2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#2154
Halványabb ősi galaxisokat is megfigyelhetünk egy új módszerrel
2007. szeptember 17., hétfő, 8:21
Az Európai Déli Obszervatórium (ESO) egy olyan új detektort üzemelt be, amellyel a korábbiaknál hatékonyabban lehet távoli és ősi galaxisokra vadászni. Az első felmérés keretében 14 darab, 6 milliárd évvel ezelőtt heves csillagkeletkezést mutató galaxisra akadtak.
A Nicolas Bouche (ESO) vezette kutatócsoport távoli kvazárokat, azaz ősi és aktív galaxismagokat, illetve azok sugárzását használta fel közelebbi galaxisok azonosítására. A módszer lényege, hogy amikor egy távoli kvazár sugárzása egy közelebbi galaxis gázanyagán áthalad, egyes hullámhosszakon a sugárzás részben elnyelődik. A kvazár színképében megjelenő elnyelési (adszorpciós) vonalak alapján így kimutatható a közelebb lévő csillagváros jelenléte.
![]()
A távoli kvazár, az előtérgalaxis és a földi megfigyelők sematikus térbeli helyzete (ESO)
A megfigyelésnek ez a része még egyszerű feladatnak számít, amelyhez a hatalmas égterületet felmérő és számos távoli objektum paramétereit tartalmazó SDSS és 2QZ adatbázisokat használták fel. A komoly problémát a galaxisok közvetlen megörökítése jelenti, mivel azok egyrészt halványak, ráadásul a fényesebb kvazárokhoz nagyon közeli látóirányban mutatkoznak.
Ezen a területen jelent nagy előrelépést a SINFONI nevű új detektor, amely egy infravörös képfelvevővel egybekötött spektrométer. Segítségével a kvazár sugárzását spektrálisan (azaz hullámhosszának megfelelően) le lehet választani az előtérgalaxisok hidrogénkibocsátásától - amelyek így megfigyelhetővé válnak.
A kutatócsoportnak a tanulmányozott kvazárok 70%-ánál sikerült a fenti módszerrel előtérgalaxisokat megörökíteni. Az így rögzített 14 távoli csillagváros közel 6 milliárd fényévre található tőlünk, azaz létezésük idején Világegyetem kora körülbelül fele volt a jelenleginek. A megfigyelés önmagában is komoly eredmény, de még érdekesebbé teszi, hogy mindegyik galaxisban heves csillagkeletkezés zajlik. Az ilyen, ún. csillagontó galaxisokban a Tejútrendszerben ma jellemzőnél gyorsabb ütemben alakul a csillagközi gáz égitestekké. Ennek értéke a most megfigyelt galaxisok 6 milliárd évvel ezelőtti állapotában 20 naptömeg/év körüli.
![]()
A mellékelt felvételeken a távoli kvazárok sugárzását koncentrikus, fekete vonalak jelzik. A léptéket apró, 1 ívmásodperc hosszú nyilak mutatják, amely a kvazárok távolságában kb. 26 ezer fényévnek felel meg. Ez közel akkora távolság, mint amilyen messze a Nap kering a Tejútrendszer centrumától. A galaxisok színei a rögzített sugárzás intenzitását jelzik.
Az új detektort az ESO chilei 8,2 méteres VLT-teleszkóprendszerével próbálták ki. A módszer segítségével a következő években sok hasonlóan halvány, távoli galaxist örökíthetnek majd meg. Ezek tanulmányozása fontos előrelépés, ugyanis a Világegyetem távoli, fiatal állapotában eddig főleg erősen sugárzó objektumokat azonosítottak, a kisebb és halványabb galaxisok rögzítéséhez nem volt megfelelő technika.
-
#2153
Jégeső egy születő bolygórendszerben
2007. szeptember 13., csütörtök, 9:42
A bolygókeletkezéshez vezető folyamatok új fázisát azonosították, amelynek során a csillag körüli anyagkorongba por- és jégszemcsék zuhannak nagy sebességgel a csillagközi térből.
Napjainkban általánosan elfogadott nézet, hogy a fiatal csillagok körüli anyagkorongokból képződnek a bolygók. Az itt található szemcsék ütközése és összetapadása, illetve a gáz hozzájuk kapcsolódása révén egyre nagyobbra nőnek a bolygócsírák, és végül megszületnek belőlük a planéták.
![]()
Fantáziarajz az IRAS 4B korongjáról és a körülötte lévő gázanyagról (JPL, Caltech)
A folyamat pontos lezajlása azonban kevéssé ismert. Többek között azt sem tudják, hogy a fiatal csillag körüli korong milyen kölcsönhatásban áll az őt övező, távolabbi és kiterjedt anyagfelhővel, illetve hogyan és meddig növekszik a korong tömege.
A válaszhoz Dan Watson (University of Rochester) és kollégáinak megfigyelései vihetnek közelebb. A kutatók a tőlünk kb. 1000 fényévre lévő IRAS 4B jelű infravörös sugárforrást tanulmányozták. Ez az objektum egy anyagkoronggal övezett fiatal csillag, amelyet egy kiterjedtebb burok is övez - a rendszert kialakító ősi felhő maradványa.
Korábbi megfigyelések és feltételezések alapján úgy fest, hogy a fent említett nagyobb, külső gáz- és porburok még ma is zsugorodik, és anyaga a korongra hullik. A legérdekesebb tartományt, ahol a behulló anyag ütközik a beljebb lévő fiatalabb koronggal, eddig nem sikerült megfigyelni.
Ezúttal a Spitzer-űrteleszkóp infravörös méréseivel nyertek bepillantást az itt található anyag viselkedésébe. Kiderült, hogy nagy mennyiségű, erősen sugárzó vízgőzmolekula van a korongban, az ütközési zónában. A vízmolekulák hőmérséklete pedig sokkal magasabb annál, mint amit a központban lévő, születő csillag sugárzása indokolna.
A forró állapot egyik lehetséges magyarázata, hogy a külső burokból jeget is tartalmazó porszemcsék zuhannak a korongba, méghozzá a korong gázanyagához viszonyítva szuperszonikus sebességgel. A találkozónál lökéshullám keletkezik minden szemcse előtt, amely felforrósítja azokat, és ettől elszublimál a vízjéganyaguk. Az így kiszabaduló vízmolekuláktól származik az erős sugárzás.
![]()
A rendszer felépítése: a behulló anyag a korongban egy gyűrű alakú térrészben felforrósodik, és a szemcsékből így elszublimáló vízmolekulák erős infravörös sugárzást produkálnak. A csillag ún. bipoláris anyagkiáramlása pedig tisztára söpri a korong felett és alatt lévő, kúp alakú zónát (NASA, Caltech, Watson, U. Rochester)
Bár a jelenséget elméleti úton már több évtizede előre jelezték, csak most sikerült egyértelműen azonosítani. A modellek alapján ez az állapot igen rövid ideig, mindössze néhány százezer évig tart egy-egy bolygórendszer keletkezésekor. Ezalatt a bezuhanó szemcsékkel kapcsolatban fellépő hőhatás, valamint a szemcsékből kiszabaduló anyagok együttesen kémiai átalakulásokat okoznak, befolyásolva a korongból később születő planéták összetételét.
-
#2152
rendben, akkor folytatom :) -
K.András #2151 Szia! 
Mi van veled, miért nem viszed a topikot tovább? Nincs idöd rá? Hidd el nagyon sokan bejövünk ide, olvasgatni. Még akkor is ha nem füzünk ididota kommenteket ezekhez a cikkekhez. Mivel ez nem az a topik, és remélem meg is marad olyannak milyen volt.
-
#2150
"Mi a véleményetek erröl?"
Ez. :D
Vagyis az ürgének nincs sok ideje h. szárnyat növesszenn. :) -
#2149
Embereknek a génjükbe van kódolva a háború. Nem hiszek az utópiában az emberek soha nem fognak egységként működni, kivétel talán ha más fajjal kell háborúzni.. addig pedig egymást írtjuk.. ilyen vagy olyan formában. Ha kijutunk az űrbe csak az eszközök lesznek mások.. -
#2148
Részeg e vagy? 
-
#2147
az hogy élénk a fantáziád 
-
#2146
alapvetés: miért lenne egy idegen civilizációban "okosabb", "fejlettebb", "megpihenni", "megszállás", "haza", "hajóhad", "ellenség", "hátba támadás", "otthon", "visszavágás", "taktika", "szárnyak", "veszély fenyeget", "lélek", "elsötétül", "durva", "megbízhatatlan"...
Stanisl³aw Lem volt egyike azoknak a keveseknek, akik képesek voltak valamennyire elvonatkoztatni az emberközpontú gondolkodástól, fogalmaktól írásaiban (pl. Éden, Kudarc, Solaris)...
a fenti kifejezések mind egy evolucionista, teljesen emberközpontű világrendszer szavai, ebből adódóan (ember)természetfeletti tulajdonságokkal, a felvilágosodás korában az utópiák írtak le ilyesmiket, manapság a sci-fik.
(arról nem is beszélve, hogy néhány mondatnak se füle se farka)
(megjegyzés: nem állítom, hogy nincsenek rajtunk kívül más, a mi fogalmaink szerint intelligens népek, de nem tartom valószínűnek, hogy ennyire az európai fogalom- és tárgyrendszerrel leírható lenne) -
fuho #2145 Nem is annyira butaságok azok a mesék vagy éppen hírek, amik arról számolnak be, hogy nem vagyunk egyedül. Ezek igazak! Csak sokan nem képesek avval szembesülni, hogy igazából is léteznek olyan lények, akik fejlettebbek és okosabbak lehetnek a földieknél.
Nem hazugság, léteznek mások, akik képesek repülni az égen, vagy hajókkal nagy utat megtenni a világűrben.
Nem hinné az ember, de közöttünk élnek páran. Nem is olyan messzi országokban, hanem Magyarországon is él egy valaki, aki biztosan is, hogy nem idevalósi.
Ő igen messziről érkezett ide, hogy megpihenjen és felmérje milyenek is, vagyunk igazából mi emberek…de sajnos nem valami jó tapasztalatokkal kell távoznia majdan egyszer a jövőben. Hírül hozta a közelgő megszállást is, de segítséget nem tud nyújtani, hiszen saját hazájára is gondolva kell cselekednie.
Hatalmas hajóhadával küzdött meg az ellenséggel, hogy rendet teremtsen, megvédve azokat, akik kedvesek számára, és azt a helyet is ahol született. Sajnos elárulva őt, hátba támadva kellet menekülnie egy másik univerzumba, és akik vele tartottak azok letelepedve egy másik bolygón várva a háború végét. Itt él pár éve földi nevelő szüleivel egyetemben, s minden nap, amit itt eltölt csak a visszavágás és a taktikai részének kidolgozásával, tölti, és próbálná a helyzet komolyságát nekünk is elmondani. Otthonában nekik, a lakosoknak hatalmas szárnyaik, engedik meg, hogy repülhessenek szabadon az égbe, talán úgy néznek ki, mint az angyalok, vagy azok?
