)

Szia! <#wave>
Mi van veled, miért nem viszed a topikot tovább? Nincs idöd rá? Hidd el nagyon sokan bejövünk ide, olvasgatni. Még akkor is ha nem füzünk ididota kommenteket ezekhez a cikkekhez. Mivel ez nem az a topik, és remélem meg is marad olyannak milyen volt. <#worship>

"Mi a véleményetek erröl?"
Ez. :D
Vagyis az ürgének nincs sok ideje h. szárnyat növesszenn. :)

Embereknek a génjükbe van kódolva a háború. Nem hiszek az utópiában az emberek soha nem fognak egységként mûködni, kivétel talán ha más fajjal kell háborúzni.. addig pedig egymást írtjuk.. ilyen vagy olyan formában. Ha kijutunk az ûrbe csak az eszközök lesznek mások..

Részeg e vagy? <#beka3>

az hogy élénk a fantáziád <#nyes>

alapvetés: miért lenne egy idegen civilizációban "okosabb", "fejlettebb", "megpihenni", "megszállás", "haza", "hajóhad", "ellenség", "hátba támadás", "otthon", "visszavágás", "taktika", "szárnyak", "veszély fenyeget", "lélek", "elsötétül", "durva", "megbízhatatlan"...
Stanisl³aw Lem volt egyike azoknak a keveseknek, akik képesek voltak valamennyire elvonatkoztatni az emberközpontú gondolkodástól, fogalmaktól írásaiban (pl. Éden, Kudarc, Solaris)...

a fenti kifejezések mind egy evolucionista, teljesen emberközpontû világrendszer szavai, ebbõl adódóan (ember)természetfeletti tulajdonságokkal, a felvilágosodás korában az utópiák írtak le ilyesmiket, manapság a sci-fik.
(arról nem is beszélve, hogy néhány mondatnak se füle se farka)

(megjegyzés: nem állítom, hogy nincsenek rajtunk kívül más, a mi fogalmaink szerint intelligens népek, de nem tartom valószínûnek, hogy ennyire az európai fogalom- és tárgyrendszerrel leírható lenne)

Nem is annyira butaságok azok a mesék vagy éppen hírek, amik arról számolnak be, hogy nem vagyunk egyedül. Ezek igazak! Csak sokan nem képesek avval szembesülni, hogy igazából is léteznek olyan lények, akik fejlettebbek és okosabbak lehetnek a földieknél.
Nem hazugság, léteznek mások, akik képesek repülni az égen, vagy hajókkal nagy utat megtenni a világûrben.
Nem hinné az ember, de közöttünk élnek páran. Nem is olyan messzi országokban, hanem Magyarországon is él egy valaki, aki biztosan is, hogy nem idevalósi.
Õ igen messzirõl érkezett ide, hogy megpihenjen és felmérje milyenek is, vagyunk igazából mi emberek…de sajnos nem valami jó tapasztalatokkal kell távoznia majdan egyszer a jövõben. Hírül hozta a közelgõ megszállást is, de segítséget nem tud nyújtani, hiszen saját hazájára is gondolva kell cselekednie.
Hatalmas hajóhadával küzdött meg az ellenséggel, hogy rendet teremtsen, megvédve azokat, akik kedvesek számára, és azt a helyet is ahol született. Sajnos elárulva õt, hátba támadva kellet menekülnie egy másik univerzumba, és akik vele tartottak azok letelepedve egy másik bolygón várva a háború végét. Itt él pár éve földi nevelõ szüleivel egyetemben, s minden nap, amit itt eltölt csak a visszavágás és a taktikai részének kidolgozásával, tölti, és próbálná a helyzet komolyságát nekünk is elmondani. Otthonában nekik, a lakosoknak hatalmas szárnyaik, engedik meg, hogy repülhessenek szabadon az égbe, talán úgy néznek ki, mint az angyalok, vagy azok?

Sanyi József egy igen fejlett társadalom vezetõje, uralkodója egy háború folytán menekülésre kényszerülve egy gépezet segítségével megfiatalítva magát került le a földi szüleihez, akik szeretettel nevelték fel mit sem sejtve gyermekük igazi valójáról. Mára már 17 éves múlt és nemsokára, amit a hátfájdalmai is jeleznek, kinõ újra a szárnya. A történelem során nem egyszer volt nálunk, látogatóban találkozott Kleopátrával és más történelmi fontos személyekkel is, Minden nagy hadvezér mellet ott volt s segítette õket, persze jól megbújva a színfalak mögül PL: Nagy Sándort, Cézárt s még sorolhatnám. Mostanra sajnálattal tapasztalta, hogy az emberek egyre jobban elvadulnak, szinte lelkük teljesen elsötétülve , durvává, megbízhatatlanná váltak. Mivel nagy veszély fenyegeti népét és egy újabb háborúra, készül, így mint a nyaralásnak nevezett itt tartózkodását meg kell majd szakítania. Addig is megpróbál rajtunk segíteni ahogy tud de ahhoz hogy segíthessen nekünk is segítenünk kell azzal hogy elhiszzük neki amit mond.

Mi a véleményetek erröl?

