2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#2114
Vízgőz egy forró exobolygó légkörében
Szerző: Szalai Tamás | 2007. július 13., péntek
A Spitzer infravörös űrtávcső legújabb mérései vízgőz jelenlétét mutatták ki egy forró exobolygó légkörében.
A felfedezés a HD 189733b jelzésű planéta légkörének vizsgálata során történt. A 63 fényévre lévő, 1,15 jupitertömegű bolygó központi csillagához igen közel helyezkedik el, keringési periódusideje mindössze 2,2 nap (vonatkozó híreink listája itt és a cikk végén). A szakemberek már korábban megjósolták, hogy a hasonló, ún. "forró Jupiter" típusú exoplanéták atmoszférája vízgőzt is tartalmazhat – a NASA infravörös űrobszervatóriumának legújabb adatai most bizonyítékot is szolgáltattak erre. A jelentős eredményt – melynek elérésében európai és amerikai kutatók is részt vettek – a Nature legújabb számában tették közzé.
Bár a víz jelenlétével kapcsolatban felmerülhetne a földönkívüli életformák megjelenésének lehetősége is, a most vizsgált bolygó esetében erre gyakorlatilag nincs esély. A HD 189733b-nek – a Naprendszerben lévő óriásbolygókhoz hasonlóan – nincs szilárd felszíne; a planétát vastag, gázokból álló légkör, valamint sűrű, fémes mag alkotja. A másik kizáró ok a bolygó központi csillagának közelségéből adódó igen magas, mintegy 1300 ºC-os átlaghőmérséklete. A felfedezés ugyanakkor reményt adhat a víz jelenlétének kimutatására a még felfedezésre váró Föld típusú exobolygók esetében is.
A Naprendszerünkön kívüli bolygók atmoszférájának és klímájának vizsgálata a csillagászat egy új, igen dinamikusan fejlődő területe, amiben a Spitzer érzékenysége kulcsfontosságú szerepet játszik. Elsőként az infravörös tartományban sikerült a bolygóról érkező sugárzás detektálása, amit az tesz lehetővé, hogy a hősugarak tartományában az égitest sugárzását sokkal kevésbé nyomja el központi csillagának fényözöne. Ebben a tartományban válnak a vízmolekulák elnyelési sávjai kimutathatókká, és pontosan ez volt a legújabb mérések célja is.
![]()
A Spitzer űrtávcső mérési pontjai (sárgával) a HD 189733b légkörében elnyelődő infravörös sugárzás intenzitásáról, és a vízgőzmolekulák elméleti elnyelési spektruma (kékkel). (Forrás: NASA/JPL-Caltech/G. Tinetti, Institute d'Astrophysique de Paris)
A cikk szerzői, G. Tinetti (Institute d'Astrophysique de Paris) és munkatársai a HD 189733b bolygót csillaga előtt átvonulva vizsgálták a Spitzerrel. A bolygó légkörében lévő atomok, molekulák elnyelték a csillag infravörös sugárzásának egy részét – így a spektrumokból következtetni lehetett az atmoszféra anyagi összetételére. Az űrtávcső három hullámhosszon (3,6, 5,8 és 8 mikronon) végzett méréseket; az elnyelt sugárzás intenzitása mindhárom esetben különböző értékűnek adódott. Az abszorpció változása pedig jó egyezést mutatott egy vízgőzt is tartalmazó légkör elméleti spektrumával. A HD 189733b atmoszférájában lévő víz túl forró ahhoz, hogy felhőket képezzen; ugyanakkor korábbi megfigyelések szerint a planéta légkörében – a bolygó napos és árnyékos oldala közötti hőmérséklet-különbség, valamint a magaslégköri szelek hatására – kialakulhatnak más típusú gázfelhők.
Úgy tűnik tehát, hogy az elsődleges bolygóátvonulások infravörös tartományban való megfigyelése sikeres módszernek bizonyulhat az exobolygók légköri víztartalmának kimutatására.
Forrás: Spitzer PR 2007-12
-
#2113
Hyperion, a "szivacshold"
Szerző: Szalai Tamás | 2007. július 11., szerda
Izgalmas felfedezések a Szaturnusz egyik legegzotikusabb holdjával kapcsolatban.
A Hyperion a Szaturnusz legnagyobb szabálytalan alakú holdja. Már a XIX. század közepe óta tudunk létezéséről (W. Bond és W. Lassell fedezte fel 1848-ban), de kézzelfogható információkkal csak a Voyager-1 1980-as Szaturnusz-közelítése óta rendelkezünk a különös égitestről. Az elnyúlt alakú, 360×280×225 kilométeres hold legfeltűnőbb felszíni alakzata egy hatalmas, mintegy 120 km átmérőjű kráter, mely a Hyperion egyik oldalának közepét foglalja el. Szintén különleges tulajdonsága a kaotikus forgás (ezt a Szaturnusz és néhány nagyobb hold gravitációs hatása okozza), mely – mai ismereteink szerint – a Naprendszerben csak még egy objektumra, a Toutatis nevű kisbolygóra jellemző. A Cassini-szonda 2005-ben és 2006-ban is megközelítette a holdat, így lehetőség nyílt minden eddiginél részletesebb vizsgálatok elvégzésére. Az új eredményekről a napokban számolt be két kutatócsoport a Nature hasábjain.