Sanyi József egy igen fejlett társadalom vezetője, uralkodója egy háború folytán menekülésre kényszerülve egy gépezet segítségével megfiatalítva magát került le a földi szüleihez, akik szeretettel nevelték fel mit sem sejtve gyermekük igazi valójáról. Mára már 17 éves múlt és nemsokára, amit a hátfájdalmai is jeleznek, kinő újra a szárnya. A történelem során nem egyszer volt nálunk, látogatóban találkozott Kleopátrával és más történelmi fontos személyekkel is, Minden nagy hadvezér mellet ott volt s segítette őket, persze jól megbújva a színfalak mögül PL: Nagy Sándort, Cézárt s még sorolhatnám. Mostanra sajnálattal tapasztalta, hogy az emberek egyre jobban elvadulnak, szinte lelkük teljesen elsötétülve , durvává, megbízhatatlanná váltak. Mivel nagy veszély fenyegeti népét és egy újabb háborúra, készül, így mint a nyaralásnak nevezett itt tartózkodását meg kell majd szakítania. Addig is megpróbál rajtunk segíteni ahogy tud de ahhoz hogy segíthessen nekünk is segítenünk kell azzal hogy elhiszzük neki amit mond.
Mi a véleményetek erröl? -
tomcat1 #2144 Veszélyes aszteroida közeledik
2007. október 01. 20:52 | Utolsó módosítás:2007. október 01. 20:53
* küldés
* Nyomtatható verziónyomtatás
* betűméret
Egy aszteroida 2029-ben vészesen megközelíti a Földet, és hét évvel később az ütközés veszélye is fennáll, de elhárítható - mondta el hétfőn Moszkvában újságírók előtt Borisz Susztov, az Orosz Tudományos Akadémia csillagászati intézetének vezetője kollégái számításaira hivatkozva.
A kisbolygót 2004-ben fedezték fel, s úgy számítanak, hogy 2029-ben 37 ezer kilométernyire közelíti majd meg a Földet, vagyis olyan távolságra lesz, mint a geostacionárius szputnyikok.
Susztov szerint annak is van valószínűsége, hogy újabb hét évvel később a 350 méter átmérőjű aszteroida a Földnek ütközik, s ennek még az 1908-ban Szibériában becsapódott, mintegy 100 méteres átmérőjű tunguz meteorit becsapódásánál is súlyosabb következményei lennének, de ez megakadályozható.
A tudós, aki elnöke az akadémia meteoritveszéllyel foglalkozó szakértői bizottságának, elmondta: ma már világos, hogy nem lehet felrobbantani a Földhöz közeledő aszteroidákat, ahogyan korábban gondolták, mert ez különféle, előre láthatatlan veszélyeket hordoz. A tudósok ma úgy látják, hogy lehet viszont hatni az aszteroidákra különféle kozmikus eszközökkel, amelyek például megváltoztathatják repülésük irányát és így elháríthatják a Földdel való ütközés veszélyét.
A fő, hogy idejében felfedezzék a közeledő veszélyt, és a kisbolygó pályájára tudjanak irányítani valamilyen kozmikus eszközt - mondta a tudós.
A 2029-ben közeledő aszteroidáról Susztov azt mondta: a pályájára lehet juttatni egy megfelelő eszközt, s a repülési irányának megváltoztatásához néhány tíz kilogramm üzemanyag elégséges.
MTI -
#2143
Hatalmas lyuk a világűrben
2007. augusztus 27., hétfő, 8:07
Minden korábban ismertnél nagyobb méretű, látszólag minden anyagot nélkülöző üres térségre, egy gigantikus "lyukra" akadtak az űrben.
Mai ismereteink szerint az Univerzumban nagy méretskálán az ún. szuperhalmazoknak (galaxishalmazok halmazai) megfelelően oszlik el mind a látható, mind a láthatatlan anyag. A két anyagfajta együtt, hatalmas szálakra és buborékfalakra emlékeztető felületek mentén csoportosul, ezek között pedig anyagszegény, közel üres térségek találhatók.
Lawrence Rudnick (University of Minnesota) és kollégái az utóbbi ürességekből találtak egy minden korábban ismertnél nagyobb méretűt. A VLA rádióteleszkóp-rendszer segítségével azonosították a területet, ahol nem mutatkoznak galaxisok vagy csillagok. Az Eridanus csillagképben lévő zónát a továbbiakban a kozmikus háttérsugárzást térképező WMAP műholddal is tanulmányozták, amely a Nagy Bumm után hátramaradt, az egész Világegyetemet kitöltő kb. 2,7 K hőmérsékletű sugárzás eloszlását méri.
A még 2004-ben felfedezett anyagszegény vidékről eddig annyit sikerült kideríteni, hogy hőmérséklete rendkívül alacsony, és nem csak sugárzó normál anyagot, de még láthatatlan tömeget sem tartalmaz kimutatható mennyiségben. Átmérője egymilliárd fényév körüli, azaz sokkal nagyobb bármilyen korábban ismert ürességnél, a szuperhalmazok buborék alakú üregeinél. A tőlünk 6-10 milliárd fényévre lévő objektum eredete jelenleg ismeretlen, a Világegyetem nagyléptékű szerkezetét leíró modellek nem tudják kielégítően megmagyarázni.
A mellékelt ábra a most azonosított anyagszegény zónával kapcsolatos jellemzőket mutatja be vázlatosan. Jobbra a Nagy Bumm után visszamaradt kozmikus háttérsugárzás forrását láthatjuk egy kerek és színes lapként ábrázolva, amelyben a színkülönbségek a hőmérsékletben mutatkozó csekély eltéréseket jelzik. Mellette balra a buborékos szerkezetű szuperhalmazok hálózata látható egy képzeletbeli csonka kúp alakjában, benne a szokatlanul nagy anyagszegény tartománnyal.
Balra pedig a felfedezéshez szükséges két fontos műszert tüntették fel: fent a WMAP műhold, amely a kozmikus háttérsugárzást vizsgálva akadt a hideg tartományra, alatta pedig a VLA rádióteleszkóp-rendszer egy antennája, amely szokatlanul kevés rádiósugárzó galaxist azonosított ebben az irányban. A két műszer mellett lévő színes kör alakú terület közepén mutatkozó kékes tartomány képviseli az anyagszegény térséget.
![]()
A megfigyeléshez használt műszerek (balra), a ritka régió sematikus helyzete (középen), és a Nagy Bummtól visszamaradt kozmikus háttérsugárzás eloszlását jelző színes kör alakú folt (jobbra) (Bill Saxton, NRAO/AUI/NSF, NASA)
-
#2142
Hová tűntek az Uránusz gyűrűi?
Szerző: Kovács József | 2007. augusztus 24., péntek
Felfedezése óta először figyelhető meg pontosan éléről az Uránusz gyűrűrendszere – mint azt a Hubble Űrtávcső felvételei is tanúsítják.
Mellékelt képünkön a Hubble Űrteleszkóp felvételei láthatók az Uránusz gyűrűrendszeréről. A felvételsorozat érdekességét az adja, hogy 2007/2008 során a gyűrűrendszer a Földről nézve három alkalommal is teljesen az éléről látszik. A jobb oldali kép – a legjobb megfigyelési alkalmat kihasználva – 2007. augusztus 14-én készült a HST WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2) műszerével.
![]()
A Hubble Űrteleszkóp felvételei az Uránusz gyűrűrendszeréről.
(NASA, ESA, M. Showalter – SETI Institute)
A képen az éléről látható gyűrűrendszer két tüskeként mutatkozik a bolygó felett és alatt. Közvetlenül a bolygó képe mellett azért nem látható a gyűrűk íve, mert az Uránusz fényes korongját kitakarták a felvétel készítése közben, bár a maradék hatása azért még megfigyelhető a gyűrűk melletti lebenyszerű – nem valódi – képződményként. A bolygó sokkal rövidebb expozícióval készült színes képét később montírozták a gyűrűk képére, hogy érzékeltessék az Uránusz és a gyűrűrendszer relatív méretét és helyzetét.
Miközben az Uránusz a 84 éves keringési idejű pályáját a Nap körül rója, a Földről nézve a gyűrűrendszer 42 évenként kerül olyan pozícióba, hogy az éléről látszik. A legutóbbi ilyen alkalommal azonban a csillagászok még nem is tudtak a gyűrűk létezéséről! Csak 1977-ben fedezték fel őket, de 1986 januárjáig – amikor a Voyager-2 űrszonda elrepült a bolygó mellett, s lefényképezte a gyűrűket – csak közvetett észlelések álltak rendelkezésre róluk, létüket csak az időközönként eltakart csillagok fényének gyengülése jelezte. Az első használható távoli felvételeket a Hubble készítette a világűrből, de az adaptív optikáknak köszönhetően ma már földi teleszkópokkal is hasonlóan jó minőségű képek nyerhetők a közel 3 milliárd kilométeres távolságban lévő bolygóról és gyűrűiről.
Mivel a gyűrűket éppen 30 évvel ezelőtt fedezték fel, a mostani az első lehetőség, hogy élükről láthatjuk őket. A Föld Nap körüli pályájának paraméterei miatt egy ilyen "szezonban" három kedvező lehetőség adódik. Idén az első 2007. május 3-án, a második 2007. augusztus 16-án következett be, a harmadik pedig 2008. február 20-án lesz. Bár ez utóbbi alkalommal a bolygó már a Nap mögött fog tartózkodni, a 2007. december 7-ét követő napokban még minden nagy teleszkóp (Keck, HST, VLT, Palomar-hegyi 5 m-es) észlelési terveiben szerepel a gyűrűk megfigyelése. December 7-én a gyűrűrendszer éppen a Nap irányából lesz éléről látható.
A megfigyelésekből azt is kimutatták, hogy a mikron méretű porszemcsékből álló gyűrűk jelentősen megváltoztak a Voyager-2 21 évvel ezelőtti megfigyeléseihez képest. A kutatók remélik, hogy a HST adatainak további elemzésével megtalálhatják azokat a további piciny holdakat is, melyek hatására az apró szemcsés törmelék különálló gyűrűkbe rendeződött.
Forrás: STScI-2007-32
-
#2141
Felfedezték a legközelebbi neutroncsillagot
2007. augusztus 22., szerda, 10:31
Valószínűleg az eddigi legközelebbi magányos neutroncsillagot fedezték fel amerikai csillagászok. Elképzelhető, hogy még sok hasonló, ismeretlen objektum van a közelünkben.