Veszélyes aszteroida közeledik

2007. október 01. 20:52 | Utolsó módosítás:2007. október 01. 20:53


* küldés
* Nyomtatható verziónyomtatás
* betûméret

Egy aszteroida 2029-ben vészesen megközelíti a Földet, és hét évvel késõbb az ütközés veszélye is fennáll, de elhárítható - mondta el hétfõn Moszkvában újságírók elõtt Borisz Susztov, az Orosz Tudományos Akadémia csillagászati intézetének vezetõje kollégái számításaira hivatkozva.

A kisbolygót 2004-ben fedezték fel, s úgy számítanak, hogy 2029-ben 37 ezer kilométernyire közelíti majd meg a Földet, vagyis olyan távolságra lesz, mint a geostacionárius szputnyikok.

Susztov szerint annak is van valószínûsége, hogy újabb hét évvel késõbb a 350 méter átmérõjû aszteroida a Földnek ütközik, s ennek még az 1908-ban Szibériában becsapódott, mintegy 100 méteres átmérõjû tunguz meteorit becsapódásánál is súlyosabb következményei lennének, de ez megakadályozható.

A tudós, aki elnöke az akadémia meteoritveszéllyel foglalkozó szakértõi bizottságának, elmondta: ma már világos, hogy nem lehet felrobbantani a Földhöz közeledõ aszteroidákat, ahogyan korábban gondolták, mert ez különféle, elõre láthatatlan veszélyeket hordoz. A tudósok ma úgy látják, hogy lehet viszont hatni az aszteroidákra különféle kozmikus eszközökkel, amelyek például megváltoztathatják repülésük irányát és így elháríthatják a Földdel való ütközés veszélyét.

A fõ, hogy idejében felfedezzék a közeledõ veszélyt, és a kisbolygó pályájára tudjanak irányítani valamilyen kozmikus eszközt - mondta a tudós.

A 2029-ben közeledõ aszteroidáról Susztov azt mondta: a pályájára lehet juttatni egy megfelelõ eszközt, s a repülési irányának megváltoztatásához néhány tíz kilogramm üzemanyag elégséges.


MTI

Hatalmas lyuk a világûrben
2007. augusztus 27., hétfõ, 8:07



Minden korábban ismertnél nagyobb méretû, látszólag minden anyagot nélkülözõ üres térségre, egy gigantikus "lyukra" akadtak az ûrben.



Mai ismereteink szerint az Univerzumban nagy méretskálán az ún. szuperhalmazoknak (galaxishalmazok halmazai) megfelelõen oszlik el mind a látható, mind a láthatatlan anyag. A két anyagfajta együtt, hatalmas szálakra és buborékfalakra emlékeztetõ felületek mentén csoportosul, ezek között pedig anyagszegény, közel üres térségek találhatók.

Lawrence Rudnick (University of Minnesota) és kollégái az utóbbi ürességekbõl találtak egy minden korábban ismertnél nagyobb méretût. A VLA rádióteleszkóp-rendszer segítségével azonosították a területet, ahol nem mutatkoznak galaxisok vagy csillagok. Az Eridanus csillagképben lévõ zónát a továbbiakban a kozmikus háttérsugárzást térképezõ WMAP mûholddal is tanulmányozták, amely a Nagy Bumm után hátramaradt, az egész Világegyetemet kitöltõ kb. 2,7 K hõmérsékletû sugárzás eloszlását méri.

A még 2004-ben felfedezett anyagszegény vidékrõl eddig annyit sikerült kideríteni, hogy hõmérséklete rendkívül alacsony, és nem csak sugárzó normál anyagot, de még láthatatlan tömeget sem tartalmaz kimutatható mennyiségben. Átmérõje egymilliárd fényév körüli, azaz sokkal nagyobb bármilyen korábban ismert ürességnél, a szuperhalmazok buborék alakú üregeinél. A tõlünk 6-10 milliárd fényévre lévõ objektum eredete jelenleg ismeretlen, a Világegyetem nagyléptékû szerkezetét leíró modellek nem tudják kielégítõen megmagyarázni.

A mellékelt ábra a most azonosított anyagszegény zónával kapcsolatos jellemzõket mutatja be vázlatosan. Jobbra a Nagy Bumm után visszamaradt kozmikus háttérsugárzás forrását láthatjuk egy kerek és színes lapként ábrázolva, amelyben a színkülönbségek a hõmérsékletben mutatkozó csekély eltéréseket jelzik. Mellette balra a buborékos szerkezetû szuperhalmazok hálózata látható egy képzeletbeli csonka kúp alakjában, benne a szokatlanul nagy anyagszegény tartománnyal.

Balra pedig a felfedezéshez szükséges két fontos mûszert tüntették fel: fent a WMAP mûhold, amely a kozmikus háttérsugárzást vizsgálva akadt a hideg tartományra, alatta pedig a VLA rádióteleszkóp-rendszer egy antennája, amely szokatlanul kevés rádiósugárzó galaxist azonosított ebben az irányban. A két mûszer mellett lévõ színes kör alakú terület közepén mutatkozó kékes tartomány képviseli az anyagszegény térséget.