P. C. Thomas (Cornell University) és munkatársai az űrszonda pályájának a hold megközelítésekor fellépő, apró módosulásai révén pontosan meghatározták az égitest tömegét, s ez alapján a sűrűségét is. Utóbbira 544±50 kg/m3-es értéket kaptak, azaz a hold sűrűsége csak fele akkora, mint a vízé. Ez az érték hasonló a Szaturnusz kisebb, a gyűrűrendszerhez közel lévő holdjaiéhoz, de a Hyperionhoz hasonló méretű kísérők sűrűsége ennél jóval nagyobb. A meglepően kis átlagsűrűség oka az igen nagy mértékű porózusság: a szakemberek szerint a Hyperion mintegy 42%-át üregek alkotják (feltéve, hogy a hold szilárd anyaga túlnyomórészt az eddigi adatok által sugallt vízjégből áll) – azaz jó közelítéssel az égitest nem más, mint egy kozmikus "szivacs".
![]()
A Phoebe (balra), ill. a Hyperion felszínének kinagyított részlete - utóbbin jól látszik a jóval nagyobb arányú kráterezettség (forrás: NASA/JPL/Space Science Institute)
A Cassini nagyfelbontású képeinek elemzése során a kutatók számos kisebb, 2-10 km átmérőjű krátert fedeztek fel a hold felszínén. A Szaturnusz több más, nagyobb méretű kísérőjével (Phoebe, Iapetus) összehasonlítva a Hyperionon sokkal több kráter található, s ezek a kráterek mélyebbek, szélesebbek, kevésbé erodáltak, mint az előbbi égitesteken. Ez a Hyperion szivacsos felépítésére vezethető vissza. Egyrészt a kráterképződés oka elsődlegesen a felszín anyagának a becsapódó testek okozta összenyomódása, nem pedig a robbanás során kidobódó anyag (mint a sűrűbb égitestek esetén). Másrészt a hold kis gravitációja miatt a kilökődő anyag legnagyobb része nem hullik vissza a felszínre, hanem elszökik, s így kevés por borítja a krátereket.
![]()
A Hyperion felszíne ultraibolya és látható tartományban; a bal oldali ábrán lévő világos foltok a nagy albedójú területeknek felelnek meg (forrás: NASA/JPL/University of Arizona/Ames Center/Space Science Institute)
Egy másik kutatócsoport, D. P. Cruickshank (NASA, Ames Research Center) vezetésével a Cassini által készített spektrumok alapján tanulmányozta a Hyperion felszínének anyagi összetételét. A szakemberek a különböző (ultraibolya, látható és közeli infravörös) tartományokban felvett színképek segítségével két, eltérő fényvisszaverő-képességű felszíntípust különböztettek meg. A nagyobb albedójú területeket (melyek főként az égitest domináns kráterének pereménél helyezkednek el) nagyrészt kristályos állapotban lévő, nagy tisztaságú vízjég alkotja. A felszín nagyobb részét kitevő, kisebb albedójú (sötétebb) területek pedig vízjég, szárazjég (fagyott szén-dioxid) és szénhidrátok keverékéből állnak. Hasonlóan bonyolult, szerves molekulákat a szakemberek korábban csak bolygólégkörök, üstökösök, meteoritok ill. a csillagközi anyag alkotóelemeiként találtak – az utóbbi években azonban több Jupiter- ill. Szaturnusz-hold felszínén is. A szénhidrátok a Hyperionon a jégbe ágyazódva, illetve a H2O és CO2 molekulákkal komplex vegyületeket alkotva fordulnak elő. Legnagyobb mennyiségben azonban idősebb kráterek alján – sötét, vörösesfekete réteget képezve – koncentrálódnak. A Hyperionon lévő szén-dioxid szempontjából szintén fontos a szerves molekulák jelenléte: a tiszta CO2 ugyanis már régen elillant volna a hold felszínéről, de a szénhidrátokkal alkotott komplex vegyületek formájában stabilabbá vált.
Forrás: Nature, 2007.07.05.
-
#2112
Pöfékelő neutroncsillag
Szerző: Molnár Péter | 2007. július 11., szerda
A Cir X-1 jelű objektum vizsgálata arra utal, hogy nemcsak fekete lyukak környezetéből indulhatnak ki irányított gázkilövellések.
