KOZMOSZ

Gyorsan hízó fekete lyukak a korai Univerzumban
Szerzõ: Kovács József | 2007. augusztus 04., szombat

A Gemini teleszkópok és a Chandra röntgenmûhold új eredményei szerint a fiatal Világegyetemben a nagytömegû fekete lyukak sokkal gyorsabban növekedtek, mint késõbb.


Az L. Jiang által vezetett, amerikai és német csillagászokból álló kutatócsoport a Déli Gemini Teleszkóp GNIRS (Gemini Near Infrared Spectrograph) és az Északi Gemini Teleszkóp NIRI (Near-Infrared Imager) mûszereivel hat nagyon távoli kvazárt figyelt meg az infravörös tartományban. A vizsgált objektumok vöröseltolódása z=5,8 és z=6,3 közé esik, ami egyben azt is jelenti, hogy a kutatás a Világegyetem mindössze 1 milliárd éves korába pillant vissza. Az eredmények szerint már ezekben a fiatal kvazárokban is nagyon jelentõs a nehézelem-tartalom, s mivel a kvazárok energiáját szupernehéz fekete lyukak szolgáltatják, a felismerés új megvilágításba helyezheti a fekete lyukak szerepét az 1 milliárd évesnél is fiatalabb Univerzum kémiai összetételének kialakításában.

A kvazárok a legfényesebb és a legtöbb energiát kibocsátó objektumok a Világegyetemben. Az elméletek szerint az óriási energiatermelés forrásai a nagyon távoli, kialakulás közben lévõ galaxisok magjában található szupernehéz fekete lyukak. Az ezekbe behulló anyag által kibocsátott sugárzás érzékelhetõ még több milliárd fényév távolságból is. Ezeket az ún. aktív galaxismagokat (AGN, Active Galactic Nuclei) körülvevõ akkréciós korongokban a gáz nagy sebességgel áramlik, így a kvazár színképében széles vonalakat eredményez, ezért ezen területek szakirodalmi elnevezése BLR (broad line region). Az itt keletkezõ emissziós vonalak tipikusan az ultraibolya tartományba esnek, de a viszonylag nagy vöröseltolódás miatt átkerülnek spektrum hosszabb hullámhosszúságú részébe, az optikai, illetve a közeli infravörös tartományba. Ezen vonalak jól használhatók magának a gáznak, de a fekete lyuk tulajdonságainak tanulmányozására is.



A Jiang és csapata által vizsgált hat kvazár optikai és közeli infravörös spektruma. A színképekben jól láthatók a kiszélesedett emissziós vonalak.

A BLR-ek kémiai összetételének ismerete nagyon fontos a gazdagalaxis csillagkeletkezési folyamatainak feltérképezésében. Különösen érdekes a vasnak az oxigénhez, szénhez, és magnéziumhoz viszonyított aránya, ugyanis ez a várakozások szerint erõs korrelációban áll a fiatal rendszerek korával. Az oxigén fõleg nagytömegû csillagokban keletkezik, s gyorsan ki is dobódik, míg a vas hosszabb élettartamú, közepes tömegû csillagokban képzõdik. Így a vas jelentõs feldúsulása az elsõ csillagkeletkezési hullám után körülbelül 1 milliárd évre tehetõ.

A kvazárok infravörös spektrumában megfigyelhetõ emissziós vonalak erõsségébõl tehát meghatározható a BLR-ek fémtartalma. Az eredmények szerint ez a Nap esetében megfigyelhetõ arányoknál mintegy négyszer nagyobb. Nagy vöröseltolódásoknál a kémiai összetétel idõbeli változásának egyik legfontosabb indikátora az egyszeresen ionizált vasnak (FeII) az egyszeresen ionizált magnéziumhoz (MgII) viszonyított aránya. Az eredmények alapján a fémesség nem változik drasztikusan a lokális és a z=6 körüli tartományok között. A z=6 vöröseltolódásnál tapasztalt magas fémtartalom azonban azt jelzi, hogy a kvazárok gazdagalaxisaiban már az Univerzum elsõ 1 milliárd évében heves csillagkeletkezési és fémfeldúsulási folyamatok zajlottak.


Az FeII/MgII arány a vöröseltolódás függvényében. Látható, hogy nincs jele az elemgyakoriság jelentõs idõbeli változásának egészen a z=6 vöröseltolódásig visszamenõen.


A nagy vöröseltolódású és fényességû kvazárok korai megjelenése a fekete lyukak gyors növekedésére is utal a galaxisok és a kvazárok elsõ generációjának kialakulásakor. A BLR-ekben megfigyelhetõ nagyléptékû mozgások vizsgálata a központi fekete lyukak tömegének meghatározására is lehetõséget nyújt. Ennek alapja az, hogy összefüggés található a színkép kontinuumának fényessége és az emissziós vonalak szélessége között, ez utóbbit pedig az erõs gravitációs térben fellépõ nagysebességû mozgások befolyásolják. Jiang és munkatársai azt találták, hogy a mintájukban szereplõ központi fekete lyukak tömege 1 és 10 milliárd naptömeg közé tehetõ. Figyelemre méltó, hogy 1 milliárd naptömegû fekete lyukak kevesebb mint 1 milliárd évvel az Õsrobbanás után már kialakulhattak. Az elképzelések szerint a korábban, z=20-nál keletkezett néhány ezer naptömegnyi fekete lyukak híztak fel kezdeti tömegük körülbelül 3 milliószorosára a közben eltelt néhány százmillió év alatt. Jiang és társai szerint az ilyen gyors növekedés komoly kihívások elé állítja a szupernehéz fekete lyukakkal foglalkozó elméleteket.

Az eredményeket közlõ szakcikk az Astronomical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.

A fentieket alátámasztani látszik a Chandra röntgenmûhold egyik új eredménye, miszerint a nagyon távoli, fiatal galaxishalmazok sokkal több aktív magú galaxist (AGN) tartalmaznak, mint a közeli öregebbek. A vizsgálat keretében négy galaxishalmazt figyeltek meg, köztük a CL 0542-4100 és a CL 0848.6+4453 katalógusjelût. Ezen galaxishalmazok a Világegyetem azon állapotát mutatják, mikor kora a mostaninak 58%-a volt. Egy korábbi munka során a Chandrával közelebbi galaxishalmazokat is vizsgáltak, az Univerzum 82%-os korából. Az eredmények azt mutatják, hogy a távoli minta körülbelül 20-szor annyi aktív galaxist tartalmaz, mint a közelebbi. A halmazokon kívüli AGN-ek száma is magasabb az Univerzum fiatal korában, mint késõbb, de ez az arány már csak 2-3-szoros.


A Chandra felvétele a CL 0542-4100 és a CL 0848.6+4453 katalógusjelû galaxishalmazokról. Vörös szín jelzi a kisenergiájú, zöld a közepes, míg kék a nagyenergiájú röntgensugárzást. Mindkét mezõben 5 darab AGN található, bár az egyik valószínûleg nem tagja a halmaznak. A legtöbb AGN színe kék, jelezve, hogy ezek nagyenergiájú röntgensugárzás forrásai. A diffúz emisszió a halmazokban található forró gáztól származik. A pontforrások legtöbbje nem kapcsolódik a halmazokhoz, csak abban az irányban látszik. (NASA/CXC/Ohio State Univ./J. Eastman et al.)


A jelentõs eltérések magyarázata, hogy a korai Világegyetemben ezek a galaxisok sokkal több gázt tartalmaztak, mint ma, s ez kedvezõ volt a csillagkeletkezés, de a fekete lyukak gyors növekedése szempontjából is. A rengeteg "üzemanyagot" a fiatal halmazokban található fekete lyukak olyan ütemben emésztették fel, mint ahogyan a piranhák végeznek áldozataikkal, így sokkal gyorsabban nõhettek, mint közelebbi, öregebb társaik.

Forrás: Gemini Observatory PR, 2007.07.31., Chandra X-ray Observatory PR, 2007.07.24.

Csillagszennyezõ bolygók
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. július 27., péntek

Az exobolygós törpe- és óriáscsillagok különbségei arra utalnak, hogy a bolygók keletkezése nehéz elemekkel szennyezi a központi égitestet.


Az elsõ exobolygó 1995-ös felfedezése óta egyre tisztábban látszik a megfigyelési adatokból, hogy a héliumnál nehezebb elemekben (azaz csillagászati terminológiában: fémekben) gazdag csillagokra jellemzõk a bolygók: átlagosan kétszer annyi fémet tartalmaznak a bolygós csillagok, mint bolygó nélküli társaik. Az azonnal felvetõdõ kérdés: vajon a sok fém jelenléte elõsegíti valamilyen módon a bolygókeletkezést, vagy éppen fordítva, a bolygó jelenléte miatt található több fém. A klasszikus tyúk és tojás probléma elsõ esete azt jelentené, hogy a bolygós csillagok egésze, így magjuk is gazdagabb fémben, míg a második lehetõség szerint a bolygóból származó por (illetve a bolygókeletkezést lehetõvé tevõ törmelékkorong) beszennyezi a csillag felszínét és kizárólag csak a külsõ réteget érinti ez a fémdúsulás.

Amikor felvesszük egy csillag színképét, valójában csak a külsõ rétegeket látjuk és nem lehetünk biztosak abban, hogy a csillag összetétele mindenhol ugyanolyan. Ha egy bolygóról por/törmelék hullik a csillagára, az anyag a csillag külsõ rétegeiben maradhat, aminek nyomai kimutathatók színképelemzéssel.


Bolygóközi por egy fiatal csillag, a HD 107146 körül a Hubble Ûrtávcsõ felvételén. Ilyen lehetett Naprendszerünk is a bolygók keletkezése idején.


Egy nemzetközi kutatócsoport azt vizsgálta meg, hogy felfúvódott vörös óriások esetén is megtalálhatóak-e bolygótól származó szennyezés nyomai a spektrumban. Ezek az égitestek sokkal öregebb csillagok, mint a Nap, aminek eredményeként a magjukban már minden hidrogént elégettek, majd felfúvódtak, felszíni hõmérsékletük pedig lecsökkent. Amennyiben a bolygók léte igényli a fémekben feldúsultságot, akkor az exobolygós óriáscsillagok is ugyanolyan fémgazdag objektumok, mint a Nap típusú törpe társaik.


A kutatók meglepõ eredményre jutottak: a 14 exobolygós vörös óriás fémességeloszlása teljesen átlagos, semmilyen szempontból nem különbözik a tipikus óriáscsillagok összetételétõl. Másképpen szólva úgy tûnik, hogy a normál, Nap típusú csillagoknál korábban tapasztalt fémesség-anomália eltûnik, ahogy a csillagok öregednek és felfúvódnak.

Erre a legvalószínûbb magyarázatot a különbözõ típusú csillagok szerkezetének különbsége adja: a Napnak és egy vörös óriásnak nagyon eltérõ méretû konvektív zónája van, ami a csillagok anyagát hatékonyan képes elkeverni. A konvektív zónában az energia ún. konvektív cellákban terjed, hasonlóan a forrásban lévõ víz bugyogásához, ahol a melegebb csomók felszállnak, helyükre pedig a lehûltek visszasüllyednek. A Nap esetében a konvektív zóna az össztömegnek mindössze 2%-át teszi ki, míg vörös óriásokban akár 35-ször ekkora is lehet. Ennek következtében egy esetleges bolygóból eredõ szennyezés 35-ször ritkább egy vörös óriásban, mint egy Naphoz hasonló csillagban, azaz teljesen kimutathatatlanra hígul.



Nap típusú törpék és vörös óriáscsillagok belsõ szerkezete. A két csillagtípus egymáshoz viszonyított méretaránya a jobb alsó sarokban látható.

Habár az adatok értelmezése nem egyszerû, a legegyszerûbb magyarázat szerint a Nap típusú exobolygós csillagok azért gazdagabbak fémekben, mert vékony légkörükben összegyûlik a rájuk hullott bolygóközi anyag, míg vörös óriások esetén ez teljesen felhígul a kiterjedt csillaglégkörben.


Forrás: ESO-PR-29-07

Négyes csillagrendszer bolygókkal?
Szerzõ: Kovács József | 2007. július 26., csütörtök

A Spitzer ûrteleszkóp legújabb eredményei szerint elképzelhetõ, hogy egy négyes csillagrendszer körül bolygók alakulhattak ki.


Elise Furlan és kutatócsoportja a Kaliforniai Egyetemrõl (UCLA) a Spitzer ûrteleszkóp infravörös spektrográfjával a HD 98800 katalógusjelû, a Földtõl 150 fényévre a Hydra csillagképben található négyes csillagrendszert vizsgálta. A rendszer mindössze 10 millió éves és a négy csillag két párba rendezõdik. A kettõsök komponensei a tömegközéppontjuk körül keringenek, míg a párok – melyek szeparációja 50 Csillagászati Egység, azaz a Pluto törpebolygó naptávolságánál valamivel több – az egész rendszer tömegközéppontja körül keringenek.


Fantáziarajz a HD 98800 rendszerrõl. (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC))

A vizsgálat igazi tárgya az egyik pár, a HD 98800B körül található porkorong volt. (A másik kettõst nem övezi detektálható törmelékkorong.) A csillagok körüli porkorongok jelenléte azt jelzi, hogy az adott rendszerben esély van bolygó vagy bolygók kialakulására. A megfigyelések szerint a HD 98880B körüli porkorong nem folytonos, egybefüggõ, hanem egy rés található benne. Ezt okozhatja a négyes csillagrendszer tagjainak bonyolult gravitációs összjátéka, de jelezheti azt is, hogy már megindult a bolygóképzõdés és errõl a területrõl a bolygókezdemények vagy a már "kész" bolygók söpörték ki az anyagot.

Az eredmények szerint a HD 98800B körül két, nagyméretû porszemcsékbõl álló öv található. A külsõ körülbelül 5,9 Csillagászati Egységre van a központi kettõstõl. Ebben az övben valószínûleg kisbolygók és üstökösök is keringenek. A belsõ, 1,5-2 Csillagászati Egység sugarú öv pedig nagy valószínûséggel finom porszemcsékbõl áll. Az elképzelést sajnos bonyolítja a négyes másik csillagpárja, mivel miatta a befele mozgó porrészecskék állandóan változó komplex erõhatásoknak vannak kitéve, így a kutatócsoport vezetõje szerint a bolygó(k) léte ma még csak spekuláció, de a lehetõséggel mindenképpen érdemes számolni.

A jelenlegi elképzelések szerint a bolygók évmilliók alatt alakulnak ki, amint a kis porrészecskék egyre nagyobb testekké állnak össze. Ezekbõl a nagyobb sziklákból aztán a Földhöz hasonló kõzetbolygók, vagy a Jupiterhez hasonló óriás gázbolygók magjai alakulnak ki. A maradék nagy darabokból keletkeznek a kisbolygók és az üstökösök. A heves ütközések következtében a por egy része kiszóródik az ûrbe, de ez késõbb elkezd a korong belseje felé vándorolni. A HD 98800B esetében vagy a már létezõ bolygók, vagy az összetett gravitációs hatások miatt a korong belsõ része nem egyenletesen kitöltött, a rés a korongot két övre osztja.

Mivel a fiatal csillagok nagy része többes rendszerekben keletkezik, a kutatócsoport vezetõje szerint el kell fogadnunk azt a tényt, hogy ezen objektumok körüli porkorongok fejlõdése, illetve az esetleges bolygókeletkezés sokkal összetettebb folyamat, mint a Naprendszer viszonylag egyszerû esetében.

Az eredmények az Astrophysical Journal címû szaklapban fognak megjelenni.

Forrás: Spitzer News Release, 2007. július 24.

Újabb kisbolygó a Mars pályáján
2007. július 26., csütörtök, 9:02


Sikerült felfedezni a negyedik olyan, ún. trójai kisbolygót, amely a Marssal azonos pályán kering a Nap körül.


A Mars jelenleg ismert négy trójai kisbolygójának pályája (Scott Sheppard/Carnegie Institution of Washington)


A trójai kisbolygók klasszikus csoportja a Jupiterrel azonos pályán, a Naptól nézve a bolygó elõtt és mögött 60 fokra halad. Ez a két térbeli helyzet L4 és L5 jelû Lagrange-féle librációs pontnak felel meg.

Az ebbe az égitestcsoportba tartozó objektumok térbeli helyzete stabil, bár az L4 és L5 pont körül lassú mozgást végeznek. A trójai kisbolygókat mai helyzetükbe a Jupiter erõs gravitációs tere fogta be, még a Naprendszer kialakulása végén.

Bár más nagybolygóknál is várhatóak hasonló dinamikai helyzetû, szintén trójainak nevezett égitestek, utóbbi nagybolygók a Jupiterénél sokkal kisebb tömegük miatt nem sok ilyet foghattak be. Eddig a Jupiternél több mint 2000 trójai kisbolygót találtak, néhány ilyen a Neptunusznál is mutatkozott, a Marsnál pedig hármat ismertünk - nemrég azonosították a negyedik ilyen égitestet.

A 2007 NS2 jelû objektumot 2007. július 16-án fedezték fel, majd a LONEOS és a LINEAR földközeli kisbolygókat kutató program korábbi felvételein is megtalálták. A kb. 1 km-es objektum pályáját ezért viszonylag pontosan sikerült megállapítani. A kisbolygó az L5 jelû, tehát a Marsot "követõ" Lagrange-pont környékén mozog, itt korábban két kisbolygót találtak, a harmadik és már korábban is azonosított égitest pedig az L4 pont közelében, tehát a Mars "elõtt" haladt.

Nehéz kérdés, hogy a szerény tömegû vörös bolygó miként fogta be az objektumokat. Elképzelhetõ, hogy ebben a Jupiter gravitációs tere is segített, amelynek zavarai úgy módosították a Mars vagy a kisbolygó pályáját, hogy a fenti objektum az L5-ös ponthoz került, és onnan már nem tudott eltávolodni.


Az új égitest és a belsõ bolygók térbeli helyzete 2007. július 25-én (Osamu Ajiki, Ron Baalke, JPL)

A Marshoz hasonló pályán keringõ kisbolygókból jelenleg négyet ismerünk: 1990 MB, 1998 VF31, 1999 UJ7 és 2007 NS2. A Földnél egyelõre nem sikerült trójai helyzetû kisbolygóra akadni, amelynek egyik lehetséges oka, hogy igen nehéz megfigyelni õket. Amellett, hogy nem távolodnak el messzire a Naptól, a napfény által megvilágított oldaluknak csak a felét látjuk a Földrõl, ezért viszonylag halványak lehetnek.

Kereszturi Ákos

Galaxisok az Univerzum hajnaláról
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. július 25., szerda

Hatalmas tömegû galaxishalmazok segítenek láthatóvá tenni a legõsibb galaxisokat.


A jelenlegi kozmológiai modellek szerint a most 13,7 milliárd éves Univerzum születése után körülbelül 300 ezer évvel belépett a kozmikus sötétség korába – ekkor még nem léteztek világító csillagok. A kozmikus hajnal pillanatának meghatározása, amikor az elsõ csillagok és galaxisok felragyogtak, igen fontos kutatási kérdés, amely többek között olyan hatalmas mûszerek építését is ösztönzi, mint a következõ két évtized 25-50 méteres óriásteleszkópjai, vagy HST-t felváltó James Webb Ûrtávcsõ.