![]()
Fantáziarajz a neutroncsillagról és a hozzá kapcsolódó mágneses erővonalakról (Casey Reed, Penn State)
A NASA Swift műholdjának megfigyelései alapján Robert Rutledge (McGill University) és Derek Fox (Penn State University) egy szokatlan objektumot tanulmányoztak, amelynek sugárzását csak a röntgentartományban sikerült megfigyelni.
Az 1RXS J141256.0+792204 jelű objektumot különböző archív felvételeken is megkeresték. A ROSAT műhold közel tíz évvel ezelőtti megfigyeléseikor a röntgentartományban feltűnő volt az objektum, de sem az optikai, sem az infravörös, sem pedig a rádió hullámhosszakon nem jelentkezett. A Swift műhold tavalyi megfigyelései alapján a sugárforrás 2006-ban is hasonló intenzitású röntgensugárzást bocsátott ki, mint a ROSAT megfigyelései alapján az 1990-es években.
A továbbiakban a 8,1 méteres északi Gemini teleszkóppal, valamint a Chandra röntgenteleszkóppal is tanulmányozták az objektumot. Utóbbi eredmények megerősítették az állítást, amely szerint a röntgenen kívül egyéb hullámhosszakon nem vehető észre, emellett a Chandra nagyfelbontású röntgen-megfigyelésein is pontszerűnek mutatkozik. Mindent egybevetve a legvalószínűbb magyarázat, hogy egy furcsa neutroncsillagról van szó, amelynek eddig nem sikerült a rádiósugárzását megfigyelni.
Ha az objektumról kiderül, hogy nem szupernóva-maradvány, nem is egy társcsillag, sőt még periodikus rádiójel sem kapcsolódik hozzá, akkor ez lesz a nyolcadik ilyen izolált, szokatlan neutroncsillag. Az Ursae Maior (Nagy Medve) csillagképben látható objektumot átmenetileg a Calvera névvel illették. Távolságát egyelőre nehéz pontosan megbecsülni, kb. 250 és 1000 fényév között lehet, eszerint az egyik legközelebbi neutroncsillag, ami ideális lehetőséget biztosít az égitesttípus tanulmányozására.
Amennyiben bebizonyosodik, hogy valóban egy olyan neutroncsillaggal van dolgunk, amely a röntgentartományon kívül szinte észrevehetetlen, könnyen elképzelhető, hogy még sok hasonló, ismeretlen objektum van a közelünkben.
-
#2140
Csillagkeletkezést gátló fekete lyukak
Szerző: Kovács József | 2007. augusztus 17., péntek
A Spitzer infravörös űrteleszkóp legújabb eredményei alapján az elliptikus galaxisok központjában található nagytömegű fekete lyukak gátolhatják a csillagkeletkezési folyamatok beindulását.
A Spitzer új eredményei szerint az elliptikus galaxisok centrumában helyet foglaló nagytömegű fekete lyukak hatása miatt a galaxisbeli gáz nem tud lehűlni, s így nem tudnak beindulni az új csillagkeletkezési folyamatok. Hasonlóan ahhoz, ahogyan az esőcseppek keletkeznek a földi légkörben, a csillagok akkor kezdenek kialakulni a kozmikus gáz- és porfelhőkből, amikor azok elkezdenek sűrűsödni. Ha a galaxis körüli gáz nem tud lehűlni, akkor a kondenzáció nem indul meg, következésképpen a csillagkeletkezés sem. A kutatók szerint a központi fekete lyukaknak a gáz folyamatos fűtésével fontos szerepük van az újabb csillagok keletkezésének akadályozásában. A Dr. P. Temi (NASA Ames Kutatóközpont, SETI Intézet) által vezetett kutatócsoportnak először sikerült az NGC 5044 katalógusjelű elliptikus galaxis körüli térrészben a 10 millió fokos gázzal keveredett port kimutatnia, ami a fenti fűtési mechanizmus egyik bizonyítéka.
A Tejútrendszerünkhöz hasonló spirális galaxisokban aktív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak, míg az elliptikus galaxisokat idős csillaggenerációk jellemzik, s csak kevés új csillag keletkezik bennük. Sok elliptikus galaxis, mint az NGC 5044 is, galaxishalmazok centrális vidékein van, ahol rengeteg forró gáz is található. A gáz hűlését akadályozó mechanizmus(ok) természete hosszú ideje vita tárgyát képezi a szakemberek körében.
![]()
Fantáziarajz a porral keveredett forró gázról egy elliptikus galaxis körül. A gáz fűtéséért felelős szupernehéz fekete lyuk a központi, sárgával jelölt területen van. (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC))
Temi és munkatársa, Dr. W. Matthews is úgy véli, hogy a keresett folyamat főszereplői a szupernehéz központi fekete lyukak, a folyamat pedig az ún. "visszacsatolásos fűtés" (feedback heating), ami felelős azért is, hogy hogyan maradhatnak meg a porrészecskék ilyen rendkívül forró környezetben. A kutatók szerint a Spitzer által sok elliptikus galaxis központja körül megfigyelt kicsi, de nagytömegű poros gázfelhők fontos szerepet játszanak a visszacsatolásos fűtésben. Ez a poranyag az elképzelések szerint a közeli csillagok halálakor dobódott ki, majd a gravitáció hatására a galaxis központja felé zuhan. Ha ennek a poros gáznak egy része megközelíti a központi fekete lyukat, elegendő energia szabadul fel ahhoz, hogy a környező gázt magas hőmérsékletre fűtse. Az elképzelések szerint ez a gáz eltávolodik a központtól, miközben valamennyi port is magával ragad. Amint ezek a poros gázcsomók kitöltik a galaxis körüli teret, az ott lévő gázt szintén felfűtik. A Temi által vezetett csoport először pillantotta meg ezt a poros füstöt a Spitzer rendkívül érzékeny infravörös detektoraival, s nyert először észlelési bizonyítékot a visszacsatolásos fűtési mechanizmus jogosságára. A folyamat érdekessége, hogy a fekete lyuk a méreténél jóval nagyobb kiterjedésű gázt tud ezen a módon felfűteni. A csoport példája szerint ha a fekete lyuk mérete akkora lenne, mint egy ember, akkor az általa felfűthető gáztömeg mérete a Holdéval vetekedne.
Forrás: Spitzer News Release, 2007.08.16.
-
#2139
Vörös óriáscsillag üstökösszerű csóvával
Szerző: Kiss László | 2007. augusztus 16., csütörtök
13 fényév hosszú csóvát fedeztek fel a Mira Ceti körül a GALEX ultraibolya űrtávcső felvételein.
Amerikai csillagászok meglepő felfedezést tettek a Galaxy Evolution Explorer (GALEX) ultraibolya űrtávcső segítségével: a több mint 400 éve ismert hosszú periódusú pulzáló vörös óriás, az omikron (Mira) Ceti több mint két fokos (négy telihold átmérőjú), azaz a valóságban mintegy 13 fényév hosszan húzódó csóva forrása.
A GALEX mindössze 50 cm-es távcsövével a teljes égbolt ultraibolya tartományú felmérése zajlik a földi légkör által elnyelt hullámhosszakon. Az immáron négy éve pályára állított űrtávcső a Tejútrendszer és a csillagközi anyag mindeddig ismeretlen arcát térképezi fel. Ennek során fedezte fel a Christopher Martin (Caltech) által vezetett kutatócsoport a Mira két fokos csóváját, ami az ibolyántúli képeken teljesen olyan, mint a naprendszeri üstökösök csóvája. Az alakzat teljes hossza a Nap és a Pluto törpebolygó távolságának kb. 20 ezerszerese – ez teljesen egyedi és mindeddig páratlan struktúra egy csillag körül.
![]()
A Mira csóvája több mint 13 fényév hosszan nyúlik el.
A Mira a csillagfejlődés kései állapotába tartozó felfúvódott vörös óriás, amely 11 hónapos periódussal kitágul és összehúzódik. A Napnál kb. 300-szor nagyobb csillag folyamatosan veszíti anyagát, nagyjából minden tíz évben egy földtömegnyi gázanyagot ledobva. Periodikus méretváltozásai, azaz pulzációja során fényessége jól láthatóan változik, a maximumaiban szabad szemmel is látszó csillag minimumában átlagosan 1500-szor halványabbá válik. A 350 fényévre levő csillagnak társa is van egy fehér törpe képében, amely nagyjából 500 évente járja körül a Mirát. A most felfedezett csóva anyaga a vörös óriás csillagszeléből származik, s kiterjedése alapján az elmúlt 30 ezer évben dobódhatott ki.
![]()
Animáció a csóva kialakulásának részleteiről (a képre klikkentve)
A vörös óriások tömegvesztése szoros kapcsolatban áll a Nap és hozzá hasonló csillagok életének legvégső fázisaival, így a most felfedezett csóva fontos információkat árulhat el a Mira csillagszelének ingadozásairól az elmúlt évezredekben. Az abszolút váratlan jelenségnek egyelőre nem világos minden részlete, de a csóvában látható csomók az időnként megerősödő tömegvesztés jelei lehetnek. Kialakulásában fontos szerepet játszhat az, hogy a Mira másodpercenként 130 km-es sebességgel "zuhan" a Tejútrendszer síkján keresztül, azaz a csillagközi anyaggal való kölcsönhatás nagyon szép fejhullámot rajzol ki, illetve elősegíti a csóva fennmaradását. A kutatók szerint a fejhullámban felforrósodó gáz gerjeszti a csóva anyagát ultraibolya fluoreszcencia jelenségével, ami magyarázatot ad arra, hogy miért nem látta még senki semmilyen földi távcsővel a Mira mögött lemaradt gázanyagot – a GALEX nagy látómezeje és érzékeny ultraibolya műszerei tették lehetővé az izgalmas felfedezést.
A kutatást részletező szakcikk a legújabb Nature-ben jelenik meg.
Forrás: NASA PR 2007.08.15.
-
#2138
A falánk törpecsillag végzete
Szerző: Molnár Péter | 2007. augusztus 09., csütörtök
Kimutatták egy 70 millió fényév távolságban feltűnt szupernóva körül a már a robbanás előtt is létező anyagfelhő nyomait, amivel igazolták, hogy a robbanás egy kettőscsillag rendszerében történt.