A Cir X-1 jelzésű égitest a déli ég Circinus (Körző) csillagképében elsőként felfedezett röntgenforrás, ami a Földtől mintegy 20 ezer fényév távolságban levő kölcsönható kettőscsillag. A rendszer egyik tagja neutroncsillag, azaz egykori szupernóva-robbanás rendkívül sűrű, túlnyomórészt neutronokból álló maradványa, amely egy több naptömegnyi forró csillag körül kering elnyúlt pályán. A rendszer időnként kitöréseket mutat a rádió- és röntgentartományban, amikor a két komponens között fellépő tömegátadási folyamatok hirtelen energiafelszabaduláshoz vezetnek.
Sebastian Heinz (University of Wisconsin, Madison) és csoportja a Chandra röntgenteleszkóppal vizsgálta az égitestet. Megfigyeléseik során közel fénysebességgel mozgó részecskékből álló anyagkifúvást, azaz jetet fedeztek fel, amely a neutroncsillag környezetéből indult ki. Mind a nagyon nagy tömegű, mind a csillagtömegű fekete lyukak esetében számtalan példát ismerünk hasonló gázkilövellésre, de mindeddig nem ismertünk egyet sem neutroncsillag körül. A felfedezés arra utal, hogy az irányított anyagkiáramlás kialakulásához nem szükségesek a csak fekete lyukakra jellemző extrém körülmények, mint például az eseményhorizont megléte és a valódi felszín hiánya. Legfontosabb tényezőnek az erős gravitációs tér látszik (amit alátámaszt az is, hogy ismerünk fehér törpék környezetéből kiinduló jeteket is).
![]()
A Cir X-1 kettős rendszerének fantáziarajza. Balra fent a Chandra űrteleszkóp felvétele. (Forrás: M. Weiss [NASA/CXC] - fantáziakép; S. Heintz és társai [NASA/CXC/University of Wisconsin-Madison] - inzert)
A fantáziakép közepén kis gömbként ábrázolt neutroncsillag a háttérben levő kékes színű, nagyobb csillag körül kering, és hatalmas gravitációs ereje révén anyagot szív el társáról, amiből kialakul az anyagbefogási (akkréciós) korong. Egyelőre nem teljesen értett folyamatok révén a behulló anyag energiájának jelentős része a majdnem fénysebességgel haladó kifúvás létrehozására és fenntartására fordítódik. Képünkön balra fent látható a Chandra eredeti felvétele, amelyen a kisenergiájú röntgensugárzást vörös, a közepes energiájú sugárzást zöld, a nagyenergiájú tartományt pedig kék szín jelzi.
Maguk az újonnan felfedezett képződmények az inzertképen átlós irányban elhelyezkedő kettős vörös kinyúlás formájában figyelhetők meg, amelyben a torz X-re emlékeztető alakzat két szára kb. 30 fokos szöget zár be. Egyik értelmezés szerint a kúp alakú, széles kiáramlási sáv határait látjuk; a rádiótartományban készült felvételekkel összevetve ezek a neutroncsillagtól legalább 5 fényévre nyúló képződmények igen jó egyezést mutatnak a rádiósugárzó jet irányával. Másik lehetséges értelmezés, hogy a kettős nyaláb valójában két teljesen különálló és igen szűk nyílásszögű jetből áll, melyeket a forgása során a búgócsigához hasonlóan imbolygó neutroncsillag életének két különböző szakaszában hozott létre. Ez a precessziós elképzelés is összeegyeztethető a rádiótartományban különböző időpontokban végzett megfigyelésekkel.
Forrás: Chandra Photo Album 2007.06.27.
-
#2111
ngc4449_hst_c720
![]()
-
#2110
Egy korábbi világegyetem nyomában
2007. július 10., kedd, 8:23
Egy amerikai kutató elképzelhetőnek tartja, hogy a mi Világegyetemünket megelőzően létezett univerzumról kaphassunk információt. Az eredmény forrása egy újfajta matematikai megközelítés, amelynek segítségével a kutatónak sikerült néhány olyan egyenletet megoldania, amelyek a Nagy Bummhoz közeli, extrém állapotú anyag viselkedését írják le.
![]()
A "Nagy Visszapattanás" egyfajta grafikus ábrázolása: a vízszintes tengelyen az idő telik balról jobbra, a függőlegesen pedig a Világegyetem térfogatát jelölték. A miénk előtti utolsó, zsugorodó Világegyetemben egyre kisebb fluktuációk, egyenetlenségek voltak, míg a visszapattanás utáni, "új" táguló Világegyetemben ezek egyre nagyobbak lettek (Martin Bojowald, Penn State)
Mint arról egy korábbi cikkünkben írtunk, egyes kutatók nem tartják lehetetlennek, hogy a miénk előtt létezett, korábbi univerzumról szerezzünk információt. Az elgondolás alapja az a lehetőség, amely szerint az egyes világegyetemek egy-egy Nagy Reccs jellegű összehúzódással érnek véget. A Nagy Reccs után pedig az összezsugorodott univerzum újból tágulni kezdhet, amelyet aztán utólag Nagy Bummként figyelhetünk meg.