A legelsõ galaxisok kutatását érdekes módon maga a Világegyetem is elõsegíti: amikor a roppant távoli, vagyis az Univerzum hajnalán keletkezett, távolságuk miatt rendkívül halvány égitestekrõl kiinduló fény a hozzánk közelebb fekvõ, igen nagy tömegû objektumok közelében halad el, utóbbiak gravitációs ereje eltéríti a fény útját, mintegy a Föld felé fókuszálva a látóirányunkat különben elkerülõ sugarakat. A gravitációs lencsehatás néven ismert jelenséget használta ki Richard Ellis (Caltech) és kutatócsoportja, egyre távolabbi célpontokat keresve a Hawaii-szigeteki 10 méteres Keck II teleszkóppal.



A gravitációs lencse mûködése. Az õsi galaxisokról széttartóan induló fénysugarakat a közelebb levõ galaxishalmaz gravitációs tere lefókuszálja (Caltech)

A kutatócsoport gondos elõzetes szûrés után összesen 9 nagy tömegû galaxishalmazt vizsgált meg. Ezek közül három esetben a halmazon „átnézve” 6 rendkívül távoli (azaz a Világegyetem hajnalán keletkezett), intenzív csillagkeletkezési folyamatok jeleit mutató galaxist találtak, amelyekrõl a fény több mint 13 milliárd éve indult útnak. Más szavakkal ekkor Univerzumunk még csak 500 millió éves volt, ami jelenlegi korának nem egészen 4 százaléka. Az elõtérben levõ nagy tömegú struktúrák mintegy hússzorosára erõsítették a távoli objektumok fényjeleit. Az a tény, hogy viszonylag szûk égterületen ilyen sok õsi galaxist találtak, arra utalhat, hogy az ilyen égitestek az elsõ félmilliárd év végén már igen nagy számban voltak jelen. A Világegyetem 300-500 millió éves kora körül keletkezett csillagok és galaxisok sugárzása a számítások szerint elegendõ volt a környezetükben levõ hidrogénatomok ionizálásához, ami révén a kozmikus sötétség kora véget érhetett.



A Hubble Ûrtávcsõ felvételei az újonnan felfedezett galaxisok környezetérõl. A képeken piros körök jelzik a legtávolabbi galaxisok helyét. Az elõtér galaxishalmazai különösen hatékonyan erõsítik a mögöttük található objektumok sugárzását az ábrán vastag fekete vonallal jelölt "kritikus vonalak" mentén (Caltech)

Annak minden kétséget kizáró bizonyítása, hogy a hat objektum valóban ilyen hatalmas távolságban van, és így az Univerzum igen korai szakaszáról ad hírt, nehéz feladat még a ma létezõ legnagyobb teljesítményû mûszerekkel is. A kutatócsoport emiatt számos ellenõrzõ tesztet hajtott végre, emellett pedig független HST-s és Spitzeres vizsgálatok eredményei is megerõsítik a friss eredményeket (noha a teljes bizonyossághoz vezetõ spektroszkópiai mérések jelenleg még nem léteznek az arra alkalmas és még csak építésük korai fázisában álló óriásteleszkópok hiánya miatt).

Forrás: Caltech Press Release, 2007.07.10.

A világ legnagyobb távcsöve
Szerzõ: Mód Melinda | 2007. július 23., hétfõ

A Kanári-szigeteken épülõ óriásteleszkóp hamarosan átveszi a világ legnagyobb (optikai) távcsöve címet.


Túlszárnyalni a Kecket! A Kanári-szigeteken épülõ új óriásteleszkóp hamarosan magáénak tudhatja a „világ legnagyobb távcsöve" címet. A spanyol uralkodó képviseletében Fülöp herceg is részt vett július 13-án a felavatási ünnepségen, melynek során a kutatók sikeresen irányították a Gran Telescopio Canarias-t (GTC, vagy másképpen GranTeCan) a Polarisra, majd egy távoli csillagontó, azaz robbanásszerûen heves csillagkeletkezést mutatógalaxispárra. Ezzel az eseménnyel kezdetét vette a körülbelül egy évet igénybe vevõ tesztelés és üzembehelyezés folyamata. A rendszeres tudományos megfigyelések 2008 közepétõl kezdõdhetnek el.


A GranTeCan távcsõ (a képen még tükrök nélkül) azimutális szerelésû, hasonlóan a többi modern óriástávcsõhöz.



Jelenleg mindössze 12 tükörrészt helyeztek el a tervezett 36-ból. Az 1,9 méteres hatszögletû darabok valamivel nagyobbak, mint a Mauna Keán található Keck-teleszkópok tükörmozaikjai. Elkészülte után a spanyol távcsõszörny fénygyûjtõ területe egy 10,4 méteres tükörével lesz azonos, ami 4%-kal haladja meg a 10 m-es Keck távcsövek tükrét. (A texasi HET és a dél-afrikai SALT távcsövek fõtükrei elvileg 11 m átmérõjûek, de a mûszerek különleges kiképzése folytán az effektív fénygyûjtõ felület mindössze 6-9 m-nek felel meg átlagos mérési körülmények mellett.)


A GTC kupolája 30 méter átmérõjû.


A Gran Telescopio Canarias La Palma szigetén, az (ismereteink szerint már kialudt) Caldera de Taburiente vulkán pereme alatt található, az évtizedek óta folyamatosan bõvülõ Observatorio del Roque de los Muchachos intézménye területén. Az obszervatórium otthont ad a 4,2 m-es brit/német/spanyol Herschel távcsõnek, a 3,6 méteres Telescopio Nazionale Galileo-nak, a MAGIC kozmikus sugárzást vizsgáló távcsõnek, és számos kisebb mûszernek.


Nem végleges még a mûszer fénygyûjtõ képessége, de a GTC elsõ felvétele a távoli kölcsönható galaxispárról minden bizonnyal tudománytörténeti jelentõségû lesz.


A GTC és 30 méteres kupolájának megépítése hét even át tartott, és 130 millió euróba került. Mint minden ambíciózus terv, az idõk során ez is sokat csúszott, s többe is került az eredeti tervekhez képest. Az új óriástávcsõ 90%-ban spanyol eszköz, a maradék 10%-on három mexikói intézet, ill. a Floridai Egyetem (Gainesville) osztozik. Utóbbi kutatói fejlesztették ki a CanariCam elnevezésû közepes infravörös kamerát. Az új távcsõ fõ kutatási területe a kozmológia és az exobolygók vizsgálata lesz.


Forrás: SkyandTelescope.com

A teljes égbolt infravörös térképe
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. július 24., kedd

Elkészült az eddigi legjobb felbontású, a teljes égboltot infravörös tartományban lefedõ felmérés.


Az AKARI ûrszondát a Japán Ûrügynökség indította 2006 februárjában, az Európai Ûrügynökséggel (ESA) és más nemzetközi résztvevõkkel együttmûködésben. Az ûreszköz az egész eget a hõsugarak tartományában lefedõ égboltfelmérésen dolgozik, amely segít megérteni a galaxisok, csillagok és bolygórendszerek kialakulását és fejlõdését. Az elmúlt egy év során hat különbözõ hullámhosszon a teljes égbolt több mint 90%-át térképezték fel, emellett pedig több mint 3500 egyedi objektumot részletesen is megvizsgáltak. Ez a program a legnagyobb volumenû infravörös égboltfelmérés az IRAS-szonda óta, amely 1983-1984 során térképezte fel az infraeget, de sokkal kisebb szögfelbontással. Az AKARI felvételein eddig elérhetetlen részletességgel és hullámhosszbeli sokszínûséggel tanulmányozhatók az infravörös tartományban intenzíven sugárzó csillagkeletkezési tartományok, csillagközi por- és gázfelhõk, idõs objektumok ledobott porhéjai.


A teljes égbolt infravörös képe (JAXA)

Elsõ képünkön az egész ég 9 mikronos képe látszik. A felvételen középen, vízszintesen húzódó sáv saját Galaxisunk fõsíkja, ahol a keletkezõ csillagok területeit intenzíven sugárzó tartományok jelzik. A kép közepén található legfényesebb terület Tejútrendszerünk magjának iránya, ahol rendkívül sok idõs csillag zsúfolódik össze. A fõsíktól jobbra lefelé látható folt nem más, mint egyik kísérõgalaxisunk, a Nagy Magellán-felhõ.


Az Orion csillagkép és vidéke: balra a látható fény tartományában (Hideo Fukushima, National Astronomical Observatory, Japán), jobbra infravörös hullámhosszakon (JAXA)

A második kép a jól ismert Orion csillagkép kb. 30x40 fokos területét ábrázolja. A jobb oldali, 140 mikronos hullámhosszú fotó a valaha készített legrészletesebb felvétel az Orion vidékérõl 100 mikront meghaladó hullámhosszakon, ahol a csillagközi porfelhõk hõsugárzása dominál. A látómezõben a Galaxis fõsíkja a bal szélen, fentrõl lefelé halad – az infravörös képet láthatóan kitölti a a galaktikus fõsíkban levõ hideg porfelhõk diffúz sugárzása. Az Orion öve alatt azonosítható a híres Orion-köd (M42), egy kb. 1300 fényére található csillagkeletkezési tartomány. Hasonló terület az övtõl balra lefelé levõ Lófej-köd, amely infravörös fényben roppant fényesen ragyog – éppen ellentétesen a látható fényben ködök világos hátterére vetülõ sötét folttal. Az Orion "feje" körül feltûnõ egy nagy kiterjedésû, kör alakú képzõdmény: számos nagy tömegû csillag keletkezett valaha a kör középpontja környékén, amelyeknek egymás utáni szupernóva-robbanása fújta ki a gáz- és poranyagot a most megfigyelhetõ burokszerû képzõdménybe.


Csillagkeletkezési tartományok a Cygnus csillagképben (JAXA)

A következõ hamisszínes, 90 és 140 mikrométeres tartományban felvett képekbõl összeállított felvételen a Cygnus (Hattyú) csillagkép óriási csillagkeletkezési tartománya figyelhetõ meg. A 7,6x10 foknyi égterületen a Tejútrendszer egyik spirálkarjának, az Orion-karnak az irányába tekintünk, így a látómezõben sok, egymástól akár több ezer fényévre levõ objektum képe vetül egymásra. A galaktikus fõsík a kép bal felsõ és jobb alsó sarka között húzódik, s a fényes foltok mind születõ csillagok helyét jelzik.


Forrás: ESA News, 2007. július 11.

www.cyberoptimism.com
szolgáltatások:
kutatás tudományos témákban
szoftwaretanácsadás

egy ideje nyomom.
Már rutinból megy megkülönböztetnni egy spirált egy elliptikustól. Az viszont gáz, hogy nem túl sok szépség van bennük alig egy kettõ néz ki szépen, fõleg az elliptikusok hitványak.

igen ismerõs, jó oldal...

volt is már ide linkelve nem is olyan régen #2115

Landren

ez az oldal ismerõs?
http://www.galaxyzoo.org

A Világegyetem legnagyobb ütközése
Szerzõ: Kovács József | 2007. július 21., szombat

Az XMM-Newton és a Chandra röntgenteleszkópok ismét két galaxishalmaz összeolvadásáról szolgáltattak bizonyítékot.


A Föld körül keringõ XMM-Newton és Chandra röntgenteleszkópok két galaxishalmaz egyetlen óriási halmazzá történõ összeolvadására utaló jeleket detektáltak. A felfedezés újabb érvvel támasztja alá azt, hogy a galaxishalmazok sokkal nagyobb sebességgel olvadhatnak össze, mint azt korábban gondolták.

Egyedi galaxisok összeütközésekor és egybeolvadásakor az ûrbe messze kinyúló, gázt és csillagokat tartalmazó árapály-csóvák dobódnak ki, jelezve az ütközés tényét. Egész galaxishalmazok esetében a jelenség felismerése nem ilyen egyszerû. Renato Dupkenek és kollégáinak a michigani egyetemrõl azonban éppen ezt sikerült kimutatni az Abell 576 katalógusjelû galaxishalmaz esetében a két röntgenteleszkóp segítségével. Mint kiderült, ez a halmaz nagyon hasonlít a már korábbról ismert Lövedék-halmazhoz, amely világosan mutatja oldalnézetbõl az ütközés jeleit, míg az Abell 576-ra hosszanti irányban látunk rá, így nehezebb volt elkülöníteni az ütközés egy irányba esõ komponenseit. (A Lövedék-halmaz – "Bullet Cluster" – esetében az almán áthatoló puskagolyóhoz hasonlóan vágtat keresztül egy kisebb, nagy sebességû galaxishalmaz a nagyobb halmazon.)


A Lövedék-halmaz kompozit képe, melyet a 6,5 m-es Magellan és a Hubble Ûrteleszkóp optikai felvételei (fehér és narancsszínû galaxisok a háttérben), illetve a Chandra röntgenmegfigyelései alapján állítottak össze. Rózsaszín jelzi a halmazbeli gázt, míg a kék szín a halmazbeli sötét anyagot, melynek gravitációs hatása torzítja a háttérben lévõ objektumok képét. (NASA/CXC/CfA/M. Markevitch, NASA/STScI, Magellan/U. Arizona/D. Clowe, ESO WFI)

A korábbi röntgenmérések már utaltak arra, hogy az Abell 576-ban a halmazbeli gáz mozgása térben nem egyenletes. Dupke és csoportja az XMM-Newton rendkívüli érzékenységét és a Chandra nagy térbeli felbontását kihasználva a galaxishalmaz két helyén végzett mérést, és azt találta, hogy ezekben a pozíciókban a halmazbeli gáz sebessége jelentõsen eltér. Úgy tûnik, mintha a halmaz egyik része távolodna tõlünk, a másik pedig közeledne felénk.



A Chandra röntgenfelvétele az Abell 576 összeolvadó galaxishalmazról. A képen megjelölték azon zónák kontúrjait, ahol a radiális sebességeket mérték. (University of Michigan/R. Dupke)

A mozgó gáz az 50 millió fokos hõmérsékletével azonban jóval hidegebbnek bizonyult, mint amilyennek az adott sebesség mellett lennie kéne (legalább 100 millió fok). A kutatók szerint ezt az ellentmondást csak úgy lehet feloldani, ha az Abell 576 halmazt a Lövedék-halmazhoz hasonlónak tekintjük, de míg ott a két halmaz világosan elkülöníthetõ (az ütközés tengelye nagyjából merõleges a látóirányra), itt a két halmaz közül az egyik éppen takarja a másikat. Az ütközést túlélõ, s most megmért hideg gázfelhõk a halmazok magjaiban találhatók, de végsõ soron ezek is össze fognak majd olvadni.

Az adatok alapján a két halmaz 3300 km/s-nál is nagyobb sebességgel találkozott, ami azért érdekes, mert számítógépes szimulációk szerint ilyen nagy értéket az ütközõ halmazok nem érhetnek el. Mindazonáltal a Lövedék-halmaznál mért érték is hasonló az Abell 576 sebességéhez, azaz úgy tûnik, hogy az elméletek ellenére ilyen nagy sebességek mégis elõfordulhatnak.

A halmaz-halmaz ütközések ritkák, a becslések szerint minden száz, esetleg ezer halmaz esetében egyszer fordulnak elõ. Az ütközéskor a halmazbeli gáz megszûnik egyensúlyi állapotban lenni, s ha esetleg nem detektálható, akkor ez a halmaz tömegének 5-20 százalékos alábecslését is okozhatja. Az ütközõ halmazok azonosítása azért lényeges feladat, mert a különbözõ galaxishalmazok tömege jelentõs szerepet játszik a kozmológiai paraméterek becslésében, ezáltal az Univerzum tágulásának leírásában. Dupke és társai máris több olyan halmaz vizsgálatán dolgoznak, melyek szintén kölcsönhatónak tûnnek.

A mostani eredmények az Astrophysical Journal szaklapban fognak megjelenni.

Forrás: ESA News 2007. július 18., arXiv:0706.1073v1

Egy szupernóva-robbanás nyomában
2007. július 20., péntek, 8:58


Egy újabb eredmény megerõsíti, hogy az Ia típusú szupernóvák megbízhatóan használhatók kozmikus távolságmérésre.



Fantáziarajz a robbanásról, amely megvilágítja a korábban ledobott, távolabbi anyaburkokat (ESO)



Az Ia típusú szupernóvák mai ismereteink alapján kettõscsillagoknál lángolnak fel, ahol az egyik égitest életútja végén a mag fehér törpe formájában marad vissza. Ha a fõsorozaton tovább tartózkodó társáról anyag áramlik át a fehér törpe felszínére, akkor annak tömege meghaladhatja azt a kritikus határt, amely felett belsõ rétegei már nem képesek ellenállni a külsõ nyomásnak.

Az 1,4 naptömeg környékén húzódó ún. Chandrasekhar-határt meghaladó tömeg esetén az objektum összeomlik, és Ia típusú szupernóva-robbanást produkál. Mivel az összeomlás elvileg mindig hasonló tömegnél következik be, az ilyen szupernóvák egyforma "nagyot" robbannak, és egyforma fényességûek. Emiatt ideálisan használhatók távolságmérésre: a látszó fényességük alapján megbecsülhetõ valódi fényességük, ebbõl pedig közelítõ távolságuk. A módszert napjainkban rendszeresen fel is használják távolságmérésre, fõleg a Világegyetem nagy messzeségben lévõ objektumainál.

Ugyanakkor a robbanást megelõzõ események, a jelenség háttere még teljesen nem ismert - az sem kizárt, hogy két fehér törpe összeolvadása váltja ki a kataklizmát. Ezért minden megfigyelés fontos, amely a jelenség lezajlásába enged bepillantást. Az ESO szakemberei az egyik 8,2 méteres VLT-teleszkóppal, az UVES-spektrométerrel vizsgálták az SN 2006X jelû szupernóva sugárzását, amely a 70 millió fényévre lévõ M100 jelû spirális galaxisban lángolt fel. A méréseket a hawaii Keck-teleszkóppal, a VLA-rádióteleszkóp-rendszerrel és a Hubble-ûrtávcsõ megfigyeléseivel egészítették ki.

Ilyen részletesen még egyetlen Ia típusú szupernóva robbanását sem tanulmányozták az eseményt követõ négy hónapon keresztül. A színképekben sikerült olyan elnyelési vonalak nyomára akadni, amelyek korábban ledobott anyagfelhõktõl származtak. Ezek a héjak 0,05 fényévre csoportosulnak a felrobbant objektumtól, illetve egykori társától. Anyaguk kb. 50 km/s-os sebességgel tágul, azaz sokkal lassabban, mint egy szupernóva-robbanás által ledobott burok - ellenben pont úgy, mint ahogyan az egy vörös óriás lefújt külsõ rétegeinél várható. Eszerint a kérdéses anyagot kb. 50 évvel ezelõtt pöfékelhette le egy vörös óriás.



Fantáziarajz az anyagot átadó vörös óriásról (balra) és az akkréciós (tömegbefogási) korongról, amelynek centrumában a fehér törpe található (jobbra). (ESO)

A megfigyelések alapján összeálló kép arra utal, hogy egy átlagos vörös óriás - fehér törpe páros létezett a robbanás elõtt, ahol az óriáscsillagról apró társára áramlott át az anyag, míg az végül fel nem robbant. A megfigyelés egybevág az Ia típusú szupernóvák robbanásáról kialakított képünkkel, és arra utal, hogy az ilyen események megbízhatóan alkalmazhatók távolságmérésre.

Kereszturi Ákos

Egy szupernóva-robbanás nyomában
2007. július 20., péntek, 8:58


Egy újabb eredmény megerõsíti, hogy az Ia típusú szupernóvák megbízhatóan használhatók kozmikus távolságmérésre.