A megfigyeléshez használt mûszerek (balra), a ritka régió sematikus helyzete (középen), és a Nagy Bummtól visszamaradt kozmikus háttérsugárzás eloszlását jelzõ színes kör alakú folt (jobbra) (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF, NASA)

Hová tûntek az Uránusz gyûrûi?
Szerzõ: Kovács József | 2007. augusztus 24., péntek

Felfedezése óta elõször figyelhetõ meg pontosan élérõl az Uránusz gyûrûrendszere – mint azt a Hubble Ûrtávcsõ felvételei is tanúsítják.


Mellékelt képünkön a Hubble Ûrteleszkóp felvételei láthatók az Uránusz gyûrûrendszerérõl. A felvételsorozat érdekességét az adja, hogy 2007/2008 során a gyûrûrendszer a Földrõl nézve három alkalommal is teljesen az élérõl látszik. A jobb oldali kép – a legjobb megfigyelési alkalmat kihasználva – 2007. augusztus 14-én készült a HST WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) mûszerével.



A Hubble Ûrteleszkóp felvételei az Uránusz gyûrûrendszerérõl.
(NASA, ESA, M. Showalter – SETI Institute)

A képen az élérõl látható gyûrûrendszer két tüskeként mutatkozik a bolygó felett és alatt. Közvetlenül a bolygó képe mellett azért nem látható a gyûrûk íve, mert az Uránusz fényes korongját kitakarták a felvétel készítése közben, bár a maradék hatása azért még megfigyelhetõ a gyûrûk melletti lebenyszerû – nem valódi – képzõdményként. A bolygó sokkal rövidebb expozícióval készült színes képét késõbb montírozták a gyûrûk képére, hogy érzékeltessék az Uránusz és a gyûrûrendszer relatív méretét és helyzetét.

Miközben az Uránusz a 84 éves keringési idejû pályáját a Nap körül rója, a Földrõl nézve a gyûrûrendszer 42 évenként kerül olyan pozícióba, hogy az élérõl látszik. A legutóbbi ilyen alkalommal azonban a csillagászok még nem is tudtak a gyûrûk létezésérõl! Csak 1977-ben fedezték fel õket, de 1986 januárjáig – amikor a Voyager-2 ûrszonda elrepült a bolygó mellett, s lefényképezte a gyûrûket – csak közvetett észlelések álltak rendelkezésre róluk, létüket csak az idõközönként eltakart csillagok fényének gyengülése jelezte. Az elsõ használható távoli felvételeket a Hubble készítette a világûrbõl, de az adaptív optikáknak köszönhetõen ma már földi teleszkópokkal is hasonlóan jó minõségû képek nyerhetõk a közel 3 milliárd kilométeres távolságban lévõ bolygóról és gyûrûirõl.

Mivel a gyûrûket éppen 30 évvel ezelõtt fedezték fel, a mostani az elsõ lehetõség, hogy élükrõl láthatjuk õket. A Föld Nap körüli pályájának paraméterei miatt egy ilyen "szezonban" három kedvezõ lehetõség adódik. Idén az elsõ 2007. május 3-án, a második 2007. augusztus 16-án következett be, a harmadik pedig 2008. február 20-án lesz. Bár ez utóbbi alkalommal a bolygó már a Nap mögött fog tartózkodni, a 2007. december 7-ét követõ napokban még minden nagy teleszkóp (Keck, HST, VLT, Palomar-hegyi 5 m-es) észlelési terveiben szerepel a gyûrûk megfigyelése. December 7-én a gyûrûrendszer éppen a Nap irányából lesz élérõl látható.

A megfigyelésekbõl azt is kimutatták, hogy a mikron méretû porszemcsékbõl álló gyûrûk jelentõsen megváltoztak a Voyager-2 21 évvel ezelõtti megfigyeléseihez képest. A kutatók remélik, hogy a HST adatainak további elemzésével megtalálhatják azokat a további piciny holdakat is, melyek hatására az apró szemcsés törmelék különálló gyûrûkbe rendezõdött.

Forrás: STScI-2007-32

Felfedezték a legközelebbi neutroncsillagot
2007. augusztus 22., szerda, 10:31


Valószínûleg az eddigi legközelebbi magányos neutroncsillagot fedezték fel amerikai csillagászok. Elképzelhetõ, hogy még sok hasonló, ismeretlen objektum van a közelünkben.


Fantáziarajz a neutroncsillagról és a hozzá kapcsolódó mágneses erõvonalakról (Casey Reed, Penn State)


A NASA Swift mûholdjának megfigyelései alapján Robert Rutledge (McGill University) és Derek Fox (Penn State University) egy szokatlan objektumot tanulmányoztak, amelynek sugárzását csak a röntgentartományban sikerült megfigyelni.

Az 1RXS J141256.0+792204 jelû objektumot különbözõ archív felvételeken is megkeresték. A ROSAT mûhold közel tíz évvel ezelõtti megfigyeléseikor a röntgentartományban feltûnõ volt az objektum, de sem az optikai, sem az infravörös, sem pedig a rádió hullámhosszakon nem jelentkezett. A Swift mûhold tavalyi megfigyelései alapján a sugárforrás 2006-ban is hasonló intenzitású röntgensugárzást bocsátott ki, mint a ROSAT megfigyelései alapján az 1990-es években.