A Világegyetem kezdeti állapotának vizsgálatához szükséges teória, a kvantum- és a gravitációs elmélet egyesítése még nem született meg, noha több próbálkozás is létezik. A kezdeti pillanatok matematikai leírásakor komoly nehézséget jelent, hogy végtelenül kis térfogatban kell végtelenül sok energiát modellezni - erre jelenlegi modelljeink nem képesek. Egy, a húrelméletek közé tartozó modellt alkalmazva azonban Martin Bojowald (Penn State University) néhány kritikus egyenletre lehetséges megoldásokat talált.
Eszerint a miénk előtti világegyetem élete végén összezsugorodott - de még mielőtt elérte volna azt az állapotot, amelyben egyes paraméterei végtelenül és kezelhetetlenül naggyá, illetve kicsivé váltak volna, máris tágulásba váltott. Eszerint a Nagy Reccs és a mi Világegyetemünk kezdetét jelző Nagy Bumm helyett együttesen "Nagy Visszapattanásról" beszélhetünk.
A kutató szerint bár sikerülhet a korábbi világegyetem néhány tulajdonságát megállapítani, sok fontos jellemzője rejtve marad előlünk. Ezt a fizikus "kozmikus feledékenységként" aposztrofálta: modellje alapján egy korábbi világegyetemnek a jellemzői csak bizonyos valószínűséggel rekonstruálhatók. Eszerint az összes fontos tulajdonságát soha nem ismerhetjük meg. Ez egyben azt is jelenti, hogy a kozmikus feledékenység miatt nem keletkeznek teljesen egyforma Világegyetemek.
Mindezek azonban csak egy lehetséges modellt jelentenek, és az elmúlt években csökkent az egymást követő világegyetemek elméletének "népszerűsége". A közelmúltban láttuk vendégül a Nagy Bummot, "akitől" sok érdekességet hallhattunk a kezdetekről és az Univerzum valószínű jövőjéről.
Kereszturi Ákos
-
#2109
Folyékony tükrű távcsövet a Holdra!
Szerző: Molnár Péter | 2007. július 10., kedd
Két évtizeden belül folyékony tükörrel működő óriástávcső fürkészheti a korai Univerzum titkait Holdunk felszínéről.
Valamikor a jövőben a Holdon dolgozó űrhajósok speciális folyadékot öntenek egy korong alakú hálóra. Ezzel a művelettel egy akár 20-100 méter átmérőjű, optikai- és infravörös tartományban használható hatalmas távcső tükrét készítik éppen el. Egy ilyen műszerrel akár százszor-ezerszer halványabb objektumok is megfigyelhetők, mint a nemsokára felbocsátandó új űrteleszkóppal, a James Webb Űrtávcsővel. Ezzel a teljesítménnyel a műszer az Ősrobbanást közvetlenül követő pillanatokba engedne bepillantást, illetve használható lenne mind a szokványos, mind a különleges törpegalaxisok vizsgálatára.
A NASA Institute for Advanced Concepts által támogatott projekt eredményeiről Ermanno Borra (Laval Egyetem, Quebec, Kanada) és csoportja számolt be a Nature 2007. június 21-i számában. Számításaik szerint a Hold ideális helyszín egy, az űrbe telepíthető műszereknél sokkal nagyobb, a folyékony tükrös technológiát alkalmazó távcső felépítésére. Ezekben a rendszerekben a tükröző folyadékot tartalmazó tartály forgatása révén fellépő centrifugális erő alakítja ki a felszínen a képalkotáshoz szükséges görbületet. Az előnyök egyértelműek: a szállítás, az összeszerelés és a karbantartás mind-mind egyszerűbb, mint egy hatalmas, szilárd tükör esetében.
![]()
Az University of British Columbia 6 méter átmérőjű LMT (Liquid Mirror Telescope) műszerének főtükre (Forrás: Paul Hickson [UBC])
Az elképzelések szerint az összeszerelés során egy automatika által esernyőszerűen kinyitott és kifeszített hálóra öntenék ki a folyadékot. A folyadékban fellépő felületi feszültség megakadályozza, hogy a háló résein átfolyjon az anyag. Laboratóriumi kísérletekben az űrbeli körülményeknek megfelelő alacsony hőmérsékleten is folyékonyan maradó, különleges sókat tartalmazó oldatokat használtak fel. Az enyhén homorú felületre igen finom, krómot és ezüstöt tartalmazó rétegeket juttattva alakították ki a végső tükröt, melynek fényvisszaverő képessége még nem megfelelő, de ez valószínűleg a technológia fejlesztésével javítható.
Bár a kutatók jelenleg is dolgoznak a folyadéktükrök előállításának különböző módszerein, az első gyakorlati megvalósítás a Hold felszínén nem várható 2020 előtt.
Forrás: NASA News Release, 2007.06.21.