Fantáziarajz a robbanásról, amely megvilágítja a korábban ledobott, távolabbi anyaburkokat (ESO)



Az Ia típusú szupernóvák mai ismereteink alapján kettõscsillagoknál lángolnak fel, ahol az egyik égitest életútja végén a mag fehér törpe formájában marad vissza. Ha a fõsorozaton tovább tartózkodó társáról anyag áramlik át a fehér törpe felszínére, akkor annak tömege meghaladhatja azt a kritikus határt, amely felett belsõ rétegei már nem képesek ellenállni a külsõ nyomásnak.

Az 1,4 naptömeg környékén húzódó ún. Chandrasekhar-határt meghaladó tömeg esetén az objektum összeomlik, és Ia típusú szupernóva-robbanást produkál. Mivel az összeomlás elvileg mindig hasonló tömegnél következik be, az ilyen szupernóvák egyforma "nagyot" robbannak, és egyforma fényességûek. Emiatt ideálisan használhatók távolságmérésre: a látszó fényességük alapján megbecsülhetõ valódi fényességük, ebbõl pedig közelítõ távolságuk. A módszert napjainkban rendszeresen fel is használják távolságmérésre, fõleg a Világegyetem nagy messzeségben lévõ objektumainál.

Ugyanakkor a robbanást megelõzõ események, a jelenség háttere még teljesen nem ismert - az sem kizárt, hogy két fehér törpe összeolvadása váltja ki a kataklizmát. Ezért minden megfigyelés fontos, amely a jelenség lezajlásába enged bepillantást. Az ESO szakemberei az egyik 8,2 méteres VLT-teleszkóppal, az UVES-spektrométerrel vizsgálták az SN 2006X jelû szupernóva sugárzását, amely a 70 millió fényévre lévõ M100 jelû spirális galaxisban lángolt fel. A méréseket a hawaii Keck-teleszkóppal, a VLA-rádióteleszkóp-rendszerrel és a Hubble-ûrtávcsõ megfigyeléseivel egészítették ki.

Ilyen részletesen még egyetlen Ia típusú szupernóva robbanását sem tanulmányozták az eseményt követõ négy hónapon keresztül. A színképekben sikerült olyan elnyelési vonalak nyomára akadni, amelyek korábban ledobott anyagfelhõktõl származtak. Ezek a héjak 0,05 fényévre csoportosulnak a felrobbant objektumtól, illetve egykori társától. Anyaguk kb. 50 km/s-os sebességgel tágul, azaz sokkal lassabban, mint egy szupernóva-robbanás által ledobott burok - ellenben pont úgy, mint ahogyan az egy vörös óriás lefújt külsõ rétegeinél várható. Eszerint a kérdéses anyagot kb. 50 évvel ezelõtt pöfékelhette le egy vörös óriás.



Fantáziarajz az anyagot átadó vörös óriásról (balra) és az akkréciós (tömegbefogási) korongról, amelynek centrumában a fehér törpe található (jobbra). (ESO)

A megfigyelések alapján összeálló kép arra utal, hogy egy átlagos vörös óriás - fehér törpe páros létezett a robbanás elõtt, ahol az óriáscsillagról apró társára áramlott át az anyag, míg az végül fel nem robbant. A megfigyelés egybevág az Ia típusú szupernóvák robbanásáról kialakított képünkkel, és arra utal, hogy az ilyen események megbízhatóan alkalmazhatók távolságmérésre.

Kereszturi Ákos

Jégvulkánok a Pluto holdján
Szerzõ: Derekas Aliz - Kiss László | 2007. július 19., csütörtök

Idõrõl idõre jeges gejzírek törhetnek fel a Charon kérgének repedésein, s így friss kristályos jégfoltok keletkezhetnek a hold felszínén.


A Gemini Obszervatórium 8,1 méteres távcsövével felvett nagyfelbontású színképek azt bizonyítják, hogy a Pluto legnagyobb holdjának, a Charonnak a felszínén jégkristályokból álló foltok találhatók. A méréseket Jason C. Cook (Arizona State University) és munkatársai végezték a Hawaii-szigeteken található északi Gemini teleszkóppal, ill. az adaptív optikával csatolt infravörös spektrográffal. A színképek arra utalnak, hogy ammóniával keveredõ folyékony víz préselõdik ki a Charon felszíne alól, ahol természetesen azonnal kifagy, s létrehozza a friss jégkristályokat. A folyamat néhány óra, néhány nap alatt játszódhat le, és a kibocsátott jégmennyiség kb. százezer év alatt képezne 1 mm vastag réteget az égitest teljes felszínén. A felfedezésbõl az is következik, hogy akár más Kuiper-objektumoknál is létezhet az összefoglaló néven kriovulkanizmusként, azaz jeges vulkanizmusként ismert jelenség.



Fantáziakép a Charon felszínén pöfékelõ jeges gejzírrõl, háttérben a Pluto törpebolygóval.


Jason Cook fiatal kutató, a kutatás vezetõje szerint számos magyarázat létezik arra, hogy hogyan lehet kristályos vízjég a Charonon. A csoport szerint méréseiket a kriovulkanizmussal felszínre kerülõ friss jéggel lehet legjobban magyarázni, az erre való következtetés elõtt azonban egyéb lehetséges mechanizmusokat is megvizsgáltak. A jég kristályos állapota kizárja a Naprendszer keletkezésének korából származó õsi jeget, mivel a jég amorf szerkezetûvé válik néhány tízezer év alatt – a napsugárzás és kozmikus részecskék megsemmisítik a kristályos szerkezetet. Hasonlóan kizárható a csillagászati értelemben friss becsapódások hatása, mivel a víz és az ammónia-hidrát megfigyelt keveréke nem egyeztethetõ össze a meteoritikus ütközéses eredettel. A jelenleg egyetlennek tûnõ lehetõség az ultrahideg környezetben is mûködõképes jeges vulkanizmus.



A Pluto és a Charon belsõ szerkezete. Belsejük nagy valószínûséggel sziklás, amelyet egy vékony jégréteg vesz körül. Utóbbi alsó rétege olvadt formában óceánt képezhet, ami 2/3 részben vízbõl, 1/3 részben ammóniából áll.

A jelenség megértéséhez fontos ismernünk a Pluto-Charon rendszer felépítését. Mindkét égitest nagy mennyiségben tartalmaz vizet a szilárd belsõre rárakódó jeges kéregben. Az ammóniával keveredõ víz folyékony állapotban maradhat a kéreg alján, s elképzelhetõ, hogy a szilárd mag tetején folyékony óceán található mindkét égitest belsejében. A kéreg repedései természetes csatornaként juttathatják a felszínre a folyékony keveréket.

A kriovulkanizmus a Naprendszer belsõbb térségeiben igen gyakori folyamat. Mind a Szaturnusz körül keringõ Enceladus, mind a Jupitert kísérõ Europa ismert a felszínükrõl kipöfékelõ vizes-jeges vulkánokról. Hasonlóan, az Uránusz holdjáról, az Arielrõl készült Voyager-2 fotók is mutatnak kriovulkanizmusra utaló jeleket. Fontos különbség azonban, hogy míg az Enceladus és az Europa aktivitását meg lehet magyarázni az óriásbolygók árapály-hatásaival, addig a Charon esetében ez nem mûködik, mivel a Pluto és a Charon egymáshoz képest rögzített keringést végez a közös tömegközéppont körül.


A Charon és a Pluto képének szétválasztása az északi Gemini teleszkóppal. Az adaptív optika nélkül a két égitest képe teljesen összeolvadt volna, ami megakadályozta volna a színképek elkülönítését (jobbra fent, ill. vonalas ábra).


A kutatócsoport szerint a Charon belsejében még mindig a radioaktív bomláshõ lehet az aktivitás forrása. Miközben a felszín alatti folyékony réteg teteje eléri a fagyáspontot, a felette levõ parányi réseket kitágítja a megfagyás általi térfogatnövekedéssel. Ezzel idõszakosan megnyílhat az út kifelé a folyadék számára. A felszínt elérve a kibuggyanó anyag azonnal megfagy, és az infravörös tartományban jellegzetes elnyelést okozó foltot hoz létre.


A Charon infravörös színképe a Plutóval szemközti (fent) és a Plutóval ellentétes (lent) oldalon.

A Charonról korábban végzett mérések mind utaltak már a jégkristályok jelenlétére, de Cook és csapata volt az elsõ, akik feltérképezték a Charon Plutóval szemközti és ellentétes két félgömbjét, emellett pedig meghatározták a jég hõmérsékletét. A 2,21 és 1,65 mikronon felvett spektrumok modellezése alapján a Charon felszíni jégfoltjai 40-50 K, azaz -233..-223 °C hõmérsékletûek. Terveik szerint a kutatás következõ célpontjai a Quaoarhoz és az Orcushoz hasonló óriási Kuiper-objektumok lehetnek, ahol az ammónia-hidrát kimutatása kulcsfontosságú lehet a jeges vulkanizmus jelenségének igazolásához.


Források:

Gemini PR, 2007.07.17.

The Planetary Society, 2007.07.18.

Gammavillanások korai elcsípése
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. július 18., szerda

Új mûszert adtak át az Európai Déli Obszervatóriumban, amellyel lehetõvé válik a gammavillanások minden eddiginél hatékonyabb távolságmérése.


Különbözõ asztofizikai forrásokról egy idõben, több szûrõn keresztül készített képek felvétele rengeteg információt nyújt, különösen a változó égi objektumok, pl. változócsillagok, aktív galaxismagok és hasonlók esetében. A több színben megmért fényességváltozások elárulják a színképek módosulásait, amibõl következtetni lehet a vizsgált égitestek természetére, hõmérsékletére, távolságára, stb. Az Európai Déli Obszervatórium (ESO) nemrégiben elkészült új mûszere ezzel a módszerrel teszi lehetõvé a gammavillanások távolságának pontos és gyors meghatározását.

A gammavillanások (Gamma Ray Burst, GRB) kozmológiai távolságokon lejátszódó, rendkívüli energiafelszabadulással járó robbanások, melyek a gammasugarak tartományában másodpercekig-percekig tartó hirtelen felvillanásokként detektálhatók a Föld körül keringõ speciális ûrteleszkópokkal. Miután kibocsátották nagyenergiájú sugárzásukat, rövid idõre (általában maximum néhány órára) érzékelhetõvé válnak az optikai és közeli infravörös tartományban is. Az ilyen utófénylések gyorsan halványodnak (egy tipikus gammavillanás utófénylése 10 perc múlva 15-ször, míg egy óra múlva már 200-szor halványabb), így az ûrbéli detektálástól számított néhány óra áll összesen a kutatók rendelkezésére, hogy mûszerekkel tanulmányozzák a jelenséget. A különbözõ hullámhossztartományban felvett felvételek lehetõvé teszik a gammavillanás forrásának távolságmérését, ezáltal pedig valódi fényességének kiszámítását.


A GROND mûszer a La Silla-i 2,2 méteres MPI/ESO távcsövön.


A távolság színképmodellezésen alapuló mérése érdekében az ESO egy speciális kamerát épített az MPI/ESO 2,2 m-es távcsövére. A GROND (Gamma-Ray burst Optical/Near-Infrared Detector, azaz optikai és közeli infravörös GRB-detektor) mûszer hét különbözõ hullámhosszon készít egyidõben képeket, melyek közül négy a látható fény, három pedig a közeli infravörös tartományában rögzíti ugyanazon égterület aktuális állapotát. Egy-egy felvétel kb. 10x10 ívperces (1/7 holdkorongnyi terület) az infravörösben és fele akkora a látható fényben.



A PKS 1251-407 katalógusszámú kvazár 7 különbözõ színben. Az objektum a kék tartományban sokkal halványabb, mint vörösben, ami nagy távolságának következménye.

A mûszer most már az üzembe helyezés fázisában tart, elvégezték vele az elsõ próbaméréseket, amelyek igazolták, hogy technikailag a mûszer tökéletesen mûködik. Az elsõ megfigyeléseket egy 12 milliárd fényévre lévõ kvazárról végezte.



A PKS 1251-407 kvazár spektruma (piros) a GROND méréseivel (zöld) összevetve.


A távcsõ és az új mûszer egyébként mûködtethetõ gyorsreagálású üzemmódban is (Rapid Response Mode), amikor az ûrbéli gammatávcsövek emailen érkezõ riasztására lényegében azonnal odaáll az adott égi koordinátára, s egy perccel a felfedezés után már az új villanásról készíthet képeket, majd pár perccel késõbb már ki is számítható a GRB távolsága.


Forrás: ESO-PR-30-07

Ritkák lehetnek a csillaguktól távoli exobolygók
2007. július 18., szerda, 9:22


Egy új felmérés alapján, részben a korábbi elgondolásokkal ellentétben, ritkák lehetnek a csillaguktól távol keringõ exobolygók.



Az SDI-detektor korábbi felvétele a 12 fényévre lévõ Epszilon Indi körüli barna törpérõl (ESO)

Európai és amerikai csillagászok a Naprendszeren kívüli planéták, azaz az exobolygók egy sajátos csoportját keresték. Olyan, a Jupiterhez hasonló égitestekre vadásztak, amelyek a csillaguktól viszonylag messze, a mi Naprendszerünkben megfigyelthez hasonló térbeli helyzetben keringenek.

Naprendszerünkben az óriásbolygók a Naptól mérve 4 Cs.E.-nél (azaz 4 közepes Föld-Nap távolságánál) messzebb helyezkednek el, és az elsõ exobolygók felfedezéséig ezt tartottuk normálisnak és általánosnak. Azonban hamar kiderült, hogy az ún. forró Jupiterekbõl, a csillagukhoz igen közeli pályára tévedt óriásbolygókból sok van a Világegyetemben.

Eddig elsõsorban ilyen exobolygókat találtak a kutatások során, amit megfigyelési szelekciós hatásoknak tulajdonítottak: amikor ugyanis közelebb van egy planéta a csillagához, a ma elterjedt, ún. radiális sebesség és okkultációs technikákkal sokkal könnyebb felfedezni, mint egy távolabbit. Egy új felmérés azonban kifejezetten a csillaguktól távoli exobolygók nyomára próbált akadni, és meglepõ eredményt hozott.

Laird Close, Beth Biller (University of Arizona) valamint kollégáik hároméves munkájuk keretében 54 fiatal és közeli csillagot vizsgáltak, az Európai Déli Obszervatórium (ESO) 8,2 méteres távcsövével és a 6,5 méteres MMT-teleszkóppal. A megfigyelések során a nemrég kifejlesztett SIS-detektort is felhasználták, amely az exobolygók légkörében jelenlévõ metán alapján a csillagukhoz viszonylag közeli planéták sugárzását is kimutatja. A módszerrel a szakemberek viszonylag jó eséllyel tudnának a csillagától akár 10 Cs.E.-nél messzebb lévõ exobolygót is megfigyelni.

A felmérés alapján 3-4 jupitertömeg körüli, illetve annál nehezebb óriásbolygók nem mutatkoztak 20 Cs.E.-nél messzebb a megvizsgált csillagok körül. Ez arra utal, hogy talán mégsem létezik az "exobolygó oázis", amelyet sokan a csillagok körüli, kb. 20 és 100 Cs.E. közötti tartományban feltételeztek. A megfigyelés alapján elképzelhetõ, hogy a csillaghoz közeli óriásbolygók az általánosak, míg a Naprendszerben megfigyelhetõ konfiguráció, tehát a csillagától távoli óriásbolygók ritkábbak.

Ugyanakkor ne feledjük, hogy a fenti 20 Cs.E. az Uránusz átlagos naptávolságához közeli. Ha tehát az elõbbi mûszerrel saját Naprendszerünket figyelnénk a távolból, feltehetõleg nem vennénk észre a Neptunuszt - a Jupiter és a Szaturnusz pedig kívül (pontosabban belül) esne a vizsgált tartományon. A fenti megállapítások persze csak a megvizsgált csillagokra érvényesek. Elképzelhetõ, hogy a kifejezetten nagytömegû égitestek körül ebben a térségben is akadnak óriásbolygók - míg a most megvizsgált kisebb tömegû csillagoknál fõleg 20 Cs.E.-nél beljebb fordulnak csak elõ az ilyen planéták.

Ugyancsak az exobolygó-kutatással kapcsolatos friss eredmény, hogy a Spitzer-ûrteleszkóppal a 63 fényévre lévõ HD 189733b jelû, 1,15 jupitertömegû exobolygó légkörét vizsgálták az infravörös tartományban. Akkor tanulmányozták a planétát, amikor az a Földrõl nézve elhaladt csillaga elõtt. Az ekkor felvett színképbõl sikerült is vízgõzt kimutatni a planéta légkörében. Mivel az égitest igen közel kering csillagához, egy év és egy nap egyaránt mindössze 2,2 földi napig tart rajta, légköre pedig nagyon forró. A mérések alapján az atmoszféra jellemzõ hõmérséklete 1300 °C körül lehet, tehát folyékony halmazállapotú víz nem várható rajta.

Kereszturi Ákos

Az Enceladus fékezi a Szaturnusz mágneses terét
2007. július 13., péntek, 10:33


Az óriásbolygók tengelyforgási idejét szilárd felszín híján a mágneses terükhöz kapcsolódó periodikus rádiójelek alapján határozzák meg. Így nagy meglepetést okozott, amikor a Cassini-szonda megfigyelései alapján meghatározták a gyûrûs bolygó tengelyforgási idejét.



Az Enceladus árnyéka, amely a saját magából kilövellt anyag alkotta felhõre vetül (NASA/JPL/University of Arizona/Ames)


A Szaturnusz mágneses terének viselkedése két szempontból is szokatlan volt. A mágneses tér egyrészt pulzálni látszott, alkalmanként erõsebb rádiósugárzást bocsátott ki. A legfurcsább azonban az volt, hogy a magnetoszféra alapján mért forgási idõtartam megnövekedett.

A bolygó egy tengely körüli fordulata eszerint 6 perccel tovább tartott, mint az 1980-as években, a Voyager-szondák mérései alapján. Sejthetõ volt, hogy nem a bolygó tengelyforgása lassult, hanem egyéb folyamatról lehet szó - a magyarázatra azonban mostanáig várni kellett.

Az eddigi megfigyelések összegzése alapján a jelenség az Enceladus holddal lehet kapcsolatban. Az égitestrõl kilövellt részecskék egy része töltést nyer, és a Szaturnusz mágneses terének erõvonalaihoz kapcsolódik. A Cassini-szonda rádió- és plazmamérései alapján a kiderült, hogy a részecskék egy vastag, gyûrû alakú tartományt formálnak az Enceladus pályája mentén. Ezek közül pedig sok "beragad" a mágneses tér erõvonalaiba, és lassítani próbálja a tér mozgását.

A lassítás mértéke függ a befogott részecskék össztömegétõl - utóbbi pedig az Enceladus gejzírjellegû kitörései által kidobott anyagmennyiségtõl. Elképzelhetõ tehát, hogy a hold jelenleg aktívabb, mint az 1980-as években. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy a megfigyelt változás évszakos jellegû. Utóbbi oka, hogy a Szaturnusz egyenlítõje és a vele párhuzamosan mozgó holdak keringési síkja nem esik egybe a Szaturnusz keringési pályasíkjával. Elméletileg ezzel összefüggésben - évszakos jelleggel - is változhat a mágneses térbe befogott részecskék hatása.


Az Enceladusról kilövellt részecskék alkotta gyûrû (kék színnel) plazmaáramlást kelt, és lassítja a Szaturnusz erõvonalainak forgását (NASA/JPL/University of Arizona/Ames)

Jelenleg az elsõ változat tûnik valószínûbbnek, vagyis az Enceladus aktivitása befolyásolja a magnetoszférának a holdhoz közeli és feltehetõleg a távolabbi részének forgási sebességét is.