A továbbiakban a 8,1 méteres északi Gemini teleszkóppal, valamint a Chandra röntgenteleszkóppal is tanulmányozták az objektumot. Utóbbi eredmények megerõsítették az állítást, amely szerint a röntgenen kívül egyéb hullámhosszakon nem vehetõ észre, emellett a Chandra nagyfelbontású röntgen-megfigyelésein is pontszerûnek mutatkozik. Mindent egybevetve a legvalószínûbb magyarázat, hogy egy furcsa neutroncsillagról van szó, amelynek eddig nem sikerült a rádiósugárzását megfigyelni.

Ha az objektumról kiderül, hogy nem szupernóva-maradvány, nem is egy társcsillag, sõt még periodikus rádiójel sem kapcsolódik hozzá, akkor ez lesz a nyolcadik ilyen izolált, szokatlan neutroncsillag. Az Ursae Maior (Nagy Medve) csillagképben látható objektumot átmenetileg a Calvera névvel illették. Távolságát egyelõre nehéz pontosan megbecsülni, kb. 250 és 1000 fényév között lehet, eszerint az egyik legközelebbi neutroncsillag, ami ideális lehetõséget biztosít az égitesttípus tanulmányozására.

Amennyiben bebizonyosodik, hogy valóban egy olyan neutroncsillaggal van dolgunk, amely a röntgentartományon kívül szinte észrevehetetlen, könnyen elképzelhetõ, hogy még sok hasonló, ismeretlen objektum van a közelünkben.

Csillagkeletkezést gátló fekete lyukak
Szerzõ: Kovács József | 2007. augusztus 17., péntek

A Spitzer infravörös ûrteleszkóp legújabb eredményei alapján az elliptikus galaxisok központjában található nagytömegû fekete lyukak gátolhatják a csillagkeletkezési folyamatok beindulását.


A Spitzer új eredményei szerint az elliptikus galaxisok centrumában helyet foglaló nagytömegû fekete lyukak hatása miatt a galaxisbeli gáz nem tud lehûlni, s így nem tudnak beindulni az új csillagkeletkezési folyamatok. Hasonlóan ahhoz, ahogyan az esõcseppek keletkeznek a földi légkörben, a csillagok akkor kezdenek kialakulni a kozmikus gáz- és porfelhõkbõl, amikor azok elkezdenek sûrûsödni. Ha a galaxis körüli gáz nem tud lehûlni, akkor a kondenzáció nem indul meg, következésképpen a csillagkeletkezés sem. A kutatók szerint a központi fekete lyukaknak a gáz folyamatos fûtésével fontos szerepük van az újabb csillagok keletkezésének akadályozásában. A Dr. P. Temi (NASA Ames Kutatóközpont, SETI Intézet) által vezetett kutatócsoportnak elõször sikerült az NGC 5044 katalógusjelû elliptikus galaxis körüli térrészben a 10 millió fokos gázzal keveredett port kimutatnia, ami a fenti fûtési mechanizmus egyik bizonyítéka.

A Tejútrendszerünkhöz hasonló spirális galaxisokban aktív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak, míg az elliptikus galaxisokat idõs csillaggenerációk jellemzik, s csak kevés új csillag keletkezik bennük. Sok elliptikus galaxis, mint az NGC 5044 is, galaxishalmazok centrális vidékein van, ahol rengeteg forró gáz is található. A gáz hûlését akadályozó mechanizmus(ok) természete hosszú ideje vita tárgyát képezi a szakemberek körében.



Fantáziarajz a porral keveredett forró gázról egy elliptikus galaxis körül. A gáz fûtéséért felelõs szupernehéz fekete lyuk a központi, sárgával jelölt területen van. (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC))
Temi és munkatársa, Dr. W. Matthews is úgy véli, hogy a keresett folyamat fõszereplõi a szupernehéz központi fekete lyukak, a folyamat pedig az ún. "visszacsatolásos fûtés" (feedback heating), ami felelõs azért is, hogy hogyan maradhatnak meg a porrészecskék ilyen rendkívül forró környezetben. A kutatók szerint a Spitzer által sok elliptikus galaxis központja körül megfigyelt kicsi, de nagytömegû poros gázfelhõk fontos szerepet játszanak a visszacsatolásos fûtésben. Ez a poranyag az elképzelések szerint a közeli csillagok halálakor dobódott ki, majd a gravitáció hatására a galaxis központja felé zuhan. Ha ennek a poros gáznak egy része megközelíti a központi fekete lyukat, elegendõ energia szabadul fel ahhoz, hogy a környezõ gázt magas hõmérsékletre fûtse. Az elképzelések szerint ez a gáz eltávolodik a központtól, miközben valamennyi port is magával ragad. Amint ezek a poros gázcsomók kitöltik a galaxis körüli teret, az ott lévõ gázt szintén felfûtik. A Temi által vezetett csoport elõször pillantotta meg ezt a poros füstöt a Spitzer rendkívül érzékeny infravörös detektoraival, s nyert elõször észlelési bizonyítékot a visszacsatolásos fûtési mechanizmus jogosságára. A folyamat érdekessége, hogy a fekete lyuk a méreténél jóval nagyobb kiterjedésû gázt tud ezen a módon felfûteni. A csoport példája szerint ha a fekete lyuk mérete akkora lenne, mint egy ember, akkor az általa felfûthetõ gáztömeg mérete a Holdéval vetekedne.