-
#2108
A Pillangó-köd tánca
Szerző: Derekas Aliz | 2007. július 06., péntek
Mozgófilm készült az M2-9 jelzésű planetáris köd változásairól, melyeket feltehetően a központjában található két csillag kölcsönhatásai okoznak.
Az M2-9, vagy ismertebb nevén a Minkowski-féle Pillangó-köd, egy tőlünk kb. 2100 fényévre található planetáris köd, amelyet Rudolph Minkowski amerikai csillagász fedezett fel 1947-ben. (Érdemes megjegyezni, hogy az ismeretterjesztő-népszerűsítő irodalom legalább három másik objektumot ismer még Pillangó-ködként.) A köd érdekessége, hogy a központi objektum nagy valószínűséggel szoros kettős rendszer, melyben két csillag kering egymás körül 120 éves keringési periódussal. A csillagpár egyik tagja egy fehér törpe, míg a másik egy vörös óriás, amely élete vége felé járva külső rétegeit fokozatosan veszíti el. A rendszer fejlődésére vonatkozó elméleti számítások szerint a fehér törpe mintegy 1200 évvel ezelőtt robbanásszerű folyamatokon esett át, melyek nagysebességű irányított gázkilövellést, azaz jetet indítottak el. A modell szerint a kísérő csillag lassú anyagvesztése, ill. a jet kölcsönhatása idézi elő a ködben látható szerkezetek hossztengely mentén jelentkező imbolygását
![]()
A Pillangó-köd a Hubble Űrteleszkóp egy korábbi képén.
A köd hatvan évvel ezelőtti felfedezése óta sokan tanulmányozták az objektum szerkezeti változásait. Legjellemzőbb a köd legfényesebb részleteinek nyugatról keletre irányuló vándorlása, ami miatt az 1980-as években pont fordítva nézett ki a köd, mint pár évvel a felfedezése után (l. az alábbi képen)
![]()
A Pillangó-köd 1952 és 1989 között. Jól látható az inverz képen sötét foltokként jelentkező fényes csomók helyzetének folyamatos változása.
Spanyol és amerikai tudósok R. Corradi (Isaac Newton Group, IAC) vezetésével több éves megfigyelés-sorozatot végeztek az M2-9-ről. Ennek látványos eredménye az alábbi mozgókép, amelyen tanulmányozható a köd fejlődése. Korábbi vizsgálatok már kimutatták, hogy a hosszanti irányú sáv nemcsak látszólagos fényjáték a ködben, hanem valódi gázsugár társítható hozzá. Ennek forrása a kettős rendszer keringésével együtt mozog, s miközben a pályamenti mozgás csatolódik a két csillagszél ütközésével, kialakul a gázsugár enyhén imbolygó mozgása.
![]()
Két évtized a Pillangó-köd életéből. A gif itt tekinthető meg!
Források:
Doyle, S. és mtsai, 2000, Astronomical Journal, 119, 1339
-
#2107
Cél: a Viktória-kráter belseje
2007. július 6., péntek, 8:41
Hosszas tanakodás után döntöttek a földi irányítók: az Opportunity rovert beküldik a Viktória-kráterbe.
![]()
A Viktória-kráter sziklás pereme egy hamisszínes felvételen (NASA/JPL/Cornell)
Az Opportunity marsjáró már több hónapja a Viktória-kráter peremén halad körbe, eddig a kerület közel negyedét tette meg, az óramutató járásával megegyező irányban. Eközben nem csak tudományos szempontból vizsgálódik, hanem azt is kutatja, hol lehet a legbiztonságosabban leereszkedni a kráterbe.
Mivel elképzelhető, hogy ez lesz a rover utolsó útja, meg kell találni a legbiztonságosabb útvonalat - amelyben az új MRO-szonda nagyfelbontású képei is sokat segítenek. Az eddig nyert felvételek részletes elemzése után döntöttek a földi irányítók: a rover a Duck Bay nevű részen indul majd meg a kráter belsejébe. A beereszkedés várható időpontját még nem közölték, de az eseményre feltehetőleg néhány héten belül sor kerül.
A Viktória-kráter peremét az erózió erősen kicsipkézte, és több olyan öböl jellegű mélyedés található benne, ahol viszonylag lankás lejtőn, éles perem nélkül indulhat meg a rovrer a kráter belsejébe. A most kijelölt Duck Bay egyébként véletlenül pont ott található, ahol a rover megérkezett a kráterhez.
A 730 méter széles és 70 méter mély Viktória-kráter körülbelül háromszor mélyebb, mint a korábban meglátogatott Endurance-kráter, ezért a Meridiani-síkság történetének sokkal hosszabb időszakát lehet a segítségével megközelíteni. Külön előny, hogy a megfigyelések összehasonlíthatók az Endurance-kráterben készítettekkel, és egyes rétegek remélhetőleg párhuzamosíthatók is egymással.