Több mint egy évvel ezelőtt magyar amatőrcsillagászok is észlelték az M100 jelű látványos spirálgalaxisban felvillant fényes szupernóvát. A kb. 70 millió fényév távolságban levő objektum az SN 2006X jelölést kapta, és színképe alapján Ia típusú robbanásként azonosították. Az ilyen szupernóvák nagy abszolút fényességű jelenségek, melyek az elméletek szerint kölcsönható kettőscsillagokban történnek: egy fehér törpe anyagot szív el vörös óriás kísérőjétől, majd a fehér törpék maximális tömegét, a Chandrasekhar-féle határtömeget elérve összeomlik. Ennek során robbanásszerű energiafelszabadulás történik, s mivel különböző Ia szupernóvákban ugyanaz játszódik le, jó közelítéssel minden esetben ugyanannyi lesz a robbanás összenergiája. Fontos következményként az Ia szupernóvák kozmikus távolságindikátorokként használhatók, aminek egyik eredménye volt közel egy évtizede az Univerzum gyorsuló tágulásának felfedezése. Mindazonáltal szilárd megfigyelési adatokkal még soha nem sikerült közvetlenül igazolni az Ia típusú szupernóvák modelljét, aminek alapvető összetevője a rendszer tömeget átadó óriáscsillag másodkomponense.
Ferdinando Patat és kutatócsoportja eddig egyedülálló megfigyelés-sorozattal vizsgálta az SN 2006X-et. Munkájukhoz felhasználták az ESO 8,2 méteres VLT műszerét Chilében, a Hawaii-szigeteken levő 10 m-es Keck távcsővet, a VLA rádiótávcső-hálózat méréseit és a Hubble Űrtávcső archív adatait is. A négy hónapon átívelő mérések legfigyelemreméltóbb eredménye a tömegátadás forrásaként működő vörös óriáscsillagról korábban ledobott anyag fényelnyelésében detektált változások, amelyek igazolják az Ia típusba tartozó szupernóvák alapmodelljét.
A világ legérzékenyebb műszereivel felvett színképek tisztán mutatják a robbanást övező csillagkörüli anyag elnyelési vonalait, illetve ezek változásait. Az ezekre legjobban illeszkedő modellben a vörös óriás kísérő korábbi élete során intenzív csillagszéllel folyamatosan veszített anyagot, amely több héjból álló burokként tágul a rendszer körül. A burok sugara nagyságrendileg egyhuszad fényév, azaz mintegy háromezerszerese a Nap-Föld távolságnak. A burok tágulási sebessége 50 km/s, ami tipikus érték vörös óriások esetében. Távolsága és sebessége alapján ezt az anyagot durván 50 évvel a robbanás előtt dobhatta ki magából a vörös óriáscsillag.
![]()
Fantáziarajz az SN 2006X robbanás előtti (balra) és utáni (jobbra) állapotáról.
Mellékelt fantáziaképünkön balra látható a rendszer, még a robbanás előtt, amikor a vörös óriás csillagszeléből a fehér törpe kialakította az anyagbefogási korongját. Jobb oldalon a robbanást követő 20. napon látjuk a rendszert, amint a szupernóva eléri maximális fényességét. A szétrepülő, akár egytized fénysebességgel haladó anyag körülbelül 450 Nap-Föld távolságra jutott. A szupernóvából érkező fény áthalad a vörös óriás által az elmúlt évszázadokban kidobott anyaghéjakon is, így információt szolgáltat a burok jelenlétéről és szerkezetéről. A héjakban megfigyelhető sűrűségingadozások utalhatnak arra, hogy a vörös óriás által kibocsátott csillagszél intenzitása időben változott. Mivel az SN 2006X minden szempontból átlagos Ia szupernóvának tűnik, hasonló anyaghéjak létezése és forrásuk feltehetően jellemző lehet az egész típusra is.
Forrás: ESO Science Release 31/07
-
#2137
A szomszéd galaxist felfaló óriás fekete lyukak
2007. augusztus 14., kedd, 8:44
Olyan távoli kvazárokat azonosítottak, amelyekben a központi fekete lyukba áramló gáz bekebelezett csillagvárosokból származik. Utóbbi, kisebb galaxisokban a csillagkeletkezés még gyenge, ezért kevés nehéz elem szóródott szét gázanyagukban. Az elnyelt galaxisokból így szinte tiszta hidrogén- és héliumkeverék áramlik a központi fekete lyukba.
![]()
Fantáziarajz egy nagytömegű fekete lyuk környezetéről (NASA/CXC/M.Weiss)
A kvazárok olyan távoli galaxismagok, amelyek centrumában szuper-nagytömegű fekete lyuk található. Ebbe a környezetéből gáz áramlik, amely befelé spirálozva felforrósodik, és sugározni kezd. Ha erre az erősen sugárzó zónára jó rálátásunk nyílik, akkor nevezzük kvazárnak az objektumot, amely egy aktív galaxismagnak tekinthető. Az egyik nagy kérdés, hogy mi táplálja gázanyaggal ezeket a fekete lyukakat. Eddigi ismereteink alapján főleg az adott galaxis csillagközi anyaga jött szóba forrásként.
Hai Fu és Alan Stockon (University of Hawaii) olyan 0,2 és 0,45 vöröseltolódás közötti, távoli kvazárokat vizsgáltak, amelyek kiterjedt anyagkoronggal bírnak: az anyagkorongok mérete gyakorlatilag megegyezett a szuper-nagytömegű fekete lyukakat befogadó galaxisok átmérőjével. A Hubble-űrteleszkóppal és a Keck Obszervatórium műszereivel sikerült a fenti anyagkorongok összetételére is következtetniük.
A korongok legbelső részén hidrogénnél és héliumnál nehezebb elemek alig voltak. Több ilyen, kiterjedt koronggal bíró kvazárnál mutatkozott hasonlóan furcsa kémiai összetétel - ezzel ellentétben a kisebb anyagkorongot mutató kvazárok esetében a megszokott, nehéz elemekben gazdagabb összetétel jelentkezett.
Sikerült megállapítani, hogy a fenti esetek nagy részénél a korong belső vidékén lévő gáz elsősorban nem a kvazárt befogadó galaxis anyagából származott, hanem egy szomszédos és bekebelezett csillagvárosból érkezett. Ezekben az esetekben tehát a nagyobb csillagvárosba olvadt kisebb galaxisok anyagának jelentős része a központi fekete lyuk felé spirálozott.
A kisebb tömegű kísérőgalaxisok gyakran a fejlődés "alacsonyabb" fokán állnak, és még kevés csillag született bennük, ezért szupernóva-robbanások még alig szennyezték be nehéz elemekkel csillagközi anyagukat. A bekebelezett galaxis gázai tehát szinte csak hidrogénből és héliumból állnak - és ez az alkotja a kiterjedt anyagkorongot a központi fekete lyuk körül.
![]()
Joshua Barnes számítógépes szimulációja két galaxis ütközéséről (fent), valamint egy fantáziarajz egy kvazár környezetéről, ahol a bekebelezett kisebb galaxis anyaga kiterjedt korongot alkot (A. Simonnet, Sonoma State University, NASA, J. Barnes)
Elképzelhető, hogy a folyamat során a nagy galaxis centrumában történt robbanások vagy egyéb módon onnan kiinduló lökéshullámok söpörték tisztára annak belső vidékét A kísérő gázanyaga ide zuhant be, és így alig keveredett az eredetileg ott lévő, fémekben gazdagabb gázanyaggal.
Kereszturi Ákos
-
#2136
Füstölgő csillagok
Szerző: Kiss László | 2007. augusztus 14., kedd
Francia és brazil csillagászok sűrű porfelhőt mutattak ki egy csillag körül, ami megerősíti az objektum hirtelen elhalványodásaira vonatkozó elméletet.
felhívás
Az R Corona Borealis (vagy röviden RCB) típusú csillagok szuperóriás objektumok előrejelezhetetlen és szélsőségesen tág határok közötti fényváltozással. Az elsőként felfedezett R CrB-ről elnevezett osztályba mindössze néhány tucat csillag tartozik, s Napunknál jellemzően 50-100-szor nagyobb égitestek. Változásuk nagyon jellegzetes: néhány évente váratlan elhalványodások történnek, amikor az adott csillag néhány hét alatt akár ezerszer halványabbá válhat nyugalmi állapotánál. Évtizedek óta elfogadott elmélet, hogy ezeket a jelenségeket a csillagok körül hirtelen besűrűsödő porfelhők okozzák, melyek természetes szűrőként blokkolják a központi égitest sugárzását.
A "lepöffenő porfelhők" modellje szerint az RCB csillagok folyamatosan veszítik tömegüket. A ledobódó anyag távolodása közben folyamatosan hűl, majd egy bizonyos hőmérséklet elérésével porszemcsék válnak ki a szénben gazdag gázanyagban. Ha ez az új porfelhő éppen a földi észlelő látóirányába esik, a csillag fényét elnyelve előidézi az RCB típusra jellemző elhalványodást. Az egyre távolodó felhő később kiritkul, így az átlátszóvá válást követően a rendszer visszanyeri eredeti fényességét.
Az RY Sagittarii (RY Sgr) a déli égbolt legfényesebb RCB típusú változója, s ennél a csillagnál sikerült 2004-ben először detektálni az elmélet által évtizedek óta megjósolt porcsomók létét. A kb. 6000 fényév távolságban levő csillag körül az ESO VLT infravörös adaptív optikás kamerájával jól látható porfelhőket detektáltak, amelyek az akkori képeken több száz csillagsugárnyi távolságban voltak a központtól. Kérdés azonban, hogy mennyivel közelebb keletkeztek?
![]()
Az RY Sgr és csillagkörüli porfelhői a VLT NACO műszerével. A bal oldali kép 2 mikronos, a jobb oldali 4 mikronos hullámhosszon mutatja az RY Sgr-t ővező burok aszimmetriáit, ami elsőként igazolta a "lepöffenő porfelhők" elméletét.
Patrick de Laverny (Observatoire de la Cote d'Azur) és munkatársai erre keresték a választ, amihez az ESO VLTI-t, azaz a 8,2 m-es óriástávcsövek fényét egyesítő interferométert használták. Két óriástávcső-pár kölcsönös interferogramjait kombinálva előállították az RY Sgr-t övező 110 Csillagászati Egységnyi térrész képét (ez mindössze néhány tized ívmásodpercnyi parányi égterület).
Kiderült, hogy az RY Sgr-t mintegy 120 csillagsugárnyi óriási burok övezi. Ennél is fontosabb eredmény, hogy alig 30 Cs.E. távolságban is már találtak egy porfelhőt, ami kb. 100 csillagsugár távolságnak felel meg. Ez pedig mindeddig a valaha észlelt legközelebbi porfelhõ egy RCB csillag közelében; egyelőre még mindig túl távoli detektálás a porfelhők kikondenzálódására vonatkozó elméletek tesztelésére, de jelzi, hogy a technikai fejlődés egyre közelebb hozza a pontos választ. A két versengő elképzelés szerint vagy 1-2 csillagsugár, vagy pedig 20 csillagsugár távolságban kezdődik a porképződés, attól függően, hogy mit tételezünk fel a csillagról ledobódó anyag összetételéről, valamint fizikai-kémiai tulajdonságairól. Ennek eldöntésére még nagyobb felbontású észlelésekre lesz szükség, amihez a jelenleg működő interferométerek további fejlesztése várhatóan meghozza a kívánt érzékenységet.