Kereszturi Ákos

Óriás bolygó vagy törpe csillag?
Szerzõ: Szabó M. Gyula | 2007. július 16., hétfõ

Hogyan lehet eldönteni a csillagok körül keringõ kis tömegû kísérõkrõl, hogy óriás exobolygók-e vagy kis méretû barna törpék?


Az elsõ Naprendszeren kívüli bolygót 12 éve fedezték fel, azóta az ismert bolygók száma megközelítette a 250-et. Egyelõre az igen nagy tömegû, a központi csillaghoz igen közel keringõ "forró Jupiterek" felfedezése a legkönnyebb, így az ismert exobolygó-jelöltek többsége ilyen égitest. Ezek a bolygók olyan nagy tömegûek, hogy gyakran kétséges, bolygók-e egyáltalán, vagy inkább barna törpe "csillagok".


Így nézhet ki egy forró Jupiter...

A barna törpék olyan, "normál" csillagoknál kisebb égitestek, amelyek a csillagokhoz hasonlóan egy csillagközi felhõ összehúzódásával jöttek létre, de tömegük nem elegendõ a magbéli hidrogénfúzió elindulásához. A csillagoktól relatíve könnyû õket megkülönböztetni, hiszen kb. 80 jupitertömeg fölött a fúzió elkerülhetetlenül megindul, és az égitest a csillagok fõsorozatára kerül. Az óriás bolygók és a barna törpék elhatárolása nehéz, de fontos kérdés, amelyben még nem alakult ki végleges konszenzus.



...és így a barna törpe kettõs az ε Indi csillag körül. A bal alsó sarokban a két törpe fotója látható.

A bolygók definíciószerûen olyan, csillagoknál kisebb tömegû égitestek, amelyek csillagok körüli protoplanetáris korongban alakultak ki. Elvileg a különbözõ kialakulás (felhõmagban? – korongban?) alapján egyértelmûen elkülönül a két égitesttípus. A kialakulás folyamatát azonban ma már nehéz meghatározni, hiszen ehhez olyan közvetett jeleket kell találnunk a jelenleg látható égitestekben, amelyek egyértelmûen megmutatják a kialakulás mikéntjét. Az sem segíti a megfigyelést, hogy a kétséges esetben ezek a sötét égitestek egy fényes csillaghoz közel keringenek...

Korábban úgy tûnt, a tömeg megfelelõ állapotjelzõ lehet. A csillagokat kísérõ égitestek darabszáma a tömeg növekedésével egyenletesen csökkent kb. 13 jupitertömegig. Kb. 20 jupitertömegig nem is nagyon ismertünk további égitesteket, majd 20 jupitertömeg fölött ismét növekedni kezdett az égitestek száma. Az üres tartomány a "barna törpe sivatag" néven vált ismertté, és megalapozta azt az elkülönítést, hogy a 13 jupitertömeg alatti égitestek óriásbolygók, az e fölöttiek pedig barna törpék.

További exobolygók felfedezésével azonban a barna törpe sivatag benépesült, és megjelentek a "gyanús" égitestek, a nagyobb tömegû óriásbolygók és a kisebb tömegû barna törpék is. Nyilvánvaló, hogy a bolygók és a barna törpék tömege között átfedés van, így elkülönítésükhöz egyéb tulajdonságokat is figyelembe kell venni.



A Naprendszer nagyobb bolygói (korongok), az ismert fedési exobolygók (szürke háromszögek), néhány kis tömegû barna törpe (piros keresztek), valamint egymilliárd éves bolygók elméleti tömeg–sugár-relációi meghatározott összetétel mellett, 0,1 Cs.E. távolságra a központi csillagtól (vonalak).

A legfontosabb tulajdonság a héliumnál nehezebb elemek ("fémek") gyakoriságának vizsgálata lehet. Ha a kis tömegû égitest egy csillag körül alakul ki, a fiatal csillag sugárzása a korongból hatékonyabban kifújja a könnyû elemeket, így a korongban keletkezõ égitest fémtartalma nagyobb lesz, mint a csillagé. Ezt közvetlenül megmérni szinte lehetetlen; azonban az átmérõ alapján lehet rá következtetni: a nagyobb fémtartalmú égitest kisebb sugarú, adott hõmérséklet mellett kisebb luminozitású, és – fedési rendszer esetén – tranzitba lépése rövidebb ideig tart, amelyek mind megfigyelhetõ paraméterek. Hasonlóan, a bolygók anyagának tömeg szerinti ülepedése szintén a kisebb átmérõ irányába vezet, ellentétben a teljesen konventív barna törpékkel, ahol az ülepedés a konvekció miatt nem jöhet létre. Végül pedig a csillagtól való távolság is informatív lehet: a korong mérete nem lehet tetszõlegesen nagy, és a sûrûsége kifelé csökken, ebbõl következõleg nem alakulhatnak ki óriásbolygók a csillagtól nagyon távol. A már kialakult óriásbolygók a korong viszkozitása miatt a csillag felé vándorolnak, így ma közelebb figyelhetjük meg õket, mint ahol létrejöttek. Ezzel ellentétben a barna törpék befogása nagyobb csillagtávolságok esetén is lehetséges, és a csillagtól átlagosan messzebb számíthatunk rájuk.

Vagyis egy nagy tömegû kísérõ természetének vizsgálatakor egyszerre kell tekintettel lenni annak tömegére, csillagtól való távolságára, fémtartalmára, luminozitására és sugarára, és a fejlõdési hatások miatt figyelembe kell venni a rendszer korát is. Nem véletlen, hogy egy-egy adott rendszer valódi természetének felderítése nehéz feladat, amelynek a megoldásához a precíz és érzékeny mérések mellé részletes elméleti megfontolásokra is szükség van.

Legyen Ön is galaxisosztályozó!
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. július 13., péntek

A nagyközönséget szeretnék bevonni a tudományos munkába a Sloan digitális égboltfelmérés adatait felhasználó csillagászok.


Július 11-én, szerdán indult útjára az Oxfordi Egyetem csillagászainak kezdeményezése, amellyel a nyilvánosság segítségét kérik galaxisok millióinak osztályozására, így ezáltal bárki új felfedezések részesévé válhat. A www.galaxyzoo.org honlap látogatói szebbnél szebb galaxisok képeit tanulmányozhatják, legtöbbjüket emberi szem még sosem látta. A weblapot felkeresõk feladata az, hogy osztályozzák a galaxisokat kinézetük alapján: döntsék el, hogy spirális vagy elliptikus galaxisok-e. Ezzel az egyszerûnek tûnõ feladattal hétköznapi emberek is hozzájárulhatnak ahhoz, hogy a csillagászok feltérképezzék, hogyan oszlanak el a különbözõ típusú galaxisok az égen, ezáltal pedig jobban megértsék a Világegyetem szerkezetét. A galaxisokról az Új-Mexikóban lévõ Sloan Digital Sky Survey robottávcsöve készítette a képeket.



A GalaxyZoo.org kezdõoldala


"A honlap nemcsak szórakoztatásra készült" – nyilatkozta Kevin Schawinski az Oxfordi Egyetemrõl, ahol az adatok elemzését végzik. Az emberi agy alakfelismerõ képessége még mindig nagyságrendekkel meghaladja a legjobb számítógépes algoritmusokat, s a folyamatos fejlesztések ellenére is szinte lehetetlen olyan programot írni, amely nagy biztonsággal felismeri a különbözõ típusú galaxisok változatos formáit. Akár 5 percet, akár 5 órát töltenek el segítõ szándékú emberek, mindenféleképpen felbecsülhetetlen értékû részvételük.

Mielõtt a honlap látogatói tényleges munkába kezdenének, egy nagyon jól szerkesztett oktatói anyag segítségével megtanulhatják a galaxisosztályozás alapvetõ tudnivalóit. Elsõként a két alaptípussal, a spirális és elliptikus galaxisokkal ismerkedhetünk meg egyszerûbb, majd kicsit bonyolultabb formákon keresztül. Ezután gyakorolhatjuk a kölcsönható galaxisok megkülönböztetését az alaptípusoktól, végül pedig a halvány, messzi galaxisfajták felismerését. Pár példán keresztül tesztelhetjük a spirális galaxisok forgásirányának meghatározását. Végezetül azt is bemutatják, hogy hogyan tehetünk különbséget a galaxisok és a csillagok, illetve mozgó objektumok között. A tényleges munka megkezdéséhez 15 tesztgalaxisból legalább nyolcat helyesen kell osztályozni, onnan pedig már csak a rendelkezésre álló szabad idõ korlátozza a Világegyetem kozmikus mélységeibe tett kirándulásainkat.


A két alapvetõ galaxistípus: balra a spirális M101, jobbra pedig az elliptikus M87

A galaxyzoo.org csapatát a NASA egy korábbi, Stardust@home névre keresztelt projektje ihlette, amelyben a Wild–2-üstököst meglátogató ûrszonda visszatérõ kapszulájából származó porrészecskék osztályozásához kérték a nagyközönség segítségét.


Forrás: GalaxyZoo.org

Vízgõz egy forró exobolygó légkörében
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. július 13., péntek

A Spitzer infravörös ûrtávcsõ legújabb mérései vízgõz jelenlétét mutatták ki egy forró exobolygó légkörében.

A felfedezés a HD 189733b jelzésû planéta légkörének vizsgálata során történt. A 63 fényévre lévõ, 1,15 jupitertömegû bolygó központi csillagához igen közel helyezkedik el, keringési periódusideje mindössze 2,2 nap (vonatkozó híreink listája itt és a cikk végén). A szakemberek már korábban megjósolták, hogy a hasonló, ún. "forró Jupiter" típusú exoplanéták atmoszférája vízgõzt is tartalmazhat – a NASA infravörös ûrobszervatóriumának legújabb adatai most bizonyítékot is szolgáltattak erre. A jelentõs eredményt – melynek elérésében európai és amerikai kutatók is részt vettek – a Nature legújabb számában tették közzé.

Bár a víz jelenlétével kapcsolatban felmerülhetne a földönkívüli életformák megjelenésének lehetõsége is, a most vizsgált bolygó esetében erre gyakorlatilag nincs esély. A HD 189733b-nek – a Naprendszerben lévõ óriásbolygókhoz hasonlóan – nincs szilárd felszíne; a planétát vastag, gázokból álló légkör, valamint sûrû, fémes mag alkotja. A másik kizáró ok a bolygó központi csillagának közelségébõl adódó igen magas, mintegy 1300 ºC-os átlaghõmérséklete. A felfedezés ugyanakkor reményt adhat a víz jelenlétének kimutatására a még felfedezésre váró Föld típusú exobolygók esetében is.

A Naprendszerünkön kívüli bolygók atmoszférájának és klímájának vizsgálata a csillagászat egy új, igen dinamikusan fejlõdõ területe, amiben a Spitzer érzékenysége kulcsfontosságú szerepet játszik. Elsõként az infravörös tartományban sikerült a bolygóról érkezõ sugárzás detektálása, amit az tesz lehetõvé, hogy a hõsugarak tartományában az égitest sugárzását sokkal kevésbé nyomja el központi csillagának fényözöne. Ebben a tartományban válnak a vízmolekulák elnyelési sávjai kimutathatókká, és pontosan ez volt a legújabb mérések célja is.


A Spitzer ûrtávcsõ mérési pontjai (sárgával) a HD 189733b légkörében elnyelõdõ infravörös sugárzás intenzitásáról, és a vízgõzmolekulák elméleti elnyelési spektruma (kékkel). (Forrás: NASA/JPL-Caltech/G. Tinetti, Institute d'Astrophysique de Paris)

A cikk szerzõi, G. Tinetti (Institute d'Astrophysique de Paris) és munkatársai a HD 189733b bolygót csillaga elõtt átvonulva vizsgálták a Spitzerrel. A bolygó légkörében lévõ atomok, molekulák elnyelték a csillag infravörös sugárzásának egy részét – így a spektrumokból következtetni lehetett az atmoszféra anyagi összetételére. Az ûrtávcsõ három hullámhosszon (3,6, 5,8 és 8 mikronon) végzett méréseket; az elnyelt sugárzás intenzitása mindhárom esetben különbözõ értékûnek adódott. Az abszorpció változása pedig jó egyezést mutatott egy vízgõzt is tartalmazó légkör elméleti spektrumával. A HD 189733b atmoszférájában lévõ víz túl forró ahhoz, hogy felhõket képezzen; ugyanakkor korábbi megfigyelések szerint a planéta légkörében – a bolygó napos és árnyékos oldala közötti hõmérséklet-különbség, valamint a magaslégköri szelek hatására – kialakulhatnak más típusú gázfelhõk.

Úgy tûnik tehát, hogy az elsõdleges bolygóátvonulások infravörös tartományban való megfigyelése sikeres módszernek bizonyulhat az exobolygók légköri víztartalmának kimutatására.

Forrás: Spitzer PR 2007-12

Hyperion, a "szivacshold"
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. július 11., szerda

Izgalmas felfedezések a Szaturnusz egyik legegzotikusabb holdjával kapcsolatban.


A Hyperion a Szaturnusz legnagyobb szabálytalan alakú holdja. Már a XIX. század közepe óta tudunk létezésérõl (W. Bond és W. Lassell fedezte fel 1848-ban), de kézzelfogható információkkal csak a Voyager-1 1980-as Szaturnusz-közelítése óta rendelkezünk a különös égitestrõl. Az elnyúlt alakú, 360×280×225 kilométeres hold legfeltûnõbb felszíni alakzata egy hatalmas, mintegy 120 km átmérõjû kráter, mely a Hyperion egyik oldalának közepét foglalja el. Szintén különleges tulajdonsága a kaotikus forgás (ezt a Szaturnusz és néhány nagyobb hold gravitációs hatása okozza), mely – mai ismereteink szerint – a Naprendszerben csak még egy objektumra, a Toutatis nevû kisbolygóra jellemzõ. A Cassini-szonda 2005-ben és 2006-ban is megközelítette a holdat, így lehetõség nyílt minden eddiginél részletesebb vizsgálatok elvégzésére. Az új eredményekrõl a napokban számolt be két kutatócsoport a Nature hasábjain.

P. C. Thomas (Cornell University) és munkatársai az ûrszonda pályájának a hold megközelítésekor fellépõ, apró módosulásai révén pontosan meghatározták az égitest tömegét, s ez alapján a sûrûségét is. Utóbbira 544±50 kg/m3-es értéket kaptak, azaz a hold sûrûsége csak fele akkora, mint a vízé. Ez az érték hasonló a Szaturnusz kisebb, a gyûrûrendszerhez közel lévõ holdjaiéhoz, de a Hyperionhoz hasonló méretû kísérõk sûrûsége ennél jóval nagyobb. A meglepõen kis átlagsûrûség oka az igen nagy mértékû porózusság: a szakemberek szerint a Hyperion mintegy 42%-át üregek alkotják (feltéve, hogy a hold szilárd anyaga túlnyomórészt az eddigi adatok által sugallt vízjégbõl áll) – azaz jó közelítéssel az égitest nem más, mint egy kozmikus "szivacs".


A Phoebe (balra), ill. a Hyperion felszínének kinagyított részlete - utóbbin jól látszik a jóval nagyobb arányú kráterezettség (forrás: NASA/JPL/Space Science Institute)

A Cassini nagyfelbontású képeinek elemzése során a kutatók számos kisebb, 2-10 km átmérõjû krátert fedeztek fel a hold felszínén. A Szaturnusz több más, nagyobb méretû kísérõjével (Phoebe, Iapetus) összehasonlítva a Hyperionon sokkal több kráter található, s ezek a kráterek mélyebbek, szélesebbek, kevésbé erodáltak, mint az elõbbi égitesteken. Ez a Hyperion szivacsos felépítésére vezethetõ vissza. Egyrészt a kráterképzõdés oka elsõdlegesen a felszín anyagának a becsapódó testek okozta összenyomódása, nem pedig a robbanás során kidobódó anyag (mint a sûrûbb égitestek esetén). Másrészt a hold kis gravitációja miatt a kilökõdõ anyag legnagyobb része nem hullik vissza a felszínre, hanem elszökik, s így kevés por borítja a krátereket.


A Hyperion felszíne ultraibolya és látható tartományban; a bal oldali ábrán lévõ világos foltok a nagy albedójú területeknek felelnek meg (forrás: NASA/JPL/University of Arizona/Ames Center/Space Science Institute)

Egy másik kutatócsoport, D. P. Cruickshank (NASA, Ames Research Center) vezetésével a Cassini által készített spektrumok alapján tanulmányozta a Hyperion felszínének anyagi összetételét. A szakemberek a különbözõ (ultraibolya, látható és közeli infravörös) tartományokban felvett színképek segítségével két, eltérõ fényvisszaverõ-képességû felszíntípust különböztettek meg. A nagyobb albedójú területeket (melyek fõként az égitest domináns kráterének pereménél helyezkednek el) nagyrészt kristályos állapotban lévõ, nagy tisztaságú vízjég alkotja. A felszín nagyobb részét kitevõ, kisebb albedójú (sötétebb) területek pedig vízjég, szárazjég (fagyott szén-dioxid) és szénhidrátok keverékébõl állnak. Hasonlóan bonyolult, szerves molekulákat a szakemberek korábban csak bolygólégkörök, üstökösök, meteoritok ill. a csillagközi anyag alkotóelemeiként találtak – az utóbbi években azonban több Jupiter- ill. Szaturnusz-hold felszínén is. A szénhidrátok a Hyperionon a jégbe ágyazódva, illetve a H2O és CO2 molekulákkal komplex vegyületeket alkotva fordulnak elõ. Legnagyobb mennyiségben azonban idõsebb kráterek alján – sötét, vörösesfekete réteget képezve – koncentrálódnak. A Hyperionon lévõ szén-dioxid szempontjából szintén fontos a szerves molekulák jelenléte: a tiszta CO2 ugyanis már régen elillant volna a hold felszínérõl, de a szénhidrátokkal alkotott komplex vegyületek formájában stabilabbá vált.

Forrás: Nature, 2007.07.05.

Pöfékelõ neutroncsillag
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. július 11., szerda

A Cir X-1 jelû objektum vizsgálata arra utal, hogy nemcsak fekete lyukak környezetébõl indulhatnak ki irányított gázkilövellések.


A Cir X-1 jelzésû égitest a déli ég Circinus (Körzõ) csillagképében elsõként felfedezett röntgenforrás, ami a Földtõl mintegy 20 ezer fényév távolságban levõ kölcsönható kettõscsillag. A rendszer egyik tagja neutroncsillag, azaz egykori szupernóva-robbanás rendkívül sûrû, túlnyomórészt neutronokból álló maradványa, amely egy több naptömegnyi forró csillag körül kering elnyúlt pályán. A rendszer idõnként kitöréseket mutat a rádió- és röntgentartományban, amikor a két komponens között fellépõ tömegátadási folyamatok hirtelen energiafelszabaduláshoz vezetnek.


Sebastian Heinz (University of Wisconsin, Madison) és csoportja a Chandra röntgenteleszkóppal vizsgálta az égitestet. Megfigyeléseik során közel fénysebességgel mozgó részecskékbõl álló anyagkifúvást, azaz jetet fedeztek fel, amely a neutroncsillag környezetébõl indult ki. Mind a nagyon nagy tömegû, mind a csillagtömegû fekete lyukak esetében számtalan példát ismerünk hasonló gázkilövellésre, de mindeddig nem ismertünk egyet sem neutroncsillag körül. A felfedezés arra utal, hogy az irányított anyagkiáramlás kialakulásához nem szükségesek a csak fekete lyukakra jellemzõ extrém körülmények, mint például az eseményhorizont megléte és a valódi felszín hiánya. Legfontosabb tényezõnek az erõs gravitációs tér látszik (amit alátámaszt az is, hogy ismerünk fehér törpék környezetébõl kiinduló jeteket is).