![]()
A Duck Bay képe a távolból: itt fog jobbról balra a kráterbe ereszkedni a rover. (NASA/JPL/Cornell)
Az ereszkedésre kijelölt útvonal sem veszélytelen: 15-20 fok meredek, és sok kőzetdarab tarkítja. A szakemberek azonban vállalják a kockázatot, hiszen igen értékes eredmények várhatók a felfedezőúttól. Az Opportunity eddig 12-szeresen teljesítette túl az eredetileg 90 naposra tervezett élettartamát. Bár a rover még mindig majdnem tökéletesen üzemel, probléma bármikor előállhat. Társának, a Spiritnek például az egyik kereke már nem működik, az a rover nem is volna képes egy ilyen ereszkedést, és főleg egy sikeres utat követő "kimászást" végrehajtani.
Kereszturi Ákos
-
#2106
A legkisebb galaxis
2007. július 4., szerda, 10:04
A Tejútrendszer körül keringő csillagrendszerek közül azonosítottak egy minden korábban észleltnél kisebb tömegű törpegalaxist.
![]()
A Willman-1 jelű objektum (SDSS)
Számítógépes szimulációk alapján régóta ismert, hogy a Tejútrendszer és más nagyobb galaxisok környezetében sokkal több kis tömegű törpegalaxis lehet, mint amennyit jelenleg látunk. Saját csillagvárosunk körül közel húsz ilyen objektumot ismerünk, de ezeknél lényegesen többnek kellene lennie.
Hiányukra az egyik magyarázat, hogy becsléseink rosszak, és még sincs ennyi ilyen objektum. A másik lehetőség, hogy rendkívül halványak, emiatt nem vesszük észre őket. Elképzelhető ugyanis, hogy az ilyen galaxisokban egy kritikus tömeg - egyes modellek alapján kb. 10 millió naptömeg - alatt annyira gyenge a csillagkeletkezés, hogy túl kevés csillag keletkezik bennük, ezért annyira halványak, hogy jelenlegi műszereinkkel alig-alig mutathatók ki.
Nemrég azonban sikeresen meghatározták egy olyan galaxis tömegét, amely feltehetően az említettek közé tartozik. A Willman-1 jelű csillagváros minden korábban ismert kísérőnknél könnyebb. Még 2004-ben azonosították, de akkoriban mindössze annyit sikerült kideríteni róla, hogy a Tejútrendszer körül kering, és tőlünk mintegy 12 ezer fényév távolságnyira lehet.
Az objektum annyira halvány volt, hogy tömegét nem tudták meghatározni. Most viszont Nicolas Martin (Max Planck Institute for Astronomy, Heidelberg) és kollégái a Keck II. teleszkóppal részletes spektrális vizsgálatokat végeztek, s a módszerrel sikerült megállapítaniuk a galaxist alkotó csillagok sebességeloszlását.
Minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az égitestek, illetve annál gyorsabban mozgó objektumokat tud még gravitációs terével megtartani. Ennek alapján megállapították, hogy a Wilman-1-ben a csillagok jellemző keringési sebessége igen alacsony, s ebből úgy kalkuláltak, hogy a csillagváros tömege körülbelül félmilliószorosa lehet a Napénak.
Ez a galaxisok között gyakorlatilag az eddig mért legkisebb érték, és egy átlagos gömbhalmaz tömegéhez áll közel. Elméletileg azt sem lehet kizárni, hogy ennél azért nehezebb az objektum, de anyagának eloszlása annyira sajátos, hogy annak jelentős része nem befolyásolja érzékelhetően a csillagok mozgását. Ez akkor képzelhető el, ha anyagának jelentős része láthatatlan tömeg formájában igen egyenletesen oszlik el. Ha a tömeg jelentős része az objektum peremterületén található, az nem fejt ki érezhető hatást a belső tartományokban mozgó csillagokra. A fenti modell azt is feltételezi, hogy a most megfigyelt csillagok mindegyike a központi vidéken helyezkedik el. Ennek a rejtett, a centrumtól távoli tömegnek a lehetőségét azonban a legtöbb szakember valószínűtlennek tartja.
Az elmondottak értelmében feltételezhető, hogy sok hasonló csillagváros kering még észrevétlenül galaxisunk körül. Elképzelhető, hogy közéjük tartozik az az öt halvány objektum is, amelyet nemrégiben azonosítottak a Sloan Digital Sky Survey felmérés keretében, de amelyek tömegét nem sikerült pontosan meghatározni. Ha a Keck II. teleszkóppal ezekkel kapcsolatban is elvégzik a fenti vizsgálatot, kiderülhet, hogy a régóta keresett, legkisebb törpegalaxisok képviselőivel van dolgunk.
Kereszturi Ákos
-
#2105
Nem az én híreim, én csak bemásolom őket ide... :) -
dscholtz #2104 Bravó, Landren, csak így tovább! Imádom olvasni a híreidet! 
-
#2103
Szimultán szupernóvák
Szerző: Kovács József | 2007. július 03., kedd
Mindössze hat hét különbséggel két szupernóva robbant egy 380 millió fényévre található galaxisban.