Forrás: ESO-PR-34/07
-
#2135
Az eddig ismert legnagyobb galaktikus ütközés
2007. augusztus 7., kedd, 10:39
A Spitzer- és a Chandra-űrteleszkópokkal minden eddiginél nagyobb galaktikus ütközést sikerült megfigyelni. A hatalmas kataklizmában négy nagy csillagváros olvad össze.
![]()
A Spitzer-űrteleszkóp felvétele a kataklizmáról. A jobb alsó kinagyított részen látható négy anyagcsomó a négy összeolvadó csillagváros, míg az őket övező kékesfehér felhő a kipenderített csillagokat jelzi (NASA/JPL-Caltech/K. Rines (Harvard-Smithsonian CfA))
A galaxisok közötti ütközés elterjedt jelenség a Világegyetemben. Számos alkalommal sikerült már megfigyelni, amint két csillagváros összeolvad egymással, egyetlen hatalmas galaxist alkotva - esetleg egy nagyobb galaxis nyeli el kisebb társát vagy társait. Az ilyen találkozók a galaxisokat alkotó csillagokra nem veszélyesek: az egyes csillagok közötti ütközések esélye elhanyagolható.
Ugyanakkor a csillagközi gázanyag az ütközés nyomán összenyomódhat, heves csillagkeletkezést kiváltva. Emellett a gravitációs kölcsönhatás nyomán a galaxis egyes részei akár végleg kipenderülhetnek az intergalaktikus térbe - míg az egyben maradt vidékek a ma ismert legnagyobb, a galaxishalmazok centrumában székelő szuperóriás elliptikus galaxisokat alkothatják.
Ezúttal a Spitzer-űrteleszkóppal minden korábbinál nagyobb tömeget megmozgató, négyes galaxisütközést "csíptek el". A méréseket az MMT teleszkóp és a Chandra-röntgenteleszkóp adataival egészítették ki. Az esemény tőlünk ötmilliárd fényév távolságban, a CL0958+4702 jelű galaxishamazban zajlik, és részvevői közül három a Tejútrendszerhez hasonló, a negyedik pedig a mi galaxisunknál háromszor nagyobb tömegű csillagváros.
A négyes ütközés térségét egy halvány és diffúz fényélés övezi, amely a kataklizma gravitációs kölcsönhatásakor kirepült csillagokat jelzi. Utóbbiak közel a fele később visszahullik majd a kölcsönhatás végére kialakuló óriásgalaxisba, míg a többi végleg elhagyja szülőhelyét. Kenneth Rines (CfA), a kutatás egyik vezetője a jelenlegi helyzet érzékeltetése végett korábbi megfigyeléseinket ahhoz hasonlította, mint amikor egy-egy autó ütközését látjuk, most azonban olyan "négy megrakott kamion találkozik össze". Az összeolvadás végén a ma ismert egyik legnagyobb galaxis fog megszületni - de minderre nagyságrendileg 10 millió évet kell még várni. Az objektum tömege közel tízszerese lesz a mi Tejútrendszerünkének.
![]()
Fantáziarajz az egyik ütköző galaxisban lévő csillag exobolygójáról: az égen a Tejúthoz hasonló sávokként és fényes csomóként figyelhetők meg a kölcsönható galaxisok részei (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC))
Korábban főleg kisebb galaxisok ütközéseit sikerült megfigyelni, emellett olyan találkozókat, amelyekben az ütköző csillagvárosok sok gázt tartalmaztak. Ezúttal mind a négy galaxis gázanyagban viszonylag szerény, sok idős csillagot tartalmazó objektum lehet. Elképzelhető, hogy a galaxisok összeolvadásait két nagy csoportba oszthatjuk: gázban gazdag és gázban szegényebb galaxisok ütközéseire. A gázban szegény események feltehetőleg főleg ilyen nagyobb és idős galaxisok összeolvadásai lehetnek, amelynek során kevés új csillag születik. A gázban gazdag galaxisok összeolvadása ellenben erősen megfiatalítja a csillagpopulációt, sok új égitestet létrehozva.
A jelenlegi megfigyelés megerősíti azt a nézetet, amely szerint a legnagyobb galaxisok sok, korábbi csillagváros összeolvadással alakultak ki a Világegyetemben.
Kereszturi Ákos
-
#2134
Gyorsan hízó fekete lyukak a korai Univerzumban
Szerző: Kovács József | 2007. augusztus 04., szombat
A Gemini teleszkópok és a Chandra röntgenműhold új eredményei szerint a fiatal Világegyetemben a nagytömegű fekete lyukak sokkal gyorsabban növekedtek, mint később.
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) műszereivel 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 jelentős 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 lévő galaxisok magjában található szupernehéz fekete lyukak. Az ezekbe behulló anyag által kibocsátott sugárzás érzékelhető még több milliárd fényév távolságból is. Ezeket az ún. aktív galaxismagokat (AGN, Active Galactic Nuclei) körülvevő 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 keletkező 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 erős korrelációban áll a fiatal rendszerek korával. Az oxigén főleg nagytömegű csillagokban keletkezik, s gyorsan ki is dobódik, míg a vas hosszabb élettartamú, közepes tömegű csillagokban képződik. Így a vas jelentős feldúsulása az első csillagkeletkezési hullám után körülbelül 1 milliárd évre tehető.
A kvazárok infravörös spektrumában megfigyelhető emissziós vonalak erősségéből tehát meghatározható a BLR-ek fémtartalma. Az eredmények szerint ez a Nap esetében megfigyelhető arányoknál mintegy négyszer nagyobb. Nagy vöröseltolódásoknál a kémiai összetétel időbeli 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 első 1 milliárd évében heves csillagkeletkezési és fémfeldúsulási folyamatok zajlottak.
![]()
Az FeII/MgII arány a vöröseltolódás függvényében. Látható, hogy nincs jele az elemgyakoriság jelentős időbeli változásának egészen a z=6 vöröseltolódásig visszamenően.
A nagy vöröseltolódású és fényességű kvazárok korai megjelenése a fekete lyukak gyors növekedésére is utal a galaxisok és a kvazárok első generációjának kialakulásakor. A BLR-ekben megfigyelhető nagyléptékű mozgások vizsgálata a központi fekete lyukak tömegének meghatározására is lehetőséget nyújt. Ennek alapja az, hogy összefüggés található a színkép kontinuumának fényessége és az emissziós vonalak szélessége között, ez utóbbit pedig az erős gravitációs térben fellépő nagysebességű mozgások befolyásolják. Jiang és munkatársai azt találták, hogy a mintájukban szereplő központi fekete lyukak tömege 1 és 10 milliárd naptömeg közé tehető. Figyelemre méltó, hogy 1 milliárd naptömegű fekete lyukak kevesebb mint 1 milliárd évvel az Ősrobbanás 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 közlő szakcikk az Astronomical Journal c. folyóiratban fog megjelenni.
A fentieket alátámasztani látszik a Chandra röntgenműhold 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 katalógusjelűt. 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 később, de ez az arány már csak 2-3-szoros.
![]()
A Chandra felvétele a CL 0542-4100 és a CL 0848.6+4453 katalógusjelű galaxishalmazokról. Vörös szín jelzi a kisenergiájú, zöld a közepes, míg kék a nagyenergiájú röntgensugárzást. Mindkét mezőben 5 darab AGN található, bár az egyik valószínűleg 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 jelentős eltérések magyarázata, hogy a korai Világegyetemben ezek a galaxisok sokkal több gázt tartalmaztak, mint ma, s ez kedvező 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 nőhettek, mint közelebbi, öregebb társaik.
Forrás: Gemini Observatory PR, 2007.07.31., Chandra X-ray Observatory PR, 2007.07.24.
-
#2133
Csillagszennyező bolygók
Szerző: 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 első exobolygó 1995-ös felfedezése óta egyre tisztábban látszik a megfigyelési adatokból, hogy a héliumnál nehezebb elemekben (azaz csillagászati terminológiában: fémekben) gazdag csillagokra jellemzők a bolygók: átlagosan kétszer annyi fémet tartalmaznak a bolygós csillagok, mint bolygó nélküli társaik. Az azonnal felvetődő kérdés: vajon a sok fém jelenléte elősegíti valamilyen módon a bolygókeletkezést, vagy éppen fordítva, a bolygó jelenléte miatt található több fém. A klasszikus tyúk és tojás probléma első esete azt jelentené, hogy a bolygós csillagok egésze, így magjuk is gazdagabb fémben, míg a második lehetőség szerint a bolygóból származó por (illetve a bolygókeletkezést lehetővé tevő törmelékkorong) beszennyezi a csillag felszínét és kizárólag csak a külső réteget érinti ez a fémdúsulás.
Amikor felvesszük egy csillag színképét, valójában csak a külső 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 külső rétegeiben maradhat, aminek nyomai kimutathatók színképelemzéssel.
![]()
Bolygóközi por egy fiatal csillag, a HD 107146 körül a Hubble Űrtávcső 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 hőmérsékletük 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 meglepő eredményre jutottak: a 14 exobolygós vörös óriás fémességeloszlása teljesen átlagos, semmilyen szempontból nem különbözik a tipikus óriáscsillagok összetételétől. Másképpen szólva úgy tűnik, hogy a normál, Nap típusú csillagoknál korábban tapasztalt fémesség-anomália eltűnik, ahogy a csillagok öregednek és felfúvódnak.
Erre a legvalószínűbb magyarázatot a különböző típusú csillagok szerkezetének különbsége adja: a Napnak és egy vörös óriásnak nagyon eltérő méretű konvektív zónája van, ami a csillagok anyagát hatékonyan képes elkeverni. A konvektív zónában az energia ún. konvektív cellákban terjed, hasonlóan a forrásban lévő víz bugyogásához, ahol a melegebb csomók felszállnak, helyükre pedig a lehűltek 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 eredő szennyezés 35-ször ritkább egy vörös óriásban, mint egy Naphoz hasonló csillagban, azaz teljesen kimutathatatlanra hígul.
![]()
Nap típusú törpék és vörös óriáscsillagok belső szerkezete. A két csillagtípus egymáshoz viszonyított méretaránya a jobb alsó sarokban látható.
Habár az adatok értelmezése nem egyszerű, a legegyszerűbb magyarázat szerint a Nap típusú exobolygós csillagok azért gazdagabbak fémekben, mert vékony légkörükben összegyűlik a rájuk hullott bolygóközi anyag, míg vörös óriások esetén ez teljesen felhígul a kiterjedt csillaglégkörben.
Forrás: ESO-PR-29-07
-
#2132
Négyes csillagrendszer bolygókkal?