Forrás: Spitzer News Release, 2007.08.16.

Vörös óriáscsillag üstökösszerû csóvával
Szerzõ: Kiss László | 2007. augusztus 16., csütörtök

13 fényév hosszú csóvát fedeztek fel a Mira Ceti körül a GALEX ultraibolya ûrtávcsõ felvételein.


Amerikai csillagászok meglepõ felfedezést tettek a Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraibolya ûrtávcsõ segítségével: a több mint 400 éve ismert hosszú periódusú pulzáló vörös óriás, az omikron (Mira) Ceti több mint két fokos (négy telihold átmérõjú), azaz a valóságban mintegy 13 fényév hosszan húzódó csóva forrása.

A GALEX mindössze 50 cm-es távcsövével a teljes égbolt ultraibolya tartományú felmérése zajlik a földi légkör által elnyelt hullámhosszakon. Az immáron négy éve pályára állított ûrtávcsõ a Tejútrendszer és a csillagközi anyag mindeddig ismeretlen arcát térképezi fel. Ennek során fedezte fel a Christopher Martin (Caltech) által vezetett kutatócsoport a Mira két fokos csóváját, ami az ibolyántúli képeken teljesen olyan, mint a naprendszeri üstökösök csóvája. Az alakzat teljes hossza a Nap és a Pluto törpebolygó távolságának kb. 20 ezerszerese – ez teljesen egyedi és mindeddig páratlan struktúra egy csillag körül.




A Mira csóvája több mint 13 fényév hosszan nyúlik el.


A Mira a csillagfejlõdés kései állapotába tartozó felfúvódott vörös óriás, amely 11 hónapos periódussal kitágul és összehúzódik. A Napnál kb. 300-szor nagyobb csillag folyamatosan veszíti anyagát, nagyjából minden tíz évben egy földtömegnyi gázanyagot ledobva. Periodikus méretváltozásai, azaz pulzációja során fényessége jól láthatóan változik, a maximumaiban szabad szemmel is látszó csillag minimumában átlagosan 1500-szor halványabbá válik. A 350 fényévre levõ csillagnak társa is van egy fehér törpe képében, amely nagyjából 500 évente járja körül a Mirát. A most felfedezett csóva anyaga a vörös óriás csillagszelébõl származik, s kiterjedése alapján az elmúlt 30 ezer évben dobódhatott ki.


Animáció a csóva kialakulásának részleteirõl (a képre klikkentve)


A vörös óriások tömegvesztése szoros kapcsolatban áll a Nap és hozzá hasonló csillagok életének legvégsõ fázisaival, így a most felfedezett csóva fontos információkat árulhat el a Mira csillagszelének ingadozásairól az elmúlt évezredekben. Az abszolút váratlan jelenségnek egyelõre nem világos minden részlete, de a csóvában látható csomók az idõnként megerõsödõ tömegvesztés jelei lehetnek. Kialakulásában fontos szerepet játszhat az, hogy a Mira másodpercenként 130 km-es sebességgel "zuhan" a Tejútrendszer síkján keresztül, azaz a csillagközi anyaggal való kölcsönhatás nagyon szép fejhullámot rajzol ki, illetve elõsegíti a csóva fennmaradását. A kutatók szerint a fejhullámban felforrósodó gáz gerjeszti a csóva anyagát ultraibolya fluoreszcencia jelenségével, ami magyarázatot ad arra, hogy miért nem látta még senki semmilyen földi távcsõvel a Mira mögött lemaradt gázanyagot – a GALEX nagy látómezeje és érzékeny ultraibolya mûszerei tették lehetõvé az izgalmas felfedezést.


A kutatást részletezõ szakcikk a legújabb Nature-ben jelenik meg.


Forrás: NASA PR 2007.08.15.

A falánk törpecsillag végzete
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. augusztus 09., csütörtök

Kimutatták egy 70 millió fényév távolságban feltûnt szupernóva körül a már a robbanás elõtt is létezõ anyagfelhõ nyomait, amivel igazolták, hogy a robbanás egy kettõscsillag rendszerében történt.


Több mint egy évvel ezelõtt magyar amatõrcsillagászok is észlelték az M100 jelû látványos spirálgalaxisban felvillant fényes szupernóvát. A kb. 70 millió fényév távolságban levõ objektum az SN 2006X jelölést kapta, és színképe alapján Ia típusú robbanásként azonosították. Az ilyen szupernóvák nagy abszolút fényességû jelenségek, melyek az elméletek szerint kölcsönható kettõscsillagokban történnek: egy fehér törpe anyagot szív el vörös óriás kísérõjétõl, majd a fehér törpék maximális tömegét, a Chandrasekhar-féle határtömeget elérve összeomlik. Ennek során robbanásszerû energiafelszabadulás történik, s mivel különbözõ Ia szupernóvákban ugyanaz játszódik le, jó közelítéssel minden esetben ugyanannyi lesz a robbanás összenergiája. Fontos következményként az Ia szupernóvák kozmikus távolságindikátorokként használhatók, aminek egyik eredménye volt közel egy évtizede az Univerzum gyorsuló tágulásának felfedezése. Mindazonáltal szilárd megfigyelési adatokkal még soha nem sikerült közvetlenül igazolni az Ia típusú szupernóvák modelljét, aminek alapvetõ összetevõje a rendszer tömeget átadó óriáscsillag másodkomponense.