Az elmúlt hat hét során két szupernóva is fellángolt az MCG +05-43-16 katalógusjelű, egyébként nem túl jelentős galaxisban a Herkules csillagképben. Eddig még soha nem figyeltek meg ugyanabban a galaxisban időben egymáshoz ennyire közel eső csillagfellángolásokat, ebben a galaxisban pedig még egyáltalán nem detektáltak ilyen eseményt. Mindkét robbanást a NASA Swift műholdjának műszerei örökítették meg, melyet egyébként más típusú csillagrobbanások, az ún. gammavillanások forrásainak vizsgálatára terveztek.
A felfedezést nem csak a két esemény gyors egymásutánja teszi különlegessé, hanem az is, hogy a robbanások különböző típusúak voltak. Az első, az SN 2007ck jelű II típusú szupernóva volt, melynek során egy, a nukleáris fűtőanyagából kifogyott nagytömegű csillag roskad össze saját gravitációs terének hatására. A mag kollapszusa következtében keletkező, kifelé haladó lökéshullám közben egyszerűen szétfújja a csillag külső részeit, amit mi szupernóva-robbanásként látunk. Az SN 2007ck-t először május 19-én észlelték.
Az elsőtől eltérően az SN 2007co szupernóva Ia típusú volt. Ilyen robbanás akkor jön létre, amikor egy kettős rendszer fehér törpe komponense akkrécióval annyi anyagot gyűjt a kísérőjéről, hogy a feltorlódott, hidrogéngazdag burokban termonukleáris robbanás következik be. A fehér törpék kompakt objektumok, a csillagok fejlődésének egyik lehetséges végállapotát képviselik. Méretük nagyjából a Földével egyezik meg, míg tömegük a Napéval vetekszik. Az SN 2007co-t először június 4-én figyelték meg.
![]()
Az SN 2007ck és az SN 2007co szupernóvák az MCG +05-43-16 katalógusjelű galaxisban. A kép június 9-én és 12-én vörös, zöld és kék színszűrőkkel készült felvételek kombinációja. (Forrás: Stefan Immler, NASA/GSFC, Swift Sience Team)
A Swift műholddal 2006-ban már detektáltak két szupernóvát ugyanabban a galaxisban (NGC 1316), de azok mindegyike Ia típusú volt, s hat hónap különbséggel fedezték fel őket. A statisztikák szerint a legtöbb galaxisban 25-100 évenként következik be szupernóva-robbanás. A mostani, gyakorlatilag szimultán robbanások nagyon-nagyon ritkák. Mindazonáltal inkább véletlen, csak itt, a Földön tapasztalható egybeesésről van szó, nem pedig az adott galaxis valamilyen különleges tulajdonságáról. A két objektum ugyanis több tízezer fényévre van egymástól, így a két robbanás fényének a Naprendszerig különböző távolságokat kellett megtenni. Az, hogy mi gyakorlatilag együtt észleltük őket, a fény véges terjedési sebessége miatt azt jelenti, hogy valójában egymástól távoli időpontokban robbantak fel.
Forrás: NASA GSFC Press Release, 2007. június 26.
-
#2102
Vándorló kődarabok az Itokawa kisbolygón
2007. július 3., kedd, 8:51
A japán Hayabusa-szonda felvételei alapján sikerült vándorló kődarabok nyomára bukkanni az Itkawa kisbolygó felszínén.
![]()
A sajátos felszínű Itokawa kisbolygó (JAXA)
Az elmúlt években az űrszondák több kisbolygót is megvizsgáltak közelről, közülük utoljára a japán Hayabusa-szonda vette szemügyre az apró, mindössze 500 méteres Itokawa kisbolygót. Az égitest felszíne igen szokatlan kinézetű. Ezzel kapcsolatban elméleti szinten felmerült a felszíni anyagvándorlás lehetősége - nemrég pedig bizonyítást nyert a feltételezés.
Az a finom törmelékkel borított terület, amely a felszín mintegy 20 százalékát foglalja el, a kisbolygó egyik meglepetése. Egy ilyen apró égitestnél ugyanis olyan gyenge a gravitációs tér, hogy a becsapódáskor kirepülő törmelékszemcsék alig hullanak vissza.
Az alkalmanként 6 milliméteres felbontású képek segítségével a kavics méretű kőzetszemcsék helyzetét is sikerült alaposan megvizsgálni. Hirdy Miyamoto (University of Tokyo) és kollégái modelljei azt bizonyítják, hogy a kisbolygó rezgései, rázkódásai következtében ezek a szemcsék mozognak, s eközben részlegesen folyékonyan, illetve ahhoz hasonló módon viselkedhetnek - mint egy folyadékkal átitatott szemcsetömeg. Így vándorlásuk során méret szerint elkülönülhettek, illetve az elnyúlt és nagyobb darabok meghatározott irányokba rendeződhettek.