Szerző: Kovács József | 2007. július 26., csütörtök
A Spitzer űrteleszkóp legújabb eredményei szerint elképzelhető, hogy egy négyes csillagrendszer körül bolygók alakulhattak ki.
Elise Furlan és kutatócsoportja a Kaliforniai Egyetemről (UCLA) a Spitzer űrteleszkóp infravörös spektrográfjával a HD 98800 katalógusjelű, a Földtől 150 fényévre a Hydra csillagképben található négyes csillagrendszert vizsgálta. A rendszer mindössze 10 millió éves és a négy csillag két párba rendeződik. A kettősök 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 rendszerről. (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle (SSC))
A vizsgálat igazi tárgya az egyik pár, a HD 98800B körül található porkorong volt. (A másik kettőst 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, egybefüggő, hanem egy rés található benne. Ezt okozhatja a négyes csillagrendszer tagjainak bonyolult gravitációs összjátéka, de jelezheti azt is, hogy már megindult a bolygóképződés és erről a területről a bolygókezdemények vagy a már "kész" bolygók söpörték ki az anyagot.
Az eredmények szerint a HD 98800B körül két, nagyméretű porszemcsékből álló öv található. A külső körülbelül 5,9 Csillagászati Egységre van a központi kettőstől. Ebben az övben valószínűleg kisbolygók és üstökösök is keringenek. A belső, 1,5-2 Csillagászati Egység sugarú öv pedig nagy valószínűséggel finom porszemcsékből áll. Az elképzelést sajnos bonyolítja a négyes másik csillagpárja, mivel miatta a befele mozgó porrészecskék állandóan változó komplex erőhatásoknak vannak kitéve, így a kutatócsoport vezetője szerint a bolygó(k) léte ma még csak spekuláció, de a lehetőséggel mindenképpen érdemes számolni.
A jelenlegi elképzelések szerint a bolygók évmilliók alatt alakulnak ki, amint a kis porrészecskék egyre nagyobb testekké állnak össze. Ezekből a nagyobb sziklákból aztán a Földhöz hasonló kőzetbolygók, 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 űrbe, de ez később elkezd a korong belseje felé vándorolni. A HD 98800B esetében vagy a már létező bolygók, vagy az összetett gravitációs hatások miatt a korong belső része nem egyenletesen kitöltött, a rés a korongot két övre osztja.
Mivel a fiatal csillagok nagy része többes rendszerekben keletkezik, a kutatócsoport vezetője szerint el kell fogadnunk azt a tényt, hogy ezen objektumok körüli porkorongok fejlődése, illetve az esetleges bolygókeletkezés sokkal összetettebb folyamat, mint a Naprendszer viszonylag egyszerű esetében.
Az eredmények az Astrophysical Journal című szaklapban fognak megjelenni.
Forrás: Spitzer News Release, 2007. július 24.
-
#2131
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 előtt és mögött 60 fokra halad. Ez a két térbeli helyzet L4 és L5 jelű 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 erős gravitációs tere fogta be, még a Naprendszer kialakulása végén.
Bár más nagybolygóknál is várhatóak hasonló dinamikai helyzetű, 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 jelű 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 jelű, tehát a Marsot "követő" 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 "előtt" haladt.
Nehéz kérdés, hogy a szerény tömegű vörös bolygó miként fogta be az objektumokat. Elképzelhető, 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 belső bolygók térbeli helyzete 2007. július 25-én (Osamu Ajiki, Ron Baalke, JPL)
A Marshoz hasonló pályán keringő kisbolygókból jelenleg négyet ismerünk: 1990 MB, 1998 VF31, 1999 UJ7 és 2007 NS2. A Földnél egyelőre nem sikerült trójai helyzetű kisbolygóra akadni, amelynek egyik lehetséges oka, hogy igen nehéz megfigyelni őket. Amellett, hogy nem távolodnak el messzire a Naptól, a napfény által megvilágított oldaluknak csak a felét látjuk a Földről, ezért viszonylag halványak lehetnek.
Kereszturi Ákos
-
#2130
Galaxisok az Univerzum hajnaláról
Szerző: Molnár Péter | 2007. július 25., szerda
Hatalmas tömegű galaxishalmazok segítenek láthatóvá tenni a legősibb 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 első csillagok és galaxisok felragyogtak, igen fontos kutatási kérdés, amely többek között olyan hatalmas műszerek építését is ösztönzi, mint a következő két évtized 25-50 méteres óriásteleszkópjai, vagy HST-t felváltó James Webb Űrtávcső.
A legelső galaxisok kutatását érdekes módon maga a Világegyetem is elősegíti: amikor a roppant távoli, vagyis az Univerzum hajnalán keletkezett, távolságuk miatt rendkívül halvány égitestekről kiinduló fény a hozzánk közelebb fekvő, igen nagy tömegű objektumok közelében halad el, utóbbiak gravitációs ereje eltéríti a fény útját, mintegy a Föld felé fókuszálva a látóirányunkat különben elkerülő 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 működése. Az ősi galaxisokról széttartóan induló fénysugarakat a közelebb levő galaxishalmaz gravitációs tere lefókuszálja (Caltech)
A kutatócsoport gondos előzetes szűrés után összesen 9 nagy tömegű 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, amelyekről 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 előtérben levő nagy tömegú struktúrák mintegy hússzorosára erősítették a távoli objektumok fényjeleit. Az a tény, hogy viszonylag szűk égterületen ilyen sok ősi galaxist találtak, arra utalhat, hogy az ilyen égitestek az első 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 elegendő volt a környezetükben levő hidrogénatomok ionizálásához, ami révén a kozmikus sötétség kora véget érhetett.
![]()
A Hubble Űrtávcső felvételei az újonnan felfedezett galaxisok környezetéről. A képeken piros körök jelzik a legtávolabbi galaxisok helyét. Az előtér galaxishalmazai különösen hatékonyan erősítik 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 létező legnagyobb teljesítményű műszerekkel is. A kutatócsoport emiatt számos ellenőrző tesztet hajtott végre, emellett pedig független HST-s és Spitzeres vizsgálatok eredményei is megerősítik a friss eredményeket (noha a teljes bizonyossághoz vezető 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.
-
#2129
A világ legnagyobb távcsöve
Szerző: Mód Melinda | 2007. július 23., hétfő
A Kanári-szigeteken épülő óriásteleszkóp hamarosan átveszi a világ legnagyobb (optikai) távcsöve címet.
Túlszárnyalni a Kecket! A Kanári-szigeteken épülő 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 robbanásszerűen heves csillagkeletkezést mutatógalaxispárra. Ezzel az eseménnyel kezdetét vette a körülbelül egy évet igénybe vevő tesztelés és üzembehelyezés folyamata. A rendszeres tudományos megfigyelések 2008 közepétől kezdődhetnek el.
![]()
A GranTeCan távcső (a képen még tükrök nélkül) azimutális szerelésű, hasonlóan a többi modern óriástávcsőhöz.
Jelenleg mindössze 12 tükörrészt helyeztek el a tervezett 36-ból. Az 1,9 méteres hatszögletű darabok valamivel nagyobbak, mint a Mauna Keán található Keck-teleszkópok tükörmozaikjai. Elkészülte után a spanyol távcsőszörny fénygyűjtő 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 főtükrei elvileg 11 m átmérőjűek, de a műszerek különleges kiképzése folytán az effektív fénygyűjtő felület mindössze 6-9 m-nek felel meg átlagos mérési körülmények mellett.)
![]()
A GTC kupolája 30 méter átmérőjű.
A Gran Telescopio Canarias La Palma szigetén, az (ismereteink szerint már kialudt) Caldera de Taburiente vulkán pereme alatt található, az évtizedek óta folyamatosan bővülő Observatorio del Roque de los Muchachos intézménye területén. Az obszervatórium otthont ad a 4,2 m-es brit/német/spanyol Herschel távcsőnek, a 3,6 méteres Telescopio Nazionale Galileo-nak, a MAGIC kozmikus sugárzást vizsgáló távcsőnek, és számos kisebb műszernek.
Nem végleges még a műszer fénygyűjtő képessége, de a GTC első felvétele a távoli kölcsönható galaxispárról minden bizonnyal tudománytörténeti jelentőségű lesz.
![]()
A GTC és 30 méteres kupolájának megépítése hét even át tartott, és 130 millió euróba került. Mint minden ambíciózus terv, az idők során ez is sokat csúszott, s többe is került az eredeti tervekhez képest. Az új óriástávcső 90%-ban spanyol eszköz, a maradék 10%-on három mexikói intézet, ill. a Floridai Egyetem (Gainesville) osztozik. Utóbbi kutatói fejlesztették ki a CanariCam elnevezésű közepes infravörös kamerát. Az új távcső fő kutatási területe a kozmológia és az exobolygók vizsgálata lesz.
Forrás: SkyandTelescope.com
-
#2128
A teljes égbolt infravörös térképe
Szerző: Molnár Péter | 2007. július 24., kedd
Elkészült az eddigi legjobb felbontású, a teljes égboltot infravörös tartományban lefedő felmérés.
Az AKARI űrszondát a Japán Űrügynökség indította 2006 februárjában, az Európai Űrügynökséggel (ESA) és más nemzetközi résztvevőkkel együttműködésben. Az űreszköz az egész eget a hősugarak tartományában lefedő égboltfelmérésen dolgozik, amely segít megérteni a galaxisok, csillagok és bolygórendszerek kialakulását és fejlődését. Az elmúlt egy év során hat különböző 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 volumenű 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 sokszínűséggel tanulmányozhatók az infravörös tartományban intenzíven sugárzó csillagkeletkezési tartományok, csillagközi por- és gázfelhők, idős objektumok ledobott porhéjai.
![]()
A teljes égbolt infravörös képe (JAXA)
Első képünkön az egész ég 9 mikronos képe látszik. A felvételen középen, vízszintesen húzódó sáv saját Galaxisunk fősíkja, ahol a keletkező csillagok területeit intenzíven sugárzó tartományok jelzik. A kép közepén található legfényesebb terület Tejútrendszerünk magjának iránya, ahol rendkívül sok idős csillag zsúfolódik össze. A fősíktól jobbra lefelé látható folt nem más, mint egyik kísérőgalaxisunk, a Nagy Magellán-felhő.
![]()
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 vidékéről 100 mikront meghaladó hullámhosszakon, ahol a csillagközi porfelhők hősugárzása dominál. A látómezőben a Galaxis fősíkja a bal szélen, fentről lefelé halad – az infravörös képet láthatóan kitölti a a galaktikus fősíkban levő hideg porfelhők diffúz sugárzása. Az Orion öve alatt azonosítható a híres Orion-köd (M42), egy kb. 1300 fényére található csillagkeletkezési tartomány. Hasonló terület az övtől balra lefelé levő Lófej-köd, amely infravörös fényben roppant fényesen ragyog – éppen ellentétesen a látható fényben ködök világos hátterére vetülő sötét folttal. Az Orion "feje" körül feltűnő egy nagy kiterjedésű, kör alakú képződmény: számos nagy tömegű csillag keletkezett valaha a kör középpontja környékén, amelyeknek egymás utáni szupernóva-robbanása fújta ki a gáz- és poranyagot a most megfigyelhető burokszerű képződménybe.