A Cir X-1 kettõs rendszerének fantáziarajza. Balra fent a Chandra ûrteleszkóp felvétele. (Forrás: M. Weiss - fantáziakép; S. Heintz és társai - inzert)

A fantáziakép közepén kis gömbként ábrázolt neutroncsillag a háttérben levõ kékes színû, nagyobb csillag körül kering, és hatalmas gravitációs ereje révén anyagot szív el társáról, amibõl kialakul az anyagbefogási (akkréciós) korong. Egyelõre nem teljesen értett folyamatok révén a behulló anyag energiájának jelentõs része a majdnem fénysebességgel haladó kifúvás létrehozására és fenntartására fordítódik. Képünkön balra fent látható a Chandra eredeti felvétele, amelyen a kisenergiájú röntgensugárzást vörös, a közepes energiájú sugárzást zöld, a nagyenergiájú tartományt pedig kék szín jelzi.

Maguk az újonnan felfedezett képzõdmények az inzertképen átlós irányban elhelyezkedõ kettõs vörös kinyúlás formájában figyelhetõk meg, amelyben a torz X-re emlékeztetõ alakzat két szára kb. 30 fokos szöget zár be. Egyik értelmezés szerint a kúp alakú, széles kiáramlási sáv határait látjuk; a rádiótartományban készült felvételekkel összevetve ezek a neutroncsillagtól legalább 5 fényévre nyúló képzõdmények igen jó egyezést mutatnak a rádiósugárzó jet irányával. Másik lehetséges értelmezés, hogy a kettõs nyaláb valójában két teljesen különálló és igen szûk nyílásszögû jetbõl áll, melyeket a forgása során a búgócsigához hasonlóan imbolygó neutroncsillag életének két különbözõ szakaszában hozott létre. Ez a precessziós elképzelés is összeegyeztethetõ a rádiótartományban különbözõ idõpontokban végzett megfigyelésekkel.

Forrás: Chandra Photo Album 2007.06.27.

ngc4449_hst_c720

Egy korábbi világegyetem nyomában
2007. július 10., kedd, 8:23


Egy amerikai kutató elképzelhetõnek tartja, hogy a mi Világegyetemünket megelõzõen létezett univerzumról kaphassunk információt. Az eredmény forrása egy újfajta matematikai megközelítés, amelynek segítségével a kutatónak sikerült néhány olyan egyenletet megoldania, amelyek a Nagy Bummhoz közeli, extrém állapotú anyag viselkedését írják le.



A "Nagy Visszapattanás" egyfajta grafikus ábrázolása: a vízszintes tengelyen az idõ telik balról jobbra, a függõlegesen pedig a Világegyetem térfogatát jelölték. A miénk elõtti utolsó, zsugorodó Világegyetemben egyre kisebb fluktuációk, egyenetlenségek voltak, míg a visszapattanás utáni, "új" táguló Világegyetemben ezek egyre nagyobbak lettek (Martin Bojowald, Penn State)


Mint arról egy korábbi cikkünkben írtunk, egyes kutatók nem tartják lehetetlennek, hogy a miénk elõtt létezett, korábbi univerzumról szerezzünk információt. Az elgondolás alapja az a lehetõség, amely szerint az egyes világegyetemek egy-egy Nagy Reccs jellegû összehúzódással érnek véget. A Nagy Reccs után pedig az összezsugorodott univerzum újból tágulni kezdhet, amelyet aztán utólag Nagy Bummként figyelhetünk meg.

A Világegyetem kezdeti állapotának vizsgálatához szükséges teória, a kvantum- és a gravitációs elmélet egyesítése még nem született meg, noha több próbálkozás is létezik. A kezdeti pillanatok matematikai leírásakor komoly nehézséget jelent, hogy végtelenül kis térfogatban kell végtelenül sok energiát modellezni - erre jelenlegi modelljeink nem képesek. Egy, a húrelméletek közé tartozó modellt alkalmazva azonban Martin Bojowald (Penn State University) néhány kritikus egyenletre lehetséges megoldásokat talált.

Eszerint a miénk elõtti világegyetem élete végén összezsugorodott - de még mielõtt elérte volna azt az állapotot, amelyben egyes paraméterei végtelenül és kezelhetetlenül naggyá, illetve kicsivé váltak volna, máris tágulásba váltott. Eszerint a Nagy Reccs és a mi Világegyetemünk kezdetét jelzõ Nagy Bumm helyett együttesen "Nagy Visszapattanásról" beszélhetünk.

A kutató szerint bár sikerülhet a korábbi világegyetem néhány tulajdonságát megállapítani, sok fontos jellemzõje rejtve marad elõlünk. Ezt a fizikus "kozmikus feledékenységként" aposztrofálta: modellje alapján egy korábbi világegyetemnek a jellemzõi csak bizonyos valószínûséggel rekonstruálhatók. Eszerint az összes fontos tulajdonságát soha nem ismerhetjük meg. Ez egyben azt is jelenti, hogy a kozmikus feledékenység miatt nem keletkeznek teljesen egyforma Világegyetemek.

Mindezek azonban csak egy lehetséges modellt jelentenek, és az elmúlt években csökkent az egymást követõ világegyetemek elméletének "népszerûsége". A közelmúltban láttuk vendégül a Nagy Bummot, "akitõl" sok érdekességet hallhattunk a kezdetekrõl és az Univerzum valószínû jövõjérõl.

Kereszturi Ákos

Folyékony tükrû távcsövet a Holdra!
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. július 10., kedd

Két évtizeden belül folyékony tükörrel mûködõ óriástávcsõ fürkészheti a korai Univerzum titkait Holdunk felszínérõl.


Valamikor a jövõben a Holdon dolgozó ûrhajósok speciális folyadékot öntenek egy korong alakú hálóra. Ezzel a mûvelettel egy akár 20-100 méter átmérõjû, optikai- és infravörös tartományban használható hatalmas távcsõ tükrét készítik éppen el. Egy ilyen mûszerrel akár százszor-ezerszer halványabb objektumok is megfigyelhetõk, mint a nemsokára felbocsátandó új ûrteleszkóppal, a James Webb Ûrtávcsõvel. Ezzel a teljesítménnyel a mûszer az Õsrobbanást közvetlenül követõ pillanatokba engedne bepillantást, illetve használható lenne mind a szokványos, mind a különleges törpegalaxisok vizsgálatára.

A NASA Institute for Advanced Concepts által támogatott projekt eredményeirõl Ermanno Borra (Laval Egyetem, Quebec, Kanada) és csoportja számolt be a Nature 2007. június 21-i számában. Számításaik szerint a Hold ideális helyszín egy, az ûrbe telepíthetõ mûszereknél sokkal nagyobb, a folyékony tükrös technológiát alkalmazó távcsõ felépítésére. Ezekben a rendszerekben a tükrözõ folyadékot tartalmazó tartály forgatása révén fellépõ centrifugális erõ alakítja ki a felszínen a képalkotáshoz szükséges görbületet. Az elõnyök egyértelmûek: a szállítás, az összeszerelés és a karbantartás mind-mind egyszerûbb, mint egy hatalmas, szilárd tükör esetében.


Az University of British Columbia 6 méter átmérõjû LMT (Liquid Mirror Telescope) mûszerének fõtükre (Forrás: Paul Hickson )

Az elképzelések szerint az összeszerelés során egy automatika által esernyõszerûen kinyitott és kifeszített hálóra öntenék ki a folyadékot. A folyadékban fellépõ felületi feszültség megakadályozza, hogy a háló résein átfolyjon az anyag. Laboratóriumi kísérletekben az ûrbeli körülményeknek megfelelõ alacsony hõmérsékleten is folyékonyan maradó, különleges sókat tartalmazó oldatokat használtak fel. Az enyhén homorú felületre igen finom, krómot és ezüstöt tartalmazó rétegeket juttattva alakították ki a végsõ tükröt, melynek fényvisszaverõ képessége még nem megfelelõ, de ez valószínûleg a technológia fejlesztésével javítható.

Bár a kutatók jelenleg is dolgoznak a folyadéktükrök elõállításának különbözõ módszerein, az elsõ gyakorlati megvalósítás a Hold felszínén nem várható 2020 elõtt.

Forrás: NASA News Release, 2007.06.21.

A Pillangó-köd tánca
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. július 06., péntek

Mozgófilm készült az M2-9 jelzésû planetáris köd változásairól, melyeket feltehetõen a központjában található két csillag kölcsönhatásai okoznak.


Az M2-9, vagy ismertebb nevén a Minkowski-féle Pillangó-köd, egy tõlünk kb. 2100 fényévre található planetáris köd, amelyet Rudolph Minkowski amerikai csillagász fedezett fel 1947-ben. (Érdemes megjegyezni, hogy az ismeretterjesztõ-népszerûsítõ irodalom legalább három másik objektumot ismer még Pillangó-ködként.) A köd érdekessége, hogy a központi objektum nagy valószínûséggel szoros kettõs rendszer, melyben két csillag kering egymás körül 120 éves keringési periódussal. A csillagpár egyik tagja egy fehér törpe, míg a másik egy vörös óriás, amely élete vége felé járva külsõ rétegeit fokozatosan veszíti el. A rendszer fejlõdésére vonatkozó elméleti számítások szerint a fehér törpe mintegy 1200 évvel ezelõtt robbanásszerû folyamatokon esett át, melyek nagysebességû irányított gázkilövellést, azaz jetet indítottak el. A modell szerint a kísérõ csillag lassú anyagvesztése, ill. a jet kölcsönhatása idézi elõ a ködben látható szerkezetek hossztengely mentén jelentkezõ imbolygását



A Pillangó-köd a Hubble Ûrteleszkóp egy korábbi képén.

A köd hatvan évvel ezelõtti felfedezése óta sokan tanulmányozták az objektum szerkezeti változásait. Legjellemzõbb a köd legfényesebb részleteinek nyugatról keletre irányuló vándorlása, ami miatt az 1980-as években pont fordítva nézett ki a köd, mint pár évvel a felfedezése után (l. az alábbi képen)


A Pillangó-köd 1952 és 1989 között. Jól látható az inverz képen sötét foltokként jelentkezõ fényes csomók helyzetének folyamatos változása.

Spanyol és amerikai tudósok R. Corradi (Isaac Newton Group, IAC) vezetésével több éves megfigyelés-sorozatot végeztek az M2-9-rõl. Ennek látványos eredménye az alábbi mozgókép, amelyen tanulmányozható a köd fejlõdése. Korábbi vizsgálatok már kimutatták, hogy a hosszanti irányú sáv nemcsak látszólagos fényjáték a ködben, hanem valódi gázsugár társítható hozzá. Ennek forrása a kettõs rendszer keringésével együtt mozog, s miközben a pályamenti mozgás csatolódik a két csillagszél ütközésével, kialakul a gázsugár enyhén imbolygó mozgása.


Két évtized a Pillangó-köd életébõl. A gif itt tekinthetõ meg!


Források:

Doyle, S. és mtsai, 2000, Astronomical Journal, 119, 1339

Cél: a Viktória-kráter belseje
2007. július 6., péntek, 8:41


Hosszas tanakodás után döntöttek a földi irányítók: az Opportunity rovert beküldik a Viktória-kráterbe.



A Viktória-kráter sziklás pereme egy hamisszínes felvételen (NASA/JPL/Cornell)



Az Opportunity marsjáró már több hónapja a Viktória-kráter peremén halad körbe, eddig a kerület közel negyedét tette meg, az óramutató járásával megegyezõ irányban. Eközben nem csak tudományos szempontból vizsgálódik, hanem azt is kutatja, hol lehet a legbiztonságosabban leereszkedni a kráterbe.

Mivel elképzelhetõ, hogy ez lesz a rover utolsó útja, meg kell találni a legbiztonságosabb útvonalat - amelyben az új MRO-szonda nagyfelbontású képei is sokat segítenek. Az eddig nyert felvételek részletes elemzése után döntöttek a földi irányítók: a rover a Duck Bay nevû részen indul majd meg a kráter belsejébe. A beereszkedés várható idõpontját még nem közölték, de az eseményre feltehetõleg néhány héten belül sor kerül.

A Viktória-kráter peremét az erózió erõsen kicsipkézte, és több olyan öböl jellegû mélyedés található benne, ahol viszonylag lankás lejtõn, éles perem nélkül indulhat meg a rovrer a kráter belsejébe. A most kijelölt Duck Bay egyébként véletlenül pont ott található, ahol a rover megérkezett a kráterhez.

A 730 méter széles és 70 méter mély Viktória-kráter körülbelül háromszor mélyebb, mint a korábban meglátogatott Endurance-kráter, ezért a Meridiani-síkság történetének sokkal hosszabb idõszakát lehet a segítségével megközelíteni. Külön elõny, hogy a megfigyelések összehasonlíthatók az Endurance-kráterben készítettekkel, és egyes rétegek remélhetõleg párhuzamosíthatók is egymással.



A Duck Bay képe a távolból: itt fog jobbról balra a kráterbe ereszkedni a rover. (NASA/JPL/Cornell)

Az ereszkedésre kijelölt útvonal sem veszélytelen: 15-20 fok meredek, és sok kõzetdarab tarkítja. A szakemberek azonban vállalják a kockázatot, hiszen igen értékes eredmények várhatók a felfedezõúttól. Az Opportunity eddig 12-szeresen teljesítette túl az eredetileg 90 naposra tervezett élettartamát. Bár a rover még mindig majdnem tökéletesen üzemel, probléma bármikor elõállhat. Társának, a Spiritnek például az egyik kereke már nem mûködik, az a rover nem is volna képes egy ilyen ereszkedést, és fõleg egy sikeres utat követõ "kimászást" végrehajtani.

Kereszturi Ákos

A legkisebb galaxis
2007. július 4., szerda, 10:04


A Tejútrendszer körül keringõ csillagrendszerek közül azonosítottak egy minden korábban észleltnél kisebb tömegû törpegalaxist.


A Willman-1 jelû objektum (SDSS)


Számítógépes szimulációk alapján régóta ismert, hogy a Tejútrendszer és más nagyobb galaxisok környezetében sokkal több kis tömegû törpegalaxis lehet, mint amennyit jelenleg látunk. Saját csillagvárosunk körül közel húsz ilyen objektumot ismerünk, de ezeknél lényegesen többnek kellene lennie.

Hiányukra az egyik magyarázat, hogy becsléseink rosszak, és még sincs ennyi ilyen objektum. A másik lehetõség, hogy rendkívül halványak, emiatt nem vesszük észre õket. Elképzelhetõ ugyanis, hogy az ilyen galaxisokban egy kritikus tömeg - egyes modellek alapján kb. 10 millió naptömeg - alatt annyira gyenge a csillagkeletkezés, hogy túl kevés csillag keletkezik bennük, ezért annyira halványak, hogy jelenlegi mûszereinkkel alig-alig mutathatók ki.

Nemrég azonban sikeresen meghatározták egy olyan galaxis tömegét, amely feltehetõen az említettek közé tartozik. A Willman-1 jelû csillagváros minden korábban ismert kísérõnknél könnyebb. Még 2004-ben azonosították, de akkoriban mindössze annyit sikerült kideríteni róla, hogy a Tejútrendszer körül kering, és tõlünk mintegy 12 ezer fényév távolságnyira lehet.

Az objektum annyira halvány volt, hogy tömegét nem tudták meghatározni. Most viszont Nicolas Martin (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg) és kollégái a Keck II. teleszkóppal részletes spektrális vizsgálatokat végeztek, s a módszerrel sikerült megállapítaniuk a galaxist alkotó csillagok sebességeloszlását.

Minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az égitestek, illetve annál gyorsabban mozgó objektumokat tud még gravitációs terével megtartani. Ennek alapján megállapították, hogy a Wilman-1-ben a csillagok jellemzõ keringési sebessége igen alacsony, s ebbõl úgy kalkuláltak, hogy a csillagváros tömege körülbelül félmilliószorosa lehet a Napénak.

Ez a galaxisok között gyakorlatilag az eddig mért legkisebb érték, és egy átlagos gömbhalmaz tömegéhez áll közel. Elméletileg azt sem lehet kizárni, hogy ennél azért nehezebb az objektum, de anyagának eloszlása annyira sajátos, hogy annak jelentõs része nem befolyásolja érzékelhetõen a csillagok mozgását. Ez akkor képzelhetõ el, ha anyagának jelentõs része láthatatlan tömeg formájában igen egyenletesen oszlik el. Ha a tömeg jelentõs része az objektum peremterületén található, az nem fejt ki érezhetõ hatást a belsõ tartományokban mozgó csillagokra. A fenti modell azt is feltételezi, hogy a most megfigyelt csillagok mindegyike a központi vidéken helyezkedik el. Ennek a rejtett, a centrumtól távoli tömegnek a lehetõségét azonban a legtöbb szakember valószínûtlennek tartja.

Az elmondottak értelmében feltételezhetõ, hogy sok hasonló csillagváros kering még észrevétlenül galaxisunk körül. Elképzelhetõ, hogy közéjük tartozik az az öt halvány objektum is, amelyet nemrégiben azonosítottak a Sloan Digital Sky Survey felmérés keretében, de amelyek tömegét nem sikerült pontosan meghatározni. Ha a Keck II. teleszkóppal ezekkel kapcsolatban is elvégzik a fenti vizsgálatot, kiderülhet, hogy a régóta keresett, legkisebb törpegalaxisok képviselõivel van dolgunk.

Kereszturi Ákos

Nem az én híreim, én csak bemásolom õket ide... :)

Bravó, Landren, csak így tovább! Imádom olvasni a híreidet! <#vigyor0>

Szimultán szupernóvák
Szerzõ: Kovács József | 2007. július 03., kedd

Mindössze hat hét különbséggel két szupernóva robbant egy 380 millió fényévre található galaxisban.


Az elmúlt hat hét során két szupernóva is fellángolt az MCG +05-43-16 katalógusjelû, egyébként nem túl jelentõs galaxisban a Herkules csillagképben. Eddig még soha nem figyeltek meg ugyanabban a galaxisban idõben egymáshoz ennyire közel esõ csillagfellángolásokat, ebben a galaxisban pedig még egyáltalán nem detektáltak ilyen eseményt. Mindkét robbanást a NASA Swift mûholdjának mûszerei örökítették meg, melyet egyébként más típusú csillagrobbanások, az ún. gammavillanások forrásainak vizsgálatára terveztek.

A felfedezést nem csak a két esemény gyors egymásutánja teszi különlegessé, hanem az is, hogy a robbanások különbözõ típusúak voltak. Az elsõ, az SN 2007ck jelû II típusú szupernóva volt, melynek során egy, a nukleáris fûtõanyagából kifogyott nagytömegû csillag roskad össze saját gravitációs terének hatására. A mag kollapszusa következtében keletkezõ, kifelé haladó lökéshullám közben egyszerûen szétfújja a csillag külsõ részeit, amit mi szupernóva-robbanásként látunk. Az SN 2007ck-t elõször május 19-én észlelték.

Az elsõtõl eltérõen az SN 2007co szupernóva Ia típusú volt. Ilyen robbanás akkor jön létre, amikor egy kettõs rendszer fehér törpe komponense akkrécióval annyi anyagot gyûjt a kísérõjérõl, hogy a feltorlódott, hidrogéngazdag burokban termonukleáris robbanás következik be. A fehér törpék kompakt objektumok, a csillagok fejlõdésének egyik lehetséges végállapotát képviselik. Méretük nagyjából a Földével egyezik meg, míg tömegük a Napéval vetekszik. Az SN 2007co-t elõször június 4-én figyelték meg.