Az elnyúlt kődarabok hossztengelye a lejtős vidékeken egymással párhuzamos, ami arra utal, hogy időnként vándorlásnak indulnak. A mozgásra feltehetőleg ritkán kerül sor, valószínűleg akkor, amikor becsapódások, esetleg más folyamatok kapcsán rezgések lépnek fel.
Idén áprilisban a földi irányítók utasítást küldtek a Hayabusa-szondának, hogy hajtóműve segítségével kezdjen olyan manőverbe, amely 2010-re visszajuttatja a Földre. Ha négy ionhajtóműve közül az egyik a vártnak megfelelően üzemel, három év és két Nap körüli keringés múlva a korábbi nehézségek ellenére mégis hazatérhet az űreszköz. A számítások alapján 29 kg xenongáz lehet a tartályában, amelyből elméletileg 20 kg elegendő a hazatéréshez.
A Hayabusa az Itokawa kisbolygóra történő sikeres leszállás alatt és után számtalan probléma jelét mutatta; pillanatnyilag az egyetlen üzemelő ionhajtóműben és a gyengélkedő akkumulátorban bíznak a szakemberek. Giroszkópjainak elromlása miatt térbeli helyzetét a kémiai hajtóanyaggal stabilizálták, amely emiatt el is fogyott.
Kereszturi Ákos
-
#2101
NGC6543widedeep:
![]()
-
#2100
CentaurusASGL:
![]()
-
#2099
A pelikán köd! -
#2098
Kozmikus lópatkó
Szerző: Kovács József | 2007. június 30., szombat
Felfedezték az eddigi legnagyobb Einstein-gyűrűt az SDSS digitális égboltfelmérés adataiban.
A kutatócsoport vezetője, az angliai Cambridge egyetemén dolgozó V. Belokurov szerint a kozmikus lópatkónak elnevezett óriás Einstein-gyűrű egyedülálló lehetőséget teremt arra, hogy a Világegyetemet fiatal, mindössze 3 milliárd éves állapotában tanulmányozzuk.
Az Einstein-gyűrűk nem valódi objektumok, hanem a gravitációs lencsehatás következtében fellépő kozmikus délibábok. Az effektus magyarázatát az általános relativitáselmélet adja, mely szerint a gravitációs térben a fénysugarak elhajlanak, így nagy tömegű objektumok, például galaxisok hasonlóan viselkednek, mint egy lencse: a háttérben levő más objektumok fényét elhajlítva róluk egy (vagy több) képet állítanak elő. Jól ismert példa erre az Einstein-kereszt, ami igazából egy nagyon távoli kvazár négyszeres képe. Háttérgalaxisok leképezésekor tipikusan íveket kapunk. Ha a Föld, a lencséző és a leképezett galaxis nagyon pontosan egy egyenesbe esik, akkor a kép a lencséző objektum körüli teljes gyűrű lesz. Innen származik az elnevezés is, de ilyen teljesen zárt gyűrűt eddig még nem találtak.
A legtöbb Einstein-gyűrűt a rádiótartományban fedezik fel, míg az optikai tartományban ritkán bukkannak rá a jelenséget mutató objektumra. Az elmúlt évben azonban Belokurov és csoportja átfésülték az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) égboltfelmérés spektroszkópiai adatait, hogy célpontokat keressenek a Hubble Űrteleszkóp ACS (Advanced Camera for Surveys) műszere számára. A ma ismert durván tucatnyi optikai Einstein-gyűrűből 8 ezen munka eredménye.
Az SDSS felmérés adatai alkalmasak arra, hogy segítségükkel a leképzett galaxisok képét komponensekre bontsák. A munka során Belokurov és kollégái olyan fényes vörös galaxisokat (LRGs, Luminous Red Galaxies) kerestek az SDSS adatbázisában, melyek körül halvány kék kísérők figyelhetők meg. Így akadtak a kozmikus lópatkóra is. A majdnem záródó, 300 foknál is hosszabb ív átmérője 10,2 ívmásodperc (ez például a Jupiter látszó korongjának negyede-ötöde), ami nemcsak több mint ötszöröse az eddigi optikai rekordernek, hanem az ív hosszát tekintve is a legnagyobbak között van. A forrás képe nagyon fényes a lencséző galaxis nagy tömege miatt, s ugyanezen okból a "nagyítás" is jelentős, a becslések szerint körülbelül 50-szeres.
![]()
A kozmikus lópatkó, egy óriási Einstein-gyűrű a Kanári-szigeteken működő Isaac Newton Teleszkóp felvételén. A lencséző galaxis a kép közepén látható vörös objektum. Ebben már rég befejeződött a csillagkeletkezés, ellentétben a jóval távolabbi, majdnem gyűrű alakúra leképezett kék galaxissal, melyben aktív csillagkeletkezési folyamatok zajlanak. A két galaxis a Világegyetem körülbelül 4,7 milliárd