![]()
Csillagkeletkezési tartományok a Cygnus csillagképben (JAXA)
A következő hamisszínes, 90 és 140 mikrométeres tartományban felvett képekből összeállított felvételen a Cygnus (Hattyú) csillagkép óriási csillagkeletkezési tartománya figyelhető meg. A 7,6x10 foknyi égterületen a Tejútrendszer egyik spirálkarjának, az Orion-karnak az irányába tekintünk, így a látómezőben sok, egymástól akár több ezer fényévre levő objektum képe vetül egymásra. A galaktikus fősík a kép bal felső és jobb alsó sarka között húzódik, s a fényes foltok mind születő csillagok helyét jelzik.
Forrás: ESA News, 2007. július 11.
-
cyberoptimism #2127 www.cyberoptimism.com
szolgáltatások:
kutatás tudományos témákban
szoftwaretanácsadás -
tomcat1 #2126 egy ideje nyomom.
Már rutinból megy megkülönböztetnni egy spirált egy elliptikustól. Az viszont gáz, hogy nem túl sok szépség van bennük alig egy kettő néz ki szépen, főleg az elliptikusok hitványak. -
#2125
igen ismerős, jó oldal...
volt is már ide linkelve nem is olyan régen #2115 -
tomcat1 #2124 Landren
ez az oldal ismerős?
http://www.galaxyzoo.org -
#2123
A Világegyetem legnagyobb ütközése
Szerző: Kovács József | 2007. július 21., szombat
Az XMM-Newton és a Chandra röntgenteleszkópok ismét két galaxishalmaz összeolvadásáról szolgáltattak bizonyítékot.
A Föld körül keringő XMM-Newton és Chandra röntgenteleszkópok két galaxishalmaz egyetlen óriási halmazzá történő 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 űrbe messze kinyúló, gázt és csillagokat tartalmazó árapály-csóvák dobódnak ki, jelezve az ütközés tényét. Egész galaxishalmazok esetében a jelenség felismerése nem ilyen egyszerű. Renato Dupkenek és kollégáinak a michigani egyetemről azonban éppen ezt sikerült kimutatni az Abell 576 katalógusjelű galaxishalmaz esetében a két röntgenteleszkóp segítségével. Mint kiderült, ez a halmaz nagyon hasonlít a már korábbról ismert Lövedék-halmazhoz, amely világosan mutatja oldalnézetből az ütközés jeleit, míg az Abell 576-ra hosszanti irányban látunk rá, így nehezebb volt elkülöníteni az ütközés egy irányba eső komponenseit. (A Lövedék-halmaz – "Bullet Cluster" – esetében az almán áthatoló puskagolyóhoz hasonlóan vágtat keresztül egy kisebb, nagy sebességű galaxishalmaz a nagyobb halmazon.)
![]()
A Lövedék-halmaz kompozit képe, melyet a 6,5 m-es Magellan és a Hubble Űrteleszkóp optikai felvételei (fehér és narancsszínű 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 lévő 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 jelentősen eltér. Úgy tűnik, mintha a halmaz egyik része távolodna tőlünk, 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 hőmérsékletével 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 elkülöníthető (az ütközés tengelye nagyjából merőleges a látóirányra), itt a két halmaz közül az egyik éppen takarja a másikat. Az ütközést túlélő, s most megmért hideg gázfelhők a halmazok magjaiban találhatók, de végső 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 ütköző halmazok nem érhetnek el. Mindazonáltal a Lövedék-halmaznál mért érték is hasonló az Abell 576 sebességéhez, azaz úgy tűnik, hogy az elméletek ellenére ilyen nagy sebességek mégis előfordulhatnak.
A halmaz-halmaz ütközések ritkák, a becslések szerint minden száz, esetleg ezer halmaz esetében egyszer fordulnak elő. Az ütközéskor a halmazbeli gáz megszűnik egyensúlyi állapotban lenni, s ha esetleg nem detektálható, akkor ez a halmaz tömegének 5-20 százalékos alábecslését is okozhatja. Az ütköző halmazok azonosítása azért lényeges feladat, mert a különböző galaxishalmazok tömege jelentős szerepet játszik a kozmológiai paraméterek becslésében, ezáltal az Univerzum tágulásának leírásában. Dupke és társai máris több olyan halmaz vizsgálatán dolgoznak, melyek szintén kölcsönhatónak tűnnek.
A mostani eredmények az Astrophysical Journal szaklapban fognak megjelenni.
Forrás: ESA News 2007. július 18., arXiv:0706.1073v1 [astro-ph]
-
#2122
Egy szupernóva-robbanás nyomában
2007. július 20., péntek, 8:58
Egy újabb eredmény megerősíti, 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 kettőscsillagoknál lángolnak fel, ahol az egyik égitest életútja végén a mag fehér törpe formájában marad vissza. Ha a fősorozaton tovább tartózkodó társáról anyag áramlik át a fehér törpe felszínére, akkor annak tömege meghaladhatja azt a kritikus határt, amely felett belső rétegei már nem képesek ellenállni a külső 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 fényességűek. Emiatt ideálisan használhatók távolságmérésre: a látszó fényességük alapján megbecsülhető valódi fényességük, ebből pedig közelítő távolságuk. A módszert napjainkban rendszeresen fel is használják távolságmérésre, főleg a Világegyetem nagy messzeségben lévő objektumainál.
Ugyanakkor a robbanást megelőző 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 jelű szupernóva sugárzását, amely a 70 millió fényévre lévő M100 jelű spirális galaxisban lángolt fel. A méréseket a hawaii Keck-teleszkóppal, a VLA-rádióteleszkóp-rendszerrel és a Hubble-űrtávcső megfigyeléseivel egészítették ki.
Ilyen részletesen még egyetlen Ia típusú szupernóva robbanását sem tanulmányozták az eseményt követő négy hónapon keresztül. A színképekben sikerült olyan elnyelési vonalak nyomára akadni, amelyek korábban ledobott anyagfelhőktől 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 külső rétegeinél várható. Eszerint a kérdéses anyagot kb. 50 évvel ezelőtt 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 előtt, 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
-
#2121
Egy szupernóva-robbanás nyomában
2007. július 20., péntek, 8:58
Egy újabb eredmény megerősíti, 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 kettőscsillagoknál lángolnak fel, ahol az egyik égitest életútja végén a mag fehér törpe formájában marad vissza. Ha a fősorozaton tovább tartózkodó társáról anyag áramlik át a fehér törpe felszínére, akkor annak tömege meghaladhatja azt a kritikus határt, amely felett belső rétegei már nem képesek ellenállni a külső 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 fényességűek. Emiatt ideálisan használhatók távolságmérésre: a látszó fényességük alapján megbecsülhető valódi fényességük, ebből pedig közelítő távolságuk. A módszert napjainkban rendszeresen fel is használják távolságmérésre, főleg a Világegyetem nagy messzeségben lévő objektumainál.
Ugyanakkor a robbanást megelőző 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 jelű szupernóva sugárzását, amely a 70 millió fényévre lévő M100 jelű spirális galaxisban lángolt fel. A méréseket a hawaii Keck-teleszkóppal, a VLA-rádióteleszkóp-rendszerrel és a Hubble-űrtávcső megfigyeléseivel egészítették ki.
Ilyen részletesen még egyetlen Ia típusú szupernóva robbanását sem tanulmányozták az eseményt követő négy hónapon keresztül. A színképekben sikerült olyan elnyelési vonalak nyomára akadni, amelyek korábban ledobott anyagfelhőktől 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 külső rétegeinél várható. Eszerint a kérdéses anyagot kb. 50 évvel ezelőtt 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 előtt, 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
-
#2120
Jégvulkánok a Pluto holdján
Szerző: Derekas Aliz - Kiss László | 2007. július 19., csütörtök
Időről időre 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 keveredő folyékony víz préselődik 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 felfedezésből az is következik, hogy akár más Kuiper-objektumoknál is létezhet az összefoglaló néven kriovulkanizmusként, azaz jeges vulkanizmusként ismert jelenség.
![]()
Fantáziakép a Charon felszínén pöfékelő jeges gejzírről, háttérben a Pluto törpebolygóval.
Jason Cook fiatal kutató, a kutatás vezetője szerint számos magyarázat létezik arra, hogy hogyan lehet kristályos vízjég a Charonon. A csoport szerint méréseiket a kriovulkanizmussal felszínre kerülő friss jéggel lehet legjobban magyarázni, az erre való következtetés előtt azonban egyéb lehetséges mechanizmusokat is megvizsgáltak. A jég kristályos állapota kizárja a Naprendszer keletkezésének korából származó ősi jeget, mivel a jég amorf szerkezetűvé 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 egyeztethető össze a meteoritikus ütközéses eredettel. A jelenleg egyetlennek tűnő lehetőség az ultrahideg környezetben is működőképes jeges vulkanizmus.
![]()
A Pluto és a Charon belső szerkezete. Belsejük nagy valószínűséggel sziklás, amelyet egy vékony jégréteg vesz körül. Utóbbi alsó rétege olvadt formában óceánt képezhet, ami 2/3 részben vízből, 1/3 részben ammóniából áll.
A jelenség megértéséhez fontos ismernünk a Pluto-Charon rendszer felépítését. Mindkét égitest nagy mennyiségben tartalmaz vizet a szilárd belsőre rárakódó jeges kéregben. Az ammóniával keveredő víz folyékony állapotban maradhat a kéreg alján, s elképzelhető, 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 belsőbb térségeiben igen gyakori folyamat. Mind a Szaturnusz körül keringő Enceladus, mind a Jupitert kísérő Europa ismert a felszínükről kipöfékelő vizes-jeges vulkánokról. Hasonlóan, az Uránusz holdjáról, az Arielről 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 működik, 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 bomláshő lehet az aktivitás forrása. Miközben a felszín alatti folyékony réteg teteje eléri a fagyáspontot, a felette levő parányi réseket kitágítja a megfagyás általi térfogatnövekedéssel. Ezzel időszakosan 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 első, akik feltérképezték a Charon Plutóval szemközti és ellentétes két félgömbjét, emellett pedig meghatározták a jég hőmérsékletét. A 2,21 és 1,65 mikronon felvett spektrumok modellezése alapján a Charon felszíni jégfoltjai 40-50 K, azaz -233..-223 °C hőmérsékletűek. Terveik szerint a kutatás következő 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.