Az SN 2007ck és az SN 2007co szupernóvák az MCG +05-43-16 katalógusjelû galaxisban. A kép június 9-én és 12-én vörös, zöld és kék színszûrõkkel készült felvételek kombinációja. (Forrás: Stefan Immler, NASA/GSFC, Swift Sience Team)

A Swift mûholddal 2006-ban már detektáltak két szupernóvát ugyanabban a galaxisban (NGC 1316), de azok mindegyike Ia típusú volt, s hat hónap különbséggel fedezték fel õket. A statisztikák szerint a legtöbb galaxisban 25-100 évenként következik be szupernóva-robbanás. A mostani, gyakorlatilag szimultán robbanások nagyon-nagyon ritkák. Mindazonáltal inkább véletlen, csak itt, a Földön tapasztalható egybeesésrõl van szó, nem pedig az adott galaxis valamilyen különleges tulajdonságáról. A két objektum ugyanis több tízezer fényévre van egymástól, így a két robbanás fényének a Naprendszerig különbözõ távolságokat kellett megtenni. Az, hogy mi gyakorlatilag együtt észleltük õket, a fény véges terjedési sebessége miatt azt jelenti, hogy valójában egymástól távoli idõpontokban robbantak fel.

Forrás: NASA GSFC Press Release, 2007. június 26.

Vándorló kõdarabok az Itokawa kisbolygón
2007. július 3., kedd, 8:51


A japán Hayabusa-szonda felvételei alapján sikerült vándorló kõdarabok nyomára bukkanni az Itkawa kisbolygó felszínén.


A sajátos felszínû Itokawa kisbolygó (JAXA)


Az elmúlt években az ûrszondák több kisbolygót is megvizsgáltak közelrõl, közülük utoljára a japán Hayabusa-szonda vette szemügyre az apró, mindössze 500 méteres Itokawa kisbolygót. Az égitest felszíne igen szokatlan kinézetû. Ezzel kapcsolatban elméleti szinten felmerült a felszíni anyagvándorlás lehetõsége - nemrég pedig bizonyítást nyert a feltételezés.

Az a finom törmelékkel borított terület, amely a felszín mintegy 20 százalékát foglalja el, a kisbolygó egyik meglepetése. Egy ilyen apró égitestnél ugyanis olyan gyenge a gravitációs tér, hogy a becsapódáskor kirepülõ törmelékszemcsék alig hullanak vissza.

Az alkalmanként 6 milliméteres felbontású képek segítségével a kavics méretû kõzetszemcsék helyzetét is sikerült alaposan megvizsgálni. Hirdy Miyamoto (University of Tokyo) és kollégái modelljei azt bizonyítják, hogy a kisbolygó rezgései, rázkódásai következtében ezek a szemcsék mozognak, s eközben részlegesen folyékonyan, illetve ahhoz hasonló módon viselkedhetnek - mint egy folyadékkal átitatott szemcsetömeg. Így vándorlásuk során méret szerint elkülönülhettek, illetve az elnyúlt és nagyobb darabok meghatározott irányokba rendezõdhettek.

Az elnyúlt kõdarabok hossztengelye a lejtõs vidékeken egymással párhuzamos, ami arra utal, hogy idõnként vándorlásnak indulnak. A mozgásra feltehetõleg ritkán kerül sor, valószínûleg akkor, amikor becsapódások, esetleg más folyamatok kapcsán rezgések lépnek fel.

Idén áprilisban a földi irányítók utasítást küldtek a Hayabusa-szondának, hogy hajtómûve segítségével kezdjen olyan manõverbe, amely 2010-re visszajuttatja a Földre. Ha négy ionhajtómûve közül az egyik a vártnak megfelelõen üzemel, három év és két Nap körüli keringés múlva a korábbi nehézségek ellenére mégis hazatérhet az ûreszköz. A számítások alapján 29 kg xenongáz lehet a tartályában, amelybõl elméletileg 20 kg elegendõ a hazatéréshez.

A Hayabusa az Itokawa kisbolygóra történõ sikeres leszállás alatt és után számtalan probléma jelét mutatta; pillanatnyilag az egyetlen üzemelõ ionhajtómûben és a gyengélkedõ akkumulátorban bíznak a szakemberek. Giroszkópjainak elromlása miatt térbeli helyzetét a kémiai hajtóanyaggal stabilizálták, amely emiatt el is fogyott.

Kereszturi Ákos

NGC6543widedeep:

CentaurusASGL:

Kozmikus lópatkó
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 30., szombat

Felfedezték az eddigi legnagyobb Einstein-gyûrût az SDSS digitális égboltfelmérés adataiban.


A kutatócsoport vezetõje, az angliai Cambridge egyetemén dolgozó V. Belokurov szerint a kozmikus lópatkónak elnevezett óriás Einstein-gyûrû egyedülálló lehetõséget teremt arra, hogy a Világegyetemet fiatal, mindössze 3 milliárd éves állapotában tanulmányozzuk.

Az Einstein-gyûrûk nem valódi objektumok, hanem a gravitációs lencsehatás következtében fellépõ kozmikus délibábok. Az effektus magyarázatát az általános relativitáselmélet adja, mely szerint a gravitációs térben a fénysugarak elhajlanak, így nagy tömegû objektumok, például galaxisok hasonlóan viselkednek, mint egy lencse: a háttérben levõ más objektumok fényét elhajlítva róluk egy (vagy több) képet állítanak elõ. Jól ismert példa erre az Einstein-kereszt, ami igazából egy nagyon távoli kvazár négyszeres képe. Háttérgalaxisok leképezésekor tipikusan íveket kapunk. Ha a Föld, a lencsézõ és a leképezett galaxis nagyon pontosan egy egyenesbe esik, akkor a kép a lencsézõ objektum körüli teljes gyûrû lesz. Innen származik az elnevezés is, de ilyen teljesen zárt gyûrût eddig még nem találtak.

A legtöbb Einstein-gyûrût a rádiótartományban fedezik fel, míg az optikai tartományban ritkán bukkannak rá a jelenséget mutató objektumra. Az elmúlt évben azonban Belokurov és csoportja átfésülték az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) égboltfelmérés spektroszkópiai adatait, hogy célpontokat keressenek a Hubble Ûrteleszkóp ACS (Advanced Camera for Surveys) mûszere számára. A ma ismert durván tucatnyi optikai Einstein-gyûrûbõl 8 ezen munka eredménye.

Az SDSS felmérés adatai alkalmasak arra, hogy segítségükkel a leképzett galaxisok képét komponensekre bontsák. A munka során Belokurov és kollégái olyan fényes vörös galaxisokat (LRGs, Luminous Red Galaxies) kerestek az SDSS adatbázisában, melyek körül halvány kék kísérõk figyelhetõk meg. Így akadtak a kozmikus lópatkóra is. A majdnem záródó, 300 foknál is hosszabb ív átmérõje 10,2 ívmásodperc (ez például a Jupiter látszó korongjának negyede-ötöde), ami nemcsak több mint ötszöröse az eddigi optikai rekordernek, hanem az ív hosszát tekintve is a legnagyobbak között van. A forrás képe nagyon fényes a lencsézõ galaxis nagy tömege miatt, s ugyanezen okból a "nagyítás" is jelentõs, a becslések szerint körülbelül 50-szeres.



A kozmikus lópatkó, egy óriási Einstein-gyûrû a Kanári-szigeteken mûködõ Isaac Newton Teleszkóp felvételén. A lencsézõ galaxis a kép közepén látható vörös objektum. Ebben már rég befejezõdött a csillagkeletkezés, ellentétben a jóval távolabbi, majdnem gyûrû alakúra leképezett kék galaxissal, melyben aktív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak. A két galaxis a Világegyetem körülbelül 4,7 milliárd, illetve 11 milliárd évvel ezelõtti állapotát reprezentálja. (V. Belokurov)


A kutatók további felvételeket készítettek a gyûrûrõl a Kanári-szigeteken mûködõ Isaac Newton Teleszkóppal, illetve spektrumot vettek fel róla a SAO (Special Astrophysical Observatory, Oroszország) 6 méteres távcsövével. A gyûrû színképe alapján a leképezett galaxis vöröseltolódása z=2,379, így a most detektált, intenzív csillagkeletkezésrõl tanúskodó fény akkor indult el, amikor a Világegyetem még csak 2,8 milliárd éves volt. Belokurov szerint ez a kor rendkívül fontos és igen aktív idõszak volt az Univerzum életében. Ekkor alakultak ki a galaxisok, képzõdött a nehéz elemek többsége, zajlottak legintenzívebben az akkréciós folyamatok a fekete lyukaknál, és a fényes kvazárok száma is ebben az idõszakban tetõzött. A csillagászok még csak most kezdik gyûjteni az adatokat az adott vöröseltolódásnál található objektumokról, közülük egyrõl most részletes információkat is kaphatunk a lencsehatás révén.

A lencsézõ galaxis egyébként maga is érdekes objektum, ugyanis a színe és a luminozitása alapján egyike a Világegyetem legnagyobb méretû és tömegû galaxisainak, közülük is a viszonylag ritka LRG populáció tagja. Magjában minden bizonnyal óriási fekete lyuk rejtõzik. A gyûrû a becslések szerint 6 ezer milliárd naptömegnyi anyagot ölel körül, de a leképezõ galaxis tömege ennél valószínûleg még egy nagyságrenddel nagyobb. Vöröseltolódása z=0,444, így jelenleg azt az állapotát látjuk, mikor az Univerzum körülbelül 9 milliárd éves volt.

A kutatók reményei szerint a galaxis haloja rengeteg sötét anyagot tartalmaz. A leképezõ galaxis távolságában a gyûrû becsült átmérõje 200 ezer fényév, így segítségével valószínûleg a sötét anyag halobeli eloszlásáról is nyerhetünk információt.

Forrás: arXiv:0706.2326v1 , Astronomy Magazine

Drámai változások a Jupiteren
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. június 29., péntek

Rendkívül látványos szín- és alakváltozásokat örökített meg a Hubble Ûrteleszkóp a Jupiter felhõsávjaiban.


Az utóbbi hónapokban felgyorsultak a Jupiter légkörének drámai változásai. Turbulens felhõi és összetett sávrendszerei egyébként is folyamatosan módosítják az óriásbolygó látványát, ám idén új fázisba lépett a Déli Egyenlítõi Sáv környékének átalakulása. A Hubble Ûrtávcsõ legújabb felvételei páratlan részletességgel örökítették meg az eseményeket 2007 márciusa és júniusa között.

A Jupiter kis távcsövekben is feltûnõ sávrendszerét a légkörben kialakuló sárga, barna és fehér felhõövezetek váltakozása hozza létre. Ennek oka a különbözõ szélességeken különbözõ irányú és sebességû légköri áramlások bonyolult kölcsönhatása. A világosabb színû területeken a légkör emelkedik, míg a sötétebb régiókban lesüllyed. Az elõbbieket zónáknak hívjuk, köztük pedig a sávok találhatók. A különbözõ irányú áramlások határrétegében viharos turbulenciák jönnek létre, melyek akár a Földdel összevethetõ méretû ovális foltokként figyelhetõk meg.

2007. március 25. és június 5. között a HST egy egész felhõsáv színváltozással összekötött átalakulását kapta távcsõvégre: zónák sötétedtek sávvá, míg sávok világosodtak és alakultak át zónákká. A térség felhõi rendkívül gyorsan váltottak alakot és méretet.


A Jupiter egyenlítõi területe március 25-én (balra) és június 5-én (jobbra).

A bal oldali képen jól látszik az egyenlítõ mentén húzódó keskeny, fehér felhõzóna. Színárnyalata arra utal, hogy a magaslégkörben helyezkedik el. Ezzel szemben a jobb oldali fotón barna színûre váltottak a felhõk: az egész sáv látszólag egybeolvadt és lesüllyedt. Hasonlóan markáns átalakulás zajlott az egyenlítõ alatti területeken: pl. a bal oldalon fejjel lefelé álló "cápauszony" a jobb oldali felvételen teljesen eltûnt, s helyette fehér örvényekkel tarkított, barnás felhõnyelvek jelentek meg.

Ehhez hasonló változások már korábban is történtek, de még soha nem készült róluk ilyen nagy felbontású felvételsorozat. Távcsöves észlelõ amatõrcsillagászok számára is emlékezetes volt, amint az 1980-as évek végén látszólag teljesen eltûnt a Déli Egyenlítõi Sáv (képünkön az egyenlítõ alatti sötét terület), ami késõbb az 1990-es években megismétlõdõtt. Utóbbi jelenséget már a HST is észlelte, de akkor még jelentõsen kisebb teljesítményû mûszerekkel.

Forrás: STScI-PR-2007-25

Ajánlott oldal: MCSE Bolygó Szakcsoport

Küldetés a legnagyobb kisbolygókhoz
2007. június 29., péntek, 8:13


Már több kisbolygót is meglátogattak ûreszközök, sõt az Eros felszínére a NEAR ûrszonda le is ereszkedett. A kisbolygóöv legnagyobb és talán legérdekesebb objektumai azonban eddig kimaradtak a részletes vizsgálatokból. Ezt hivatott pótolni az amerikai Dawn küldetés, amely legkorábban július 7-én veheti kezdetét. A Ceres és a Vesta részletes vizsgálata bepillantást nyújthat a kisbolygók fejlõdéstörténetébe, ezzel pedig a Naprendszer keletkezési viszonyaiba.


A NASA által tervezett Dawn ûrszonda sorsa sokáig kérdéses volt. Elsõként 2003 decemberében merült fel, hogy törlik a programot, de 2004 februárjában mégis a megvalósítás mellett döntöttek. 2005 októberében átmenetileg szüneteltették az elõkészületeket, majd 2006. március 2-án bejelentették, hogy törlik a tervet. Ám nem sokkal késõbb, ugyenezen hónap 27-én már arról számoltak be, hogy mégis megvalósul a 449 millió dolláros küldetés, méghozzá a NASA Discovery programjának nyolcadik epizódjaként. A Dawn célja a Mars és a Jupiter közötti kisbolygóöv két legnagyobb objektuma, a Ceres és a Vesta tanulmányozása (igaz, a Vesta és a Pallas majdnem egyforma méretûek, ezért a méretbeli sorrend nem egyértelmû).

A legnagyobb kisbolygó

A Ceres viszont biztosan a legnagyobb kisbolygó: az egész kisbolygóöv tömegének közel a fele koncentrálódik benne. Alakja enyhén lapult, egyenlítõi átmérõje 479 km, sarki átmérõje 453 km lehet. Átlagos sûrtûsége 2,7 g/cm3 körüli. Számos dolgot nem tudunk még róla: nem tudjuk például, milyen formában fordul elõ rajta a víz. Az is elképzelhetõ, hogy vízjégsapkája van a sarkoktól kb. 45 fokos szélességig - egyes megfigyelések alapján ugyanis északi féltekéjérõl OH- gyökök távoznak az ûrbe.

Az eddigi észlelések alapján a Ceres tengelyforgásával kapcsolatban 0,04 magnitúdó amplitúdójú fényességváltozás jelentkezik, ami nem alakjának szabálytalanságai, hanem sokkal inkább a felszín fényvisszaverõ képességének (albedo) átlagosan 0,07 körüli területi változásaitól származik. A színképében 3 mikrométer körül mutatkozó elnyelési sáv feltehetõleg hidratált agyagoktól származik, amelyek mellett akár karbonátos ásványok is elõfordulhatnak a felszínen. A belsejében feltételezett tiszta vízjég pedig néhány méter vastag felszíni borítás alatt akár 4,5 milliárd éven keresztül is megmaradhatott.



Néhány kisbolygó mérretarányos képe, balról jobbra: Gaspra, Eros, Ida, Vesta, Ceres; alul a Szaturnusz Titan holdjának íve látható (Keck Observatory, C. Dumas, NASA-JPL)

A közel 500 km átmérõjû Vesta egy erõsen átalakult kisbolygó, amelynek felszínét vulkáni eredetû bazalt borítja. Vasban gazdag vulkáni anyaga akár õsi mágneses nyomokat is hordozhat - ha esetleg volt mágneses tere a kialakulása után.

A két égitest részletes vizsgálata bepillantást nyújthat a kisbolygók fejlõdéstörténetébe, ezzel pedig a Naprendszer keletkezési viszonyaiba. A programban kiemelt szerepet kap annak vizsgálata, hogy miként fordul elõ a víz a kisbolygókban, és milyen szerepet töltött be fejlõdésükben. Míg ebbõl az anyagból a Ceresben bõséggel található, a Vesta kifejezetten száraznak mondható.

Az ûrszonda jellemzõi

A Dawn ûrszonda teljesen feltöltött állapotban 1240 kg tömegû, ennek közel harmadát teszi ki az üzemanyag. Meghajtását elsõsorban
ionhajtómû biztosítja (lent), amely összesen 450 kg-nyi xenongázt használhat el. Maximálisan 90 mN tolóerõ kifejtésére képes. Energiával a 10 kW-ot termelõ, együttesen 19,7 méter hosszú napelemek látják el. Térbeli helyzetének stabilizálásához 12 darab, egyenként 0,9 N tolóerejû, összesen 45 kg-nyi hidrazint felhasználó kémiai korrekciós hajtómûvét használja. A helyzetstabilizálást leszámítva az út során az összes pályaváltoztatáshoz az ionhajtómûvet használják.



A szonda három legfontosabb detektora:

-GRaND (gamma ray and neutron detector, gammasugár és neutrondetektor): a felszín anyagi összetételének megállapításában segít, a legfontosabb kõzetalkotó, radioaktív és illékony elemek eloszlását vizsgálja. A Lunar Prospector és a Mars Odyssey hasonló mûszereinek továbbfejlesztett változata. Fõleg a kálium, tórium és urán eloszlását térképezi, emellett a neutronok mérése segítéségével a felszínközeli vízjég elõfordulását vizsgálja.

-VIR (visual and infrared imaging spectrometer, vizuális és infravörös képalkotó spektrométer): a 14 kg-os detektor a 0,25 és 5 mikrométer közötti tartományban üzemel. Részben a Rosetta ûrszonda VIRTIS, illetve a Cassini ûrszonda VIMS mûszereibõl fejlesztették ki. A GraND mûszerrel együttesen képes többek közt a szén, az oxigén, a nitrogén, a vas, a titán, a klór, a gadolínium és a szamárium eloszlását megállapítani.

-FC (Framing camera, képfelvevõ kamera): a fõként német közremûködéssel készített kamera egy 150 mm fókuszú tükrös teleszkópból és egy CCD-detektorból áll. Az általános képrögzítés mellett hat szûrõjével képes néhány ásvány eloszlását is vizsgálni.
Útvonal a kisbolygókhoz

A Dawn ûrszondát háromfokozatú Delta II-es hordozórakéta indítja a Földrõl. A start pontos idõpontjától függõen 2009 márciusa környékén egy hintamanõvert hajt végre az ûeszköz, miközben kb. 500 km-rel halad el a Mars mellett, majd 2011 szeptemberében jut el a Vestához. Az érkezés nagyon kis sebességkülönbséggel történik, ekkor szinte azonos pályán fog haladni a kisbolygóval. A megfigyelések a találkozó elõtt kb. 3 hónappal kezdõdnek. A kisbolygó felszínétõl eleinte kb. 15 ezer km-el lesz az ûreszköz, majd a távolságot 2700, 950 és 670 km közelébe csökkentik. Legjobban 180 km-re közelíti meg a Vesta felszínét, itt 4 óra lesz a keringési idõ.



A küldetés tervezett menetrendje (NASA)

2012 áprilisa környékén elhagyja a Vestát, és elindul a Ceres felé, amelyet 2015 februárjától vizsgál. Itt szintén fokozatosan csökkentik a keringési távolságot, a fõ állomások 5900, 1300 és 690 km-re lesznek a felszíntõl, végül esetleg még közelebbi pályával is próbálkoznak. A szonda leszállni nem képes a Ceresre, annak gravitációs tere ugyanis túl erõs, és a szükséges fékezésre a hajtómû nem képes. A Ceresnél legalább 5 hónapot tölt a Dawn, így a küldetés a jelenlegi tervek alapján 2015 júliusáig tart.

Várható eredmények

A Dawn feltérképezi mindkét kisbolygó felszínét, vizsgálja összetételüket, pályaváltoztatásai alapján pedig az égitestek tömegére, sûrûségére és közelítõ belsõ szerkezetére, valamint forgási jellemzõikre is következtetni lehet majd. A kráterezettség alapján a felszín kora és fejlõdéstörténete vizsgálható, emellett a víz szerepe is tanulmányozható. Az egyik legérdekesebb kérdés, amire választ várunk, hogy a nagyobb Ceres miért maradt inaktív, miközben a kisebb Vesta felszínét vulkáni bazalt borítja.

A közeli vizsgálat egyes földi meteoritokkal kapcsolatban is nyújthat új ismereteket. A Vesta lehet ugyanis a szülõégiteste az ún. HED-meteoritoknak, melyek neve a howardit, diogenit és eukrit típusok kezdõbetûibõl származik. A Vestáról érkezett meteoritokról eddig csak annyit sikerült megállapítani, hogy az elmúlt 50 millió évben legalább 5 alkalommal repültek ki ilyen szemcsék a kisbolygóról. Emellett a Vesta anyaga viszonylag rövid idõ, 3-10 millió év alatt állhatott össze, míg ugyanez az idõtartam a Mars és a Föld esetében körülbelül 50-30 millió év lehetett. Ezzel ellentétben a Ceresnek eddig nem találták még a meteorit-megfelelõit.



Fantáziarajz a Dawn küldetésérõl, elõtérben az ionhajtómûvét használó szondával, a háttérben a kisbolygóövvel. Utóbbi az alkotó (William K. Hartmann) fantáziájában a bolygórendszer kialakulásának periódusát idézi, amikor még sok heves ütközés zajlott. Balra a Vesta, jobbra pedig a Ceres látható. (William K. Hartmann, UCLA)

A Dawn indulására legkorábban 2007. július 7-én kerülhet sor. A start elõtti héten kisebb problémák merültek fel: egyrészt az a hajó, amely az emelkedõ rakétát a tengerrõl figyelemmel kísérte volna, mûszaki gondokkal küzd a Csendes-óceánon, így feltehetõleg egy repülõgéprõl fogják követni a startot. Emellett a hordozórakéta hajtómûvénél is fellépett kisebb mûszaki nehézség. A mérnököknek még az is okoz némi fejtörést, hogy az elõkészületek során az egyik napelemtábla enyhén megsérült - bár ez nem veszélyezteti az egész küldetést. A szondát július elején mindenképpen indítani akarják, halasztás esetén ugyanis szeptemberre csúszhat a start. Ez pedig a Phoenix Mars-szondának jelent gondot - két ilyen ûreszköz együttes elõkészítése komoly nehézségeket okozna a floridai ûrkikötõnek. Ha pedig a Phoenix nem indulhat augusztus 3-a és 25-e között, akkor két évet várni kell a következõ lehetõségig.

Kereszturi Ákos - Simon Tamás

Olvadt lehet a Mars vasmagja
2007. június 28., csütörtök, 8:59


A korábbi feltételezésekkel ellentétben feltehetõleg még nem szilárdult meg a Mars magja, bár mágneses teret már nem generál napjainkban.


A nagy nyomás modellezésére használt kamra (Andrew Stewart et al., Science)

A hagyományos elgondolások alapján a vörös bolygó magja csak élete elején volt aktív és folyékony. Ekkor a benne zajló áramlások mágneses teret hoztak létre, amelynek nyoma a felszín anyagába rögzülve fõleg az idõs déli féltekén figyelhetõ meg, váltakozó polaritású kõzetsávok formájában. Amikor pedig a bolygó csekély belsõ hõforrásai miatt a teret generáló dinamóhatás leállt a magban, a globális mágneses tér is megszûnt.

Egy új elgondolás alapján azonban más lehet a helyzet. Andrew Stewart (Swiss Federal Institute of Technology, Zürich) és kollégáinak modellszámításai a korábbitól eltérõ fejlõdési utat prognosztizálnak a Mars belsejére. Laboratóriumban szimulálták a vörös bolygóban uralkodó viszonyokat. Ipari gyémántból készült kamrájukban 40 GPa-t, azaz a földfelszíni nyomás négyszázezerszeresét is képesek elõállítani, amelyhez hasonló érték a Mars magában jellemzõ.

A kísérletek során a magban várható hõmérséklet és nyomásviszonyok közepette vizsgálták az anyag viselkedését. A hõmérsékletet 1500 K körül választották meg; a minta kémiai összetételénél azonban nagy bizonytalanság mutatkozott. A mag szilárd, avagy folyékony halmazállapota ugyanis erõsen függ - kevéssé ismert - kéntartalmától.

Utóbbi durván a marsi meteoritok alapján becsülhetõ meg, de egyelõre inkább csak találgatni lehet, hogy a vörös bolygó magjában mennyi kén fordulhat elõ. A vizsgálatokat ezért több, eltérõ kéntartalomra végezték el. A mérések az esetek többségében - még a marsi meteoritok alapján minimálisan becsült 10,6 százalékos kéntartalom mellett is - alapvetõen folyékony halmazállapotra utaltak, ami azt sejteti, hogy a bolygó magjában alig lehet szilárd anyag.

Mindez új megvilágításba helyezi a korai mágneses tér létének és mai hiányának kérdését. A számítások arra is rámutattak, a mágneses tér generálása nem csak attól függ, hogy folyékony vagy szilárd halmazállapotú-e a mag legnagyobb része. Az õsi mágneses tér megszûnését sem a mag megszilárdulása okozta mintegy 4 milliárd évvel ezelõtt a Marsnál. A Föld esetében a mágneses tér ma is generálódik; ennek fõ kiváltói a mag folyékony külsõ részében zajló áramlások - ezeket pedig a mag centrumában lassan halmozódó szilárd belsõ rész képzõdésekor felszabaduló hõ okozza. Ugyanakkor, ha a Marsnak ma sincs szilárd magja, akkor korábban sem lehetett. A kérdés tehát: mi hajtotta azt a kezdeti konvekciót, amely mágneses teret eredményezett? Talán a bolygó összeállásából visszamaradt hõ okozta a jelenséget - de pontos válasz erre egyelõre nincsen.

Egy további érdekes jelenség is felszínre bukkant a számítások alapján: elképzelhetõ, hogy idõvel szilárd fázis kezd kiválni a Mars ma is olvadt magjából. Erre feltehetõleg a külsõ rétegekben kerül sor, ahonnan a szilárd szemcsék lassan a centrumba süllyednek, megmozgatva az anyagot. Utóbbi folyamat során hõ is felszabadul, amely a mozgással együtt mágneses teret generálhat, ez pedig akár újból beindíthatja a dinamóhatást, és ismét mágneses tér övezheti majd a bolygót. A felszabaduló hõ a mag feletti köpenyben is aktív folyamatokat generálhat, ami idõlegesen "felébresztheti" a bolygó vulkanikus és tektonikus aktivitását. Mindez természetesen csak elmélet, a bizonyítékokra egyelõre várnunk kell.

Kereszturi Ákos

Gigantikus ütközés nyomai
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. június 27., szerda

Ultraforró gázfelhõk röntgensugárzása galaxishalmazok ütközésére utal a 3C 438 rádiógalaxis térségében.


Ralph Kraft (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és kutatócsoportja a 3C 438 jelû galaxisnak otthont adó galaxishalmazról röngtentartományban készített felvételeket a Chandra röntgentávcsõvel. Az objektum már régóta ismert intenzív robbanások forrásaként, amit minden valószínûség szerint a központi galaxisban levõ nagyon nagy tömegû fekete lyuk aktivitása okoz. Az eddig megfigyelt kitörések energiája azonban messze nem elegendõ a most felfedezett új struktúra magyarázatához.

A Chandra feltételein ugyanis egy nagyon intenzív folyamatra utaló, több mint kétmillió fényév hosszúságban elhúzódó, rendkívül forró gázfelhõt találtak. Az igen ritka, ám 170 millió fokra (!) felhevült gázanyag kitölti az egész galaxishalmazt, melynek billiárd (milliószor milliárd) naptömegnyi anyaga köti meg a felhõt gravitációs erejével. A hatalmas képzõdmény roppant mérete, illetve szélsõségesen magas hõmérséklete csak kivételesen drámai eseménnyel magyarázható. A kutatók ugyan egyelõre nem biztosak abban, mi vezethetett a struktúra létrejöttéhez, de a lehetséges folyamatok számát sikerült néhányra leszûkíteni.


A halmaz központi galaxisa, a 3C 438 különbözõ hullámhosszakon készített képei. Balra a látható fény tartományában felvett kép, jobbra a magas hõmérsékletû tartományokat kitûnõen mutató röntgenkép (Forrás: Palomar Observatory DSS , NASA/CXC/CfA )

Egyik lehetõség, hogy a képzõdményt egy olyan kitörés hozta létre, amelyet a központi nagy tömegû fekete lyukba hulló anyag idézett elõ. Bár a fekete lyuk jelentõs mennyiségû anyagot szippant magába, ennek egy részét két irányított gázkilövellésben, azaz jetben igen nagy sebességgel kifújja, amelyek így felhevítik és félrelökik a környezõ gázanyagot. Amennyiben valóban a fekete lyukból eredõ kitörés okozta a megfigyelt jelenséget, messze ez volt a legnagyobb energiájú hasonló folyamat, aminek során mintegy 30 milliárd naptömegnyi anyagnak kellett a fekete lyukba zuhannia 200 millió év alatt. Ez a növekedési ütem azonban a kutatók szerint elméletileg is nagyon valószínûtlen.

A röntgentartományban igen fényes ív létrejöttére a másik, valószínûbbnek tekintett magyarázat, hogy két nagy tömegû galaxishalmaz találkozását figyelhetjük meg éppen, amint 6,5 millió km/órás sebességgel összeütköznek. A halmazokban levõ gázfelhõk viharos találkozása lökéshullámokat kelt, amelyek jelentõs nyomáskülönbséget okoznak az ütközés határvonala mentén, ezzel párhuzamosan pedig felhevítik az anyagot. Ez alakítja ki végül is az ív alakú képzõdményt, amely leginkább egy hatalmas idõjárási frontra emlékeztet.

Az ütközéses elmélettel szemben gondot jelent, hogy a röntgenképen két kiugróan forró csomónak kellene látszania, míg a mérések csak egyet mutatnak. A probléma további vizsgálatához újabb ûrbéli röntgenmérésekre lesz szükség, amihez a Chandra és az XMM-Newton mûszereit fogják használni.


Forrás: Chandra Press Release, 2007. május 30.

Higanyfelhõk egy csillagon
2007. június 27., szerda, 9:09

Elsõ alkalommal sikerült meteorológiai jellegû folyamatok nyomát megfigyelni egy csillag légkörében lévõ higanyfelhõknél.


A higanyfelhõk eloszlásának változása 1998 és 2004 között


A csillagok légkörében elsõsorban a mágneses térhez kapcsolódó jelenségek okoznak furcsaságokat, inhomogenitásokat. Az általános nézet jórészt a Nap megfigyelésébõl táplálkozik, ahol a különbözõ légköri jelenségek (napfoltok, fáklyamezõk, protuberanciák stb.) látványosan kapcsolódnak a mágneses térhez.

A 97 fényévre lévõ Alfa Andromedae csillag azonban ennek ellenkezõjére mutat példát. Az Alpheratz vagy Sirrah néven is ismert égitest valójában egy kettõs rendszer, amelynek tagjai 97 naponta kerülik meg egymást. A B színképtípusú fõkomponens kb. 200-szor több energiát bocsát ki a Napunknál, felszíni hõmérséklete mintegy 13 ezer fok. Sajátos égitest, légkörében rendellenesen sok higany és magnézium figyelhetõ meg.

A hasonló összetételt mutató csillagok légkörében az ott feldúsult elemek eloszlásában már sokszor mutattak ki erõs inhomogenitásokat. Ilyenkor a higanyatomok helyenként felhõk formájában koncentrálódnak.

Az ilyen elemdúsulások kialakulását elõsegíti, hogy a nagytömegû csillagok külsõ rétegeiben nincsenek olyan erõs keverõhatások, mint amilyenek pl. a Napnál megfigyelhetõk. Ezek hiányában változatos elemdúsulások alakulhatnak ki a légkör meghatározott tartományaiban, amelyeket azután a mágneses tér tovább változtat.

Oleg Kochukhov (Uppsala University) és kollégái az Alfa Andromedae hétéves megfigyelés-sorozatával elsõ alkalommal találtak példát arra, amikor számottevõ mágneses tér nélkül történik ilyen anyagelkülönülés. A csillag forgása során az összetétel mért változásaiból kimutatták, hogy a légkör egyes részei között a higany koncentrációjában 10 ezerszeres különbségek mutatkoznak. A legtöbb higanyfelhõ az egyenlítõi térségben jelentkezett, feltehetõleg a közeli társ árapályhatása miatt. Az így kialakult mintázat idõben is változásokat mutatott.

A jelenségért feltehetõleg nem a mágneses tér felel, hanem a csillag légkörében zajló egyéb folyamatok. Utóbbiak részben az óriásbolygók atmoszférájában fellépõ jelenségekre emlékeztetnek - azt is mondhatjuk, hogy elsõ alkalommal sikerült egy csillag légkörének meteorológiai jellegû folyamatait szemügyre venni. A változások pontos oka még nem ismert, de fontos szerepe lehet benne az atomok diffúziójának és a társ gravitációs tere keltette árapálynak.

Kereszturi Ákos

Nem léteznek fekete lyukak?

Amerikai tudósok új matematikai megközelítéssel modellezték a fekete lyukak kialakulását, és arra jutottak, hogy a folyamat nem fejezõdik be, az összeomló csillag megóvja magát a fekete lyukká válástól. A lyuk helyett létrejövõ fekete csillag nem nyel el mindent, mint az eddigi elméletek állítják, ugyanis nincs eseményhorizontja.


A csillagászat legizgalmasabb és legellentmondásosabb objektumai, a fekete lyukak nem is léteznek; vagy legalábbis nem abban a formában, ahogy a tudósok eddig gondolták - erre a következtetésre jutott a clevelandi Case Western Reserve University kutatócsoportja. Az új teória eltörli az eseményhorizont fogalmát: ez az az elméleti határ, amin túllépve már olyan hatalmas erejû a fekete lyuk gravitációja, hogy semmi, még a fény sem képes megszökni belõle (ezért fekete).

Az eseményhorizont léte ellenkezik a kvantummechanika egyenleteivel - az ellentmondást eddig a Hawking-sugárzás elméletével próbálták feloldani, ami szerint a fekete lyukból elemi részecskék szivárognak, így távozik a gravitációs csapdából az elnyelt anyag.

Önvédelmi sugárzás
Az amerikai tudósok újszerû matematikai megközelítéssel modellezték egy fekete lyuk kialakulását, és arra jutottak, hogy amikor egy csillag gravitációja olyan nagy lesz, hogy összeomlik a saját súlya alatt, és elkezd fekete lyukká alakulni, máris kialakul a már említett sugárzás, amit pre-Hawking jelenségnek neveztek el. A sugárzással a csillag veszít az anyagából, csökken a sûrûsége, így a gravitációja nem tud olyan szintet elérni, hogy kialakuljon az eseményhorizont. "Az összeomló csillag a pre-Hawking sugárzással megvédi önmagát a fekete lyukká válástól; a folyamat elindul, de sosem fejezõdik be" - fejti ki Tanmay Vachaspati, a kutatócsoport vezetõje, aki szerint ez a jelenség a felelõs már többször megfigyelt, de a csillagászok elõtt egyelõre ismeretlen eredetû, robbanásszerû gammasugárzás-impulzusokért is.


Fekete lyuk a NASA illusztrációján. Az eseményhorizont mögül a fény sem szökik meg.


Lyuk helyett fekete csillag

Az új elmélet a fekete lyukak helyett a fekete csillagok fogalmát vezeti be, amelyek hasonlítanak ugyan a fekete lyukakra (az óriási gravitációjuk megtorzítja a teret, és a relativitáselméletnek megfelelõen lelassítja az idõ folyását), de nem nyel el minden anyagot. Feketének azért marad fekete, mert a gravitáció a fényt extrém nagy hullámhosszúra torzítja, amit roppant nehéz észlelni. Az eseményhorizont megszûnésével azonban feloldódik a relativitáselmélet és a kvantumfizikai törvények közötti ellentét: nem lesz olyan anyag vagy információ, ami visszavonhatatlanul eltûnik az univerzumból.


Jövõre jöhet a gyakorlat

A teória vegyes fogadtatásra talált az tudomány világában. Gerardus 't Hooft, korunk egyik legelismertebb elméleti fizikusa (1999. Nobel-díjasa) a New Scientist interjújában képtelenségnek nevezte a fekete lyukak ilyen "önvédelmi" rendszerének létezését. A vita hamarosan elhagyja az elméleti síkot: a CERN svájci kutatólaborjában már épül a Large Hadron Collider nevû gigantikus részecskegyorsító, amivel 2008 végén lehetõség nyílik majd miniatûr fekete lyukak (vagy ha az új elmélet helyes, fekete csillagok) létrehozására, és vizsgálatára.

Környezetszennyezõ fekete lyukak
2007. június 26., kedd, 9:02




Az új megfigyelések alapján a szupernagytömegû, a galaxisok központjában terpeszkedõ fekete lyukak anyagkibocsátásukkal beszennyezhetik környezetüket.



Egy koronggal körülvett és aktív anyagkibocsátást produkáló fekete lyuk környezetének fantáziarajza (V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA


Az elmúlt évek során jelentõsen módosultak a kutatók fekete lyukakra vonatkozó elgondolásai. Míg korábban csak a környezetükben lévõ anyagokat elnyelõ, elsõsorban pusztító jellegû objektumokként tartották õket számon, addig napjainkra a kép lényegesen finomodott. Egyre több területen derül ki, hogy összetett szerepet játszanak a Világegyetemben lévõ anyag fejlõdésében.

Yair Krongold (Universidad Nacional Autonoma de Mexico) és kollégái azt tanulmányozták, hogy a legnagyobb - a galaxisok központi vidékén lévõ, ún. szupernagytömegû - fekete lyukak miként képesek befolyásolni az adott csillagvárosok fekete lyukaktól távolabbi, külsõ részének összetételét.

A kutatók az NGC 4051 jelû galaxis centrumában található szupernagytömegû fekete lyukat és annak környezetével fennálló kölcsönhatását vizsgálták. Az eredmények, várakozásuknak megfelelõen, azt igazolták, hogy a fekete lyukba befelé spirálozó anyag legnagyobb része végleg belehullik a kompakt objektumba. Kisebb hányada viszont kilökõdik a rendszerbõl, méghozzá viszonylag nagy sebességgel távozva onnan.

Ez a kilökõdött anyag hatalmas távolságokra juthat, "beszennyezve" ezáltal a galaxis mégoly messzi vidékein lévõ csillagközi anyagot. Ha mindezt visszavetítjük a Világegyetem kezdeti idõszakára, könnyen elképzelhetõ, hogy a jelenség számottevõen befolyásolhatta a csillagközi anyag összetételét, s ezen keresztül a csillagok és a körülöttük kialakuló bolygók jellemzõjét.

A csillagok a belsejükben különbözõ nehéz elemeket (fémeket) gyártanak, amelyeket azután csillagszelekkel és szupernóva-robbanásokkal szórnak szét. Ezek a folyamatok azonban csak a közvetlen környezetüket hintik tele ilyen elemekkel. Ha azonban a kirepült anyag egy nagy tömegû fekete lyuk környezetébe kerül, megváltozhat a helyzet: a fentiek szerint a fekete lyukba spirálozó gáz kisebb része óriási sebességgel kilökõdhet, számos nehéz elemet juttatva a csillagváros távoli részeire is.

A galaxisok centrumtól távoli területein eszerint nem csak akkor növekszik meg jelentõsen a csillagközi anyag fémtartalma, amikor az adott térségben is intenzívvé válik a csillagkeletkezés. A központban lévõ csillagok "hagyományos" anyagkibocsátása (csillagszelek, szupernóva-robbanások) révén ezek az anyagok a központi fekete lyukak környezetébe kerülnek, kis részük pedig onnan a peremterületekre is eljut.

Kereszturi Ákos

Nehezebb az Eris a Plútónál
2007. június 25., hétfõ, 9:12

Sikerült az Eris nevû Kuiper-objektum tömegét és méretét pontosan megbecsülni - mindkettõ tekintetében megelõzi a Plútót.


Az Eris nevû Kuiper-objektumot 2005-ben fedezték fel a Palomar Obszervatóriumból. Már az elsõ mérések alapján is közel akkorának tûnt, mint a Plútó, ezért hamar a figyelem középpontjába került. A méret és a tömeg pontos megbecslése azonban nehéz egy ilyen távoli égitestnél, és hosszú megfigyelés-sorozattal jutottak csak közelebb a keresett értékekhez.


Az Eris és néhány bolygó helyzete a Nap körül 2006.10.11.-én (NASA)

A hivatalosan 2003 UB313, azaz 136199 Eris körül egy 150 km átmérõjû, Dysomnia névre keresztelt hold kering 37 ezer km távolságban, 16 nap alatt megtéve egy teljes fordulatot. A Dysomnia segítségével sikerült megállapítani az Eris tömegét, amely a Plútóénál 27%-kal nagyobbak mutatkozott, azaz 1,6x1022 kg, 0,02x1022 kg hibával. Sûrûségére 2 g/cm3 körüli érték adódott, mérete pedig 2400 és 3000 km között lehet. Mind a méret, mind pedig a tömeg szempontjából megelõzi a Plútót - ezentúl tehát nem a Plútó a legnagyobb tömegû és méretû Kuiper-objektum.

A Keck Obszervatóriumból és a Hubble-ûrteleszkóppal vették tüzetesen szemügyre az objektumot. A színképi adatok alapján kiderült, hogy felszínét metánjég borítja, amely a napsugárzás és a kozmikus sugarak töltött részecskéinek bombázása miatt enyhén elsötétedett. A felszín színe ezáltal sárgásvörös lett, míg a hozzá hasonló Plútóé inkább vöröses árnyalatú - az eltérés oka talán a Plútónál kicsit nagyobb naptávolságban keresendõ.


A ma ismert legnagyobb Neptunuszon túli égitestek, összehasonltásként alul a Föld méretével. A Plútó jelenleg második a sorban (NASA)

A Plútó a Nemzetközi Csillagászati Únió tavalyi döntése értelmében már nem számít a bolygók közé. "Lefokozása" után egykori dicsõ címébõl csak a legnagyobb Kuiper-objekum státuszát tudta megtartani - egészen mostanáig, azaz kevesebb, mint egy éven keresztül. A Plútó napjainkban már nem más, mint egy a nagy Kuiper-objektumok közül. Azonban az új trónbitorló, az Eris sem ülhet nyugodtan babérjain. A Kuiper-öv felderítése egyre gyorsabban zajlik, könnyen lehet, hogy hamarosan egy még nagyobb égitestre akadnak a térségben.

Kereszturi Ákos

Furcsa robbanás egy közeli galaxisban
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. június 25., hétfõ

Amerikai csillagászok egy különleges, hirtelen felfényesedõ objektumot találtak az M85 galaxisban, melyet a feltételezések szerint egy kettõscsillag összeolvadása okozhatott.


A csillagászok mindig különös izgalommal vizsgálják az égbolton átmenetileg megjelenõ csillagszerû fényforrásokat, melyek általában – akár egyszeri, akár ismétlõdõ eseményrõl van szó – számos új információval szolgálnak a tudósok számára. Éppen ezért az ilyen idõszakos (tranziens) események keresését és nyomon követését ma már kiterjedt észlelõhálózatok végzik, sokszor teljesen automatizált robotteleszkópokkal.


A kaliforniai Lick Obszervatórium szupernóva-keresõ csoportja 2006 januárjában jelentette be egy új tranziens esemény felfedezését a mintegy 50 millió fényévre lévõ, S0 típusú galaxis, az M85 peremvidékén. Az objektum – mely az M85 OT2006-1 elnevezést kapta – már az elsõ képek alapján különlegesnek tûnt: fényessége túl kicsi volt ahhoz, hogy Ia típusú szupernóva legyen, ugyanakkor túl nagy volt egy közönséges nóvához képest. A fényes "jövevény" eredetének és tulajdonságainak vizsgálatához ezért további részletes megfigyelésekre volt szükség.

Az objektum fokozatosan halványodó fényességét a Palomar Obszervatórium 1,5 m-es automata távcsövével mérték, míg a Palomar-hegyi 5 m-es és a 10 m-es Keck I távcsõvel spektroszkópiai megfigyelések is készültek. A fénygörbe alakja és lefutása további bizonyítékként szolgált arra, hogy ezúttal valami különleges csemege akadt a csillagászok horgára: a görbe leszálló ágán lévõ fényállandósulás, az ún. "platós" szakasz hossza kb. 70 nap, ami sem az Ia típusú szupernóvákra, sem a fényes kék változócsillagok (Luminous Blue Variables, LBV) kitöréseire nem jellemzõ. Utóbbi esetet archív felvételek vizsgálatával is sikerült kizárni. A Hubble Ûrtávcsõ, a Spitzer infravörös ûrtávcsõ és a Chandra röntgentávcsõ korábbi képeit átnézve sehol sem találtak fényes csillagot a kérdéses területen, pedig ezek a kék óriások a legfényesebb csillagok közé tartoznak, ezért az objektumnak a régebbi felvételeken is látszania kellett volna.



A felfénylés környezete a Keck I távcsõ felvételén, 2006. február 3-án, rajta a tranziens fényforrással (a); ugyanez a terület a Hubble Ûrtávcsõ egy három évvel korábbi felvételén (b), valamint ez utóbbi kép kinagyított részlete a felfényesedés közvetlen környezetérõl (c) – utóbbi kettõn a feltételezett szülõcsillagnak nyoma sincs.

Ráadásul az LBV-k fõként fiatal, csillagkeletkezési területek közelében találhatóak (lévén, hogy ezek a csillagok nagy tömegük folytán maguk is csak pár száz millió évet élnek), de ilyen régiókat nem találtak a felfénylés közelében. Ez nem csak azt zárja ki, hogy egy fényes kék óriáscsillag kitörésérõl lenne szó, hanem azt is, hogy esetleg egy II-es típusú szupernóva-robbanás (egy szintén fiatal, nagy tömegû csillag hatalmas energiakibocsátással járó összeomlása) állna a háttérben. Ennek megfelelõen az M85 OT2006-1 a csillagászatban ismert fõ robbanástípusok egyikébe sem volt besorolható.


Az M85 galaxist többnyire idõs, Napunkhoz hasonló csillagok alkotják, így az ilyen égitestek körében lejátszódó események között kell keresnünk a megoldást. Régóta ismert elméleti eredmény, hogy elegendõen hosszú idõ (több milliárd év) után az egymáshoz nagyon közel keringõ kettõscsillagok összeolvadnak, s elképzelhetõ, hogy pontosan ez játszódott le az M85-ben is. S. R. Kulkarni (Caltech) és munkatársai szerint az OT2006-1 nagyon hasonlít a Tejútrendszerben feltûnt V838 Monocerotis, valamint a szomszédos Andromeda-galaxisban talált M31 RV jelzésû csillagrobbanásokhoz, melyek szintén a nóvák és szupernóvák közé esõ, erõsen vörös színû átmeneti objektumok voltak, hasonlóan tisztázatlan fizikai háttérrel.


A három különleges, ám egymással összevethetõ jelenség alapján Kulkarniék egy új csoport, a "fényes vörös nóvák" osztályának létrehozását javasolta. Reményeik szerint a közeljövõben több hasonló objektumot is sikerül találni, amivel fontos lépést lehet tenni a rejtélyes égitestek természetének tisztázása felé.


Forrás: Kulkarni és mtsai, Nature, 2007.05.24.

A Nap "szívdobogása"
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 24., vasárnap

Mélyen a csillagunk belsejében gerjesztõdõ mechanikai hullámok segíthetnek abban, hogy információt szerezhessünk a Nap energiatermelõ magjáról.


Bár az optikai tartományban nem tudunk a Nap felszíne alá tekinteni, mélyen a csillagunk belsejében gerjesztõdõ rezgések, azaz mechanikai hullámok segítségével talán mégis szerezhetünk információt a Nap energiatermelõ magjáról. Ezek a hullámok több szempontból hasonlítanak a földrengésekkor keletkezõ szeizmikus hullámokra, melyekkel a geofizikusok már rég feltérképezték bolygónk belsõ tartományait. Két típusuk különböztethetõ meg: az ún. nehézségi hullámok (g-módusok), illetve a nyomáshullámok (p-módusok), melyek normál hanghullámok. Gerjesztésükért a konvekciós zóna véletlenszerû áramlási folyamatai felelõsek, melyek módusok millióit hozzák rezgésbe.


A helioszeizmológia tudománya a hullámok által a napfelszínen keltett oszcillációkból következtet arra, hogy mi történik a Nap belsejében. Ilyen vizsgálatok eredményeként ismerjük például nagyon pontosan a magban uralkodó hõmérsékletet, ami létfontosságú volt a magreakciók során keletkezõ neutrínók átalakulásának részecskefizikai bizonyításában. A sikerek mellett azonban a Nap legbelsõ része, az energiatermelõ mag mindeddig "zárva" maradt elõttünk. Ez a helyzet változhat meg a g-módusokra vonatkozó új eredményeknek köszönhetõen.



A Nap belsejének keresztmetszete a magra és a sugárzási zónára jellemzõ g-módusok, illetve a konvekciós zónát domináló p-módusok hullámfrontjaival. (Science 316, 1573 (2007))

A nyomáshullámok inkább a Nap külsõ rétegeire jellemzõek, s csak nagyon kis hányaduk jut el a 0,2 naprádiuszon belüli területekre. Velük ellentétben a g-módusok a magban és a sugárzási zónában terjednek, így jó lehetõséget biztosíthatnak a belsõ részek hõmérsékleti, nyomás- és mozgásviszonyainak tanulmányozására. A gond azonban az, hogy mivel ilyen mélyen fekvõ területekhez kötõdnek, az általuk generált napfelszíni hatások körülbelül három nagyságrenddel kisebbek, mint amit a ma (Solar and Heliospheric Observatory, SOHO) és a közeljövõ (Solar Dynamics Observatory, SDO) ûreszközeivel, illetve földi programok (Global Oscillation Network Group, GONG) mûszereivel detektálni lehet.

A g-módusoknak azonban van még egy olyan jellemzõ tulajdonsága, amely kissé könnyebbé teheti detektálásukat: az elméletek szerint évekig fázisban maradhatnak, így sok hullám egymást erõsítve már a felszínen is mérhetõ hatást produkálhat. Ez a lehetõség motiválta R. Garcia kutatócsoportját, hogy a SOHO mûhold GOLF (Global Oscillation at Low Frequency) mûszerével 10 éven keresztül rögzített adatokat elemezzék ebbõl a szempontból.



A Nap különbözõ részeinek rotációs sebessége a sugár függvényében. A konvektív zónában jól látható a naprajzi szélességtõl függõ differenciális rotáció. A sugárzási zónában egészen 0,3 naprádiuszig a forgás merevvé válik, de az adatok egyre bizonytalanabbak. 0,2 naprádiuszon belül, azaz a magban a rotációs profil nem ismert. (Science 316, 1591 (2007))


Az új eredmények szerint a g-módusok periódusai egyenközûek, ellentétben a p-módusokkal, ahol ez a frekvenciákra jellemzõ. A lehetséges periódusok tartományát felölelõ és a rotációnak a g-módusokra gyakorolt hatását is figyelembe vévõ modell alapján Garcia és csapata azonosítani tudta a g-módusokra jellemzõ jeleket a GOLF adatok periodogramjában, és ez alapján a g-módusok valóban léteznek, s nem csak elméleti képzõdmények.

A g-módusok létének alátámasztása mellett a kutatócsoport durva becslést adott a Nap magjának forgási sebességére is. A helioszeizmológusok körében legalább két évtizede központi kérdés, hogy a mag gyorsabban vagy lassabban forog-e a felszínnél. A probléma nagyságát jól jelzi, hogy a kimenetelre vonatkozó baráti fogadások tétje néhány üveg nemes óbor szokott lenni. Garcia kutatócsoportja egyértelmûen a "gyorsabb" mellett teszi le a voksát.

Bár az eredmény jelentõs elõrelépés a helioszeizmológiában, megerõsítéséhez – mint a természettudományok más területein is – az analízist egy független adatsoron is el kell(ene) végezni, hogy lássák, a GOLF adatok periodogramjában talált struktúra ismételten elõbukkan-e. A baj azonban éppen a független adatsorral van.

Jelenleg két nagy helioszeizmológiai mérõrendszer mûködik, a SOHO és a GONG. A SOHO mûhold azonban mûködési ciklusának vége felé tart, a kiváltására tervezett SDO mûholdat 2008 folyamán tervezik felbocsátani. A földi bázisú GONG projekt sorsa pedig kétséges, ugyanis a fenntartó, az NSF (National Science Foundation) csillagászati divíziója egy tanulmány alapján az SDO felbocsátása után 1 évvel a megszûntetését tervezi, hacsak független szponzor nem jelentkezik addig. Elképzelhetõ tehát, hogy a helioszeizmológia az eddigi egyik legizgalmasabb eredményét még évtizedekig nem tudjuk megerõsíteni.

Forrás: Science 316, 1591 (2007)

Az Orion-köd távolsága: közelebb, mint gondoltuk
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 23., szombat

A rádióinterferometriai méréseken alapuló új adat szerint az Orion-köd mintegy 300 fényévvel közelebb van a közel 30 éve elfogadott távolságnál



Az Orion-köd az egyik legközelebbi csillagkeletkezési terület, ahol ma is aktívan zajlik ez a folyamat, így kitüntetett szerepe van a csillagkeletkezés jobb megértését célzó kutatásokban. A köd belsejében található halmaz csillagainak fizikai paramétereire, például a luminozitásra, tömegre vagy a rendszer tényleges átmérõjére vonatkozó ismereteink azonban függenek attól, hogy mennyire pontosan ismerjük a köd távolságát. Sok éven keresztül a Genzel és társai által 1981-ben meghatározott 480 ± 80 parszek (1560 ± 260 fényév) volt az általánosan elfogadott érték. Ez H2O mézerek sajátmozgásán és radiális sebességén alapult, de a mézerek eloszlására nézve egy geometriai feltétellel dolgozott, így eleve modellfüggõ eredmény volt. A távolságadaton érdemben a Hipparcos asztrometriai mûhold mérései sem tudtak változtatni, mivel a halmazból csak egy csillag parallaxisát tudták meghatározni, azt is csak nagy hibával. Más eljárások is valamilyen modellfeltevésen alapulnak, s csak nagy, illetve szisztematikus hibákkal képesek megadni a 480 parszekes értékkel többé-kevésbé összhangban levõ távolságot.


A Hubble Ûrteleszkóp felvétele az Orion-ködrõl.
(NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) & Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team)


A 480 parszekes távolságnak körülbelül 2 ezred ívmásodperces (mas) évi parallaxis felel meg egy ködbeli objektumra, csillagra. Ilyen kicsiny érték megfelelõ pontosságú méréséhez az 1 mas-t messze meghaladó szögfelbontás kell. Rádióinterferometriás módszerekkel a szükséges felbontás elérhetõ, így például a VLBA (Very Long Baseline Array) rendszer alkalmas lehet kompakt rádióforrások parallaxisának meghatározására néhány száz parszek távolságig.

Az Orion-ködben az elmúlt évtizedekben legalább tíz, a célnak megfelelõ kompakt rádióforrást azonosítottak, ezek közül az egyik a GMR A jelû csillag, melynek 86 GHz-en mért fluxusa 2003-ban néhány óra alatt 5 nagyságrendnyit nõtt. A VLBA-val végrehajtott új észlelésekkel 15 és 22 GHz-en is detektálták. Ennek alapján mérete kisebb 1 mas-nál.

Az objektumot Sandstrom és társai 2003 és 2004 folyamán még öt további alkalommal monitorozták a VLBA-val, ebbõl négy alkalommal sikerült is detektálni. A mérések során az objektum intenzitása eléggé állandó volt, így meg lehetett határozni a sajátmozgását és a parallaxisát, ezen keresztül pedig a távolságát is. Eredményül 389 ± 24 (1270 ± 80 fényév) parszeket kaptak, ami jó száz parszekkel, azaz kb. 300 fényévvel kisebb az eddig elfogadott értéknél, a hibája is jóval kisebb, illetve teljesen modellfüggetlen.




A GMR A forrás parallaktikus és sajátmozgása. A rombuszok a forrás elõrejelzett, míg a keresztek (hibával együtt) a mért pozícióit mutatják. A szaggatott vonal a forrás sajátmozgása, megtisztítva a parallaktikus mozgástól.


A kisebb távolság egyben azt is jelenti, hogy a köd csillagainak luminozitása körülbelül másfélszer kisebb az eddig becsültnél, ez pedig befolyásolja a korukat, márpedig a halmaz fõsorozat elõtti (PMS, pre-main sequence) csillagainak koreloszlása minden, a régió csillagkeletkezési folyamatait magyarázni szándékozó elmélet számára alapvetõ fontosságú.

Forrás: K.M. Sandstrom és mtsai, ApJ, közlésre elfogadva (arXiv:0706.2361v1)

Ez mundjuk nem annyira cikk, inkább egy bemásolt chatelés, de tényleg nagyon gyerekes ebben a formában. Informatikai értéke sem sok van, de annak akinek nincs elképzelése a témával kapcsolatban, annak adhat egy iránymutatást mégis hogyan képzelje el ezt az egészet. Persze ide lehet felesleges volt bemásolni.

de utálom az ilyen típusu cikkeket, múltkor is volt egy hasonló csak akkor egy földönkívüli intelligens lény válaszolt a témával kapcsolatos kérdésekre, persze az egésznek nem volt semmi értelme inkább csak lejáratták vele a témát és az azzal foglalkozókat informatikai értéke pedig egyenlõ volt a 0-val, kb ez a cikk is ilyen <#levele>