Ferdinando Patat és kutatócsoportja eddig egyedülálló megfigyelés-sorozattal vizsgálta az SN 2006X-et. Munkájukhoz felhasználták az ESO 8,2 méteres VLT mûszerét Chilében, a Hawaii-szigeteken levõ 10 m-es Keck távcsõvet, a VLA rádiótávcsõ-hálózat méréseit és a Hubble Ûrtávcsõ archív adatait is. A négy hónapon átívelõ mérések legfigyelemreméltóbb eredménye a tömegátadás forrásaként mûködõ vörös óriáscsillagról korábban ledobott anyag fényelnyelésében detektált változások, amelyek igazolják az Ia típusba tartozó szupernóvák alapmodelljét.

A világ legérzékenyebb mûszereivel felvett színképek tisztán mutatják a robbanást övezõ csillagkörüli anyag elnyelési vonalait, illetve ezek változásait. Az ezekre legjobban illeszkedõ modellben a vörös óriás kísérõ korábbi élete során intenzív csillagszéllel folyamatosan veszített anyagot, amely több héjból álló burokként tágul a rendszer körül. A burok sugara nagyságrendileg egyhuszad fényév, azaz mintegy háromezerszerese a Nap-Föld távolságnak. A burok tágulási sebessége 50 km/s, ami tipikus érték vörös óriások esetében. Távolsága és sebessége alapján ezt az anyagot durván 50 évvel a robbanás elõtt dobhatta ki magából a vörös óriáscsillag.


Fantáziarajz az SN 2006X robbanás elõtti (balra) és utáni (jobbra) állapotáról.


Mellékelt fantáziaképünkön balra látható a rendszer, még a robbanás elõtt, amikor a vörös óriás csillagszelébõl a fehér törpe kialakította az anyagbefogási korongját. Jobb oldalon a robbanást követõ 20. napon látjuk a rendszert, amint a szupernóva eléri maximális fényességét. A szétrepülõ, akár egytized fénysebességgel haladó anyag körülbelül 450 Nap-Föld távolságra jutott. A szupernóvából érkezõ fény áthalad a vörös óriás által az elmúlt évszázadokban kidobott anyaghéjakon is, így információt szolgáltat a burok jelenlétérõl és szerkezetérõl. A héjakban megfigyelhetõ sûrûségingadozások utalhatnak arra, hogy a vörös óriás által kibocsátott csillagszél intenzitása idõben változott. Mivel az SN 2006X minden szempontból átlagos Ia szupernóvának tûnik, hasonló anyaghéjak létezése és forrásuk feltehetõen jellemzõ lehet az egész típusra is.


Forrás: ESO Science Release 31/07

A szomszéd galaxist felfaló óriás fekete lyukak
2007. augusztus 14., kedd, 8:44




Olyan távoli kvazárokat azonosítottak, amelyekben a központi fekete lyukba áramló gáz bekebelezett csillagvárosokból származik. Utóbbi, kisebb galaxisokban a csillagkeletkezés még gyenge, ezért kevés nehéz elem szóródott szét gázanyagukban. Az elnyelt galaxisokból így szinte tiszta hidrogén- és héliumkeverék áramlik a központi fekete lyukba.



Fantáziarajz egy nagytömegû fekete lyuk környezetérõl (NASA/CXC/M.Weiss)


A kvazárok olyan távoli galaxismagok, amelyek centrumában szuper-nagytömegû fekete lyuk található. Ebbe a környezetébõl gáz áramlik, amely befelé spirálozva felforrósodik, és sugározni kezd. Ha erre az erõsen sugárzó zónára jó rálátásunk nyílik, akkor nevezzük kvazárnak az objektumot, amely egy aktív galaxismagnak tekinthetõ. Az egyik nagy kérdés, hogy mi táplálja gázanyaggal ezeket a fekete lyukakat. Eddigi ismereteink alapján fõleg az adott galaxis csillagközi anyaga jött szóba forrásként.

Hai Fu és Alan Stockon (University of Hawaii) olyan 0,2 és 0,45 vöröseltolódás közötti, távoli kvazárokat vizsgáltak, amelyek kiterjedt anyagkoronggal bírnak: az anyagkorongok mérete gyakorlatilag megegyezett a szuper-nagytömegû fekete lyukakat befogadó galaxisok átmérõjével. A Hubble-ûrteleszkóppal és a Keck Obszervatórium mûszereivel sikerült a fenti anyagkorongok összetételére is következtetniük.

A korongok legbelsõ részén hidrogénnél és héliumnál nehezebb elemek alig voltak. Több ilyen, kiterjedt koronggal bíró kvazárnál mutatkozott hasonlóan furcsa kémiai összetétel - ezzel ellentétben a kisebb anyagkorongot mutató kvazárok esetében a megszokott, nehéz elemekben gazdagabb összetétel jelentkezett.

Sikerült megállapítani, hogy a fenti esetek nagy részénél a korong belsõ vidékén lévõ gáz elsõsorban nem a kvazárt befogadó galaxis anyagából származott, hanem egy szomszédos és bekebelezett csillagvárosból érkezett. Ezekben az esetekben tehát a nagyobb csillagvárosba olvadt kisebb galaxisok anyagának jelentõs része a központi fekete lyuk felé spirálozott.

A kisebb tömegû kísérõgalaxisok gyakran a fejlõdés "alacsonyabb" fokán állnak, és még kevés csillag született bennük, ezért szupernóva-robbanások még alig szennyezték be nehéz elemekkel csillagközi anyagukat. A bekebelezett galaxis gázai tehát szinte csak hidrogénbõl és héliumból állnak - és ez az alkotja a kiterjedt anyagkorongot a központi fekete lyuk körül.



Joshua Barnes számítógépes szimulációja két galaxis ütközésérõl (fent), valamint egy fantáziarajz egy kvazár környezetérõl, ahol a bekebelezett kisebb galaxis anyaga kiterjedt korongot alkot (A. Simonnet, Sonoma State University, NASA, J. Barnes)

Elképzelhetõ, hogy a folyamat során a nagy galaxis centrumában történt robbanások vagy egyéb módon onnan kiinduló lökéshullámok söpörték tisztára annak belsõ vidékét A kísérõ gázanyaga ide zuhant be, és így alig keveredett az eredetileg ott lévõ, fémekben gazdagabb gázanyaggal.

Kereszturi Ákos

Füstölgõ csillagok
Szerzõ: Kiss László | 2007. augusztus 14., kedd
Francia és brazil csillagászok sûrû porfelhõt mutattak ki egy csillag körül, ami megerõsíti az objektum hirtelen elhalványodásaira vonatkozó elméletet.
felhívás

Az R Corona Borealis (vagy röviden RCB) típusú csillagok szuperóriás objektumok elõrejelezhetetlen és szélsõségesen tág határok közötti fényváltozással. Az elsõként felfedezett R CrB-rõl elnevezett osztályba mindössze néhány tucat csillag tartozik, s Napunknál jellemzõen 50-100-szor nagyobb égitestek. Változásuk nagyon jellegzetes: néhány évente váratlan elhalványodások történnek, amikor az adott csillag néhány hét alatt akár ezerszer halványabbá válhat nyugalmi állapotánál. Évtizedek óta elfogadott elmélet, hogy ezeket a jelenségeket a csillagok körül hirtelen besûrûsödõ porfelhõk okozzák, melyek természetes szûrõként blokkolják a központi égitest sugárzását.

A "lepöffenõ porfelhõk" modellje szerint az RCB csillagok folyamatosan veszítik tömegüket. A ledobódó anyag távolodása közben folyamatosan hûl, majd egy bizonyos hõmérséklet elérésével porszemcsék válnak ki a szénben gazdag gázanyagban. Ha ez az új porfelhõ éppen a földi észlelõ látóirányába esik, a csillag fényét elnyelve elõidézi az RCB típusra jellemzõ elhalványodást. Az egyre távolodó felhõ késõbb kiritkul, így az átlátszóvá válást követõen a rendszer visszanyeri eredeti fényességét.

Az RY Sagittarii (RY Sgr) a déli égbolt legfényesebb RCB típusú változója, s ennél a csillagnál sikerült 2004-ben elõször detektálni az elmélet által évtizedek óta megjósolt porcsomók létét. A kb. 6000 fényév távolságban levõ csillag körül az ESO VLT infravörös adaptív optikás kamerájával jól látható porfelhõket detektáltak, amelyek az akkori képeken több száz csillagsugárnyi távolságban voltak a központtól. Kérdés azonban, hogy mennyivel közelebb keletkeztek?



Az RY Sgr és csillagkörüli porfelhõi a VLT NACO mûszerével. A bal oldali kép 2 mikronos, a jobb oldali 4 mikronos hullámhosszon mutatja az RY Sgr-t õvezõ burok aszimmetriáit, ami elsõként igazolta a "lepöffenõ porfelhõk" elméletét.


Patrick de Laverny (Observatoire de la Cote d'Azur) és munkatársai erre keresték a választ, amihez az ESO VLTI-t, azaz a 8,2 m-es óriástávcsövek fényét egyesítõ interferométert használták. Két óriástávcsõ-pár kölcsönös interferogramjait kombinálva elõállították az RY Sgr-t övezõ 110 Csillagászati Egységnyi térrész képét (ez mindössze néhány tized ívmásodpercnyi parányi égterület).

Kiderült, hogy az RY Sgr-t mintegy 120 csillagsugárnyi óriási burok övezi. Ennél is fontosabb eredmény, hogy alig 30 Cs.E. távolságban is már találtak egy porfelhõt, ami kb. 100 csillagsugár távolságnak felel meg. Ez pedig mindeddig a valaha észlelt legközelebbi porfelhõ egy RCB csillag közelében; egyelõre még mindig túl távoli detektálás a porfelhõk kikondenzálódására vonatkozó elméletek tesztelésére, de jelzi, hogy a technikai fejlõdés egyre közelebb hozza a pontos választ. A két versengõ elképzelés szerint vagy 1-2 csillagsugár, vagy pedig 20 csillagsugár távolságban kezdõdik a porképzõdés, attól függõen, hogy mit tételezünk fel a csillagról ledobódó anyag összetételérõl, valamint fizikai-kémiai tulajdonságairól. Ennek eldöntésére még nagyobb felbontású észlelésekre lesz szükség, amihez a jelenleg mûködõ interferométerek további fejlesztése várhatóan meghozza a kívánt érzékenységet.

Forrás: ESO-PR-34/07

Az eddig ismert legnagyobb galaktikus ütközés
2007. augusztus 7., kedd, 10:39



A Spitzer- és a Chandra-ûrteleszkópokkal minden eddiginél nagyobb galaktikus ütközést sikerült megfigyelni. A hatalmas kataklizmában négy nagy csillagváros olvad össze.



A Spitzer-ûrteleszkóp felvétele a kataklizmáról. A jobb alsó kinagyított részen látható négy anyagcsomó a négy összeolvadó csillagváros, míg az õket övezõ kékesfehér felhõ a kipenderített csillagokat jelzi (NASA/JPL-Caltech/K. Rines (Harvard-Smithsonian CfA))




A galaxisok közötti ütközés elterjedt jelenség a Világegyetemben. Számos alkalommal sikerült már megfigyelni, amint két csillagváros összeolvad egymással, egyetlen hatalmas galaxist alkotva - esetleg egy nagyobb galaxis nyeli el kisebb társát vagy társait. Az ilyen találkozók a galaxisokat alkotó csillagokra nem veszélyesek: az egyes csillagok közötti ütközések esélye elhanyagolható.

Ugyanakkor a csillagközi gázanyag az ütközés nyomán összenyomódhat, heves csillagkeletkezést kiváltva. Emellett a gravitációs kölcsönhatás nyomán a galaxis egyes részei akár végleg kipenderülhetnek az intergalaktikus térbe - míg az egyben maradt vidékek a ma ismert legnagyobb, a galaxishalmazok centrumában székelõ szuperóriás elliptikus galaxisokat alkothatják.

Ezúttal a Spitzer-ûrteleszkóppal minden korábbinál nagyobb tömeget megmozgató, négyes galaxisütközést "csíptek el". A méréseket az MMT teleszkóp és a Chandra-röntgenteleszkóp adataival egészítették ki. Az esemény tõlünk ötmilliárd fényév távolságban, a CL0958+4702 jelû galaxishamazban zajlik, és részvevõi közül három a Tejútrendszerhez hasonló, a negyedik pedig a mi galaxisunknál háromszor nagyobb tömegû csillagváros.

A négyes ütközés térségét egy halvány és diffúz fényélés övezi, amely a kataklizma gravitációs kölcsönhatásakor kirepült csillagokat jelzi. Utóbbiak közel a fele késõbb visszahullik majd a kölcsönhatás végére kialakuló óriásgalaxisba, míg a többi végleg elhagyja szülõhelyét. Kenneth Rines (CfA), a kutatás egyik vezetõje a jelenlegi helyzet érzékeltetése végett korábbi megfigyeléseinket ahhoz hasonlította, mint amikor egy-egy autó ütközését látjuk, most azonban olyan "négy megrakott kamion találkozik össze". Az összeolvadás végén a ma ismert egyik legnagyobb galaxis fog megszületni - de minderre nagyságrendileg 10 millió évet kell még várni. Az objektum tömege közel tízszerese lesz a mi Tejútrendszerünkének.



Fantáziarajz az egyik ütközõ galaxisban lévõ csillag exobolygójáról: az égen a Tejúthoz hasonló sávokként és fényes csomóként figyelhetõk meg a kölcsönható galaxisok részei (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC))

Korábban fõleg kisebb galaxisok ütközéseit sikerült megfigyelni, emellett olyan találkozókat, amelyekben az ütközõ csillagvárosok sok gázt tartalmaztak. Ezúttal mind a négy galaxis gázanyagban viszonylag szerény, sok idõs csillagot tartalmazó objektum lehet. Elképzelhetõ, hogy a galaxisok összeolvadásait két nagy csoportba oszthatjuk: gázban gazdag és gázban szegényebb galaxisok ütközéseire. A gázban szegény események feltehetõleg fõleg ilyen nagyobb és idõs galaxisok összeolvadásai lehetnek, amelynek során kevés új csillag születik. A gázban gazdag galaxisok összeolvadása ellenben erõsen megfiatalítja a csillagpopulációt, sok új égitestet létrehozva.

A jelenlegi megfigyelés megerõsíti azt a nézetet, amely szerint a legnagyobb galaxisok sok, korábbi csillagváros összeolvadással alakultak ki a Világegyetemben.

Kereszturi Ákos