-
#2119
Gammavillanások korai elcsípése
Szerző: Derekas Aliz | 2007. július 18., szerda
Új műszert adtak át az Európai Déli Obszervatóriumban, amellyel lehetővé válik a gammavillanások minden eddiginél hatékonyabb távolságmérése.
Különböző asztofizikai forrásokról egy időben, több szűrőn 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, amiből következtetni lehet a vizsgált égitestek természetére, hőmérsékletére, távolságára, stb. Az Európai Déli Obszervatórium (ESO) nemrégiben elkészült új műszere ezzel a módszerrel teszi lehetővé 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 keringő speciális űrteleszkópokkal. Miután kibocsátották nagyenergiájú sugárzásukat, rövid időre (általában maximum néhány órára) érzékelhetővé 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 űrbéli detektálástól számított néhány óra áll összesen a kutatók rendelkezésére, hogy műszerekkel tanulmányozzák a jelenséget. A különböző hullámhossztartományban felvett felvételek lehetővé teszik a gammavillanás forrásának távolságmérését, ezáltal pedig valódi fényességének kiszámítását.
![]()
A GROND műszer 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) műszer hét különböző hullámhosszon készít egyidőben 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 különböző színben. Az objektum a kék tartományban sokkal halványabb, mint vörösben, ami nagy távolságának következménye.
A műszer most már az üzembe helyezés fázisában tart, elvégezték vele az első próbaméréseket, amelyek igazolták, hogy technikailag a műszer tökéletesen működik. Az első megfigyeléseket egy 12 milliárd fényévre lévő kvazárról végezte.
![]()
A PKS 1251-407 kvazár spektruma (piros) a GROND méréseivel (zöld) összevetve.
A távcső és az új műszer egyébként működtethető gyorsreagálású üzemmódban is (Rapid Response Mode), amikor az űrbéli gammatávcsövek emailen érkező riasztására lényegében azonnal odaáll az adott égi koordinátára, s egy perccel a felfedezés után már az új villanásról készíthet képeket, majd pár perccel később már ki is számítható a GRB távolsága.
Forrás: ESO-PR-30-07
-
#2118
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 keringő exobolygók.
![]()
Az SDI-detektor korábbi felvétele a 12 fényévre lévő Epszilon Indi körüli barna törpéről (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 első exobolygók felfedezéséig ezt tartottuk normálisnak és általánosnak. Azonban hamar kiderült, hogy az ún. forró Jupiterekből, a csillagukhoz igen közeli pályára tévedt óriásbolygókból sok van a Világegyetemben.
Eddig elsősorban 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 meglepő 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 jelenlévő 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 lévő 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 elképzelhető, hogy a csillaghoz közeli óriásbolygók az általánosak, míg a Naprendszerben megfigyelhető konfiguráció, tehát a csillagától távoli óriásbolygók ritkábbak.
Ugyanakkor ne feledjük, hogy a fenti 20 Cs.E. az Uránusz átlagos naptávolságához közeli. Ha tehát az előbbi műszerrel saját Naprendszerünket figyelnénk a távolból, feltehetőleg 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. Elképzelhető, hogy a kifejezetten nagytömegű égitestek körül ebben a térségben is akadnak óriásbolygók - míg a most megvizsgált kisebb tömegű csillagoknál főleg 20 Cs.E.-nél beljebb fordulnak csak elő az ilyen planéták.
Ugyancsak az exobolygó-kutatással kapcsolatos friss eredmény, hogy a Spitzer-űrteleszkóppal a 63 fényévre lévő HD 189733b jelű, 1,15 jupitertömegű exobolygó légkörét vizsgálták az infravörös tartományban. Akkor tanulmányozták a planétát, amikor az a Földről nézve elhaladt csillaga előtt. Az ekkor felvett színképből sikerült is vízgőzt 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 jellemző hőmérséklete 1300 °C körül lehet, tehát folyékony halmazállapotú víz nem várható rajta.
Kereszturi Ákos
-
#2117
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 gyűrűs bolygó tengelyforgási idejét.
![]()
Az Enceladus árnyéka, amely a saját magából kilövellt anyag alkotta felhőre vetül (NASA/JPL/University of Arizona/Ames)
A Szaturnusz mágneses terének viselkedése két szempontból is szokatlan volt. A mágneses tér egyrészt pulzálni látszott, alkalmanként erősebb rádiósugárzást bocsátott ki. A legfurcsább azonban az volt, hogy a magnetoszféra alapján mért forgási időtartam megnövekedett.
A bolygó egy tengely körüli fordulata eszerint 6 perccel tovább tartott, mint az 1980-as években, a Voyager-szondák mérései alapján. Sejthető 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 égitestről kilövellt részecskék egy része töltést nyer, és a Szaturnusz mágneses terének erővonalaihoz kapcsolódik. A Cassini-szonda rádió- és plazmamérései alapján a kiderült, hogy a részecskék egy vastag, gyűrű alakú tartományt formálnak az Enceladus pályája mentén. Ezek közül pedig sok "beragad" a mágneses tér erővonalaiba, és lassítani próbálja a tér mozgását.
A lassítás mértéke függ a befogott részecskék össztömegétől - utóbbi pedig az Enceladus gejzírjellegű kitörései által kidobott anyagmennyiségtől. Elképzelhető tehát, hogy a hold jelenleg aktívabb, mint az 1980-as években. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy a megfigyelt változás évszakos jellegű. Utóbbi oka, hogy a Szaturnusz egyenlítője 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 gyűrű (kék színnel) plazmaáramlást kelt, és lassítja a Szaturnusz erővonalainak forgását (NASA/JPL/University of Arizona/Ames)
Jelenleg az első változat tűnik valószínűbbnek, vagyis az Enceladus aktivitása befolyásolja a magnetoszférának a holdhoz közeli és feltehetőleg a távolabbi részének forgási sebességét is.
Kereszturi Ákos
-
#2116
Óriás bolygó vagy törpe csillag?
Szerző: Szabó M. Gyula | 2007. július 16., hétfő
Hogyan lehet eldönteni a csillagok körül keringő kis tömegű kísérőkről, hogy óriás exobolygók-e vagy kis méretű barna törpék?
Az első Naprendszeren kívüli bolygót 12 éve fedezték fel, azóta az ismert bolygók száma megközelítette a 250-et. Egyelőre az igen nagy tömegű, a központi csillaghoz igen közel keringő "forró Jupiterek" felfedezése a legkönnyebb, így az ismert exobolygó-jelöltek többsége ilyen égitest. Ezek a bolygók olyan nagy tömegűek, 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 felhő összehúzódásával jöttek létre, de tömegük nem elegendő a magbéli hidrogénfúzió elindulásához. A csillagoktól relatíve könnyű őket megkülönböztetni, hiszen kb. 80 jupitertömeg fölött a fúzió elkerülhetetlenül megindul, és az égitest a csillagok fősorozatára 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 kettős az ε Indi csillag körül. A bal alsó sarokban a két törpe fotója látható.
A bolygók definíciószerűen olyan, csillagoknál kisebb tömegű égitestek, amelyek csillagok körüli protoplanetáris korongban alakultak ki. Elvileg a különböző kialakulás (felhőmagban? – korongban?) alapján egyértelműen elkülönül a két égitesttípus. A kialakulás folyamatát azonban ma már nehéz meghatározni, hiszen ehhez olyan közvetett jeleket kell találnunk a jelenleg látható égitestekben, amelyek egyértelműen megmutatják a kialakulás mikéntjét. Az sem segíti a megfigyelést, hogy a kétséges esetben ezek a sötét égitestek egy fényes csillaghoz közel keringenek...
Korábban úgy tűnt, a tömeg megfelelő állapotjelző lehet. A csillagokat kísérő 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 tömegű óriásbolygók és a kisebb tömegű 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 tömegű 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 tömegű égitest egy csillag körül alakul ki, a fiatal csillag sugárzása a korongból hatékonyabban kifújja a könnyű elemeket, így a korongban keletkező égitest fémtartalma nagyobb lesz, mint a csillagé. Ezt közvetlenül megmérni szinte lehetetlen; azonban az átmérő alapján lehet rá következtetni: a nagyobb fémtartalmú égitest kisebb sugarú, adott hőmérséklet mellett kisebb luminozitású, és – fedési rendszer esetén – tranzitba lépése rövidebb ideig tart, amelyek mind megfigyelhető paraméterek. Hasonlóan, a bolygók anyagának tömeg szerinti ülepedése szintén a kisebb átmérő 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 tetszőlegesen nagy, és a sűrűsége kifelé csökken, ebből következőleg 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 őket, mint ahol létrejöttek. Ezzel ellentétben a barna törpék befogása nagyobb csillagtávolságok esetén is lehetséges, és a csillagtól átlagosan messzebb számíthatunk rájuk.
Vagyis egy nagy tömegű kísérő természetének vizsgálatakor egyszerre kell tekintettel lenni annak tömegére, csillagtól való távolságára, fémtartalmára, luminozitására és sugarára, és a fejlődési 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.
-
#2115
Legyen Ön is galaxisosztályozó!
Szerző: 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 felkeresők feladata az, hogy osztályozzák a galaxisokat kinézetük alapján: döntsék el, hogy spirális vagy elliptikus galaxisok-e. Ezzel az egyszerűnek tűnő feladattal hétköznapi emberek is hozzájárulhatnak ahhoz, hogy a csillagászok feltérképezzék, hogyan oszlanak el a különböző típusú galaxisok az égen, ezáltal pedig jobban megértsék a Világegyetem szerkezetét. A galaxisokról az Új-Mexikóban lévő Sloan Digital Sky Survey robottávcsöve készítette a képeket.
![]()
A GalaxyZoo.org kezdőoldala
"A honlap nemcsak szórakoztatásra készült" – nyilatkozta Kevin Schawinski az Oxfordi Egyetemről, ahol az adatok elemzését végzik. Az emberi agy alakfelismerő 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 különböző típusú galaxisok változatos formáit. Akár 5 percet, akár 5 órát töltenek el segítő szándékú emberek, mindenféleképpen felbecsülhetetlen értékű részvételük.
Mielőtt a honlap látogatói tényleges munkába kezdenének, egy nagyon jól szerkesztett oktatói anyag segítségével megtanulhatják a galaxisosztályozás alapvető tudnivalóit. Elsőként a két alaptípussal, a spirális és elliptikus galaxisokkal ismerkedhetünk meg egyszerűbb, 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 idő korlátozza a Világegyetem kozmikus mélységeibe tett kirándulásainkat.
![]()
A két alapvető 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 űrszonda visszatérő kapszulájából származó porrészecskék osztályozásához kérték a nagyközönség segítségét.
Forrás: GalaxyZoo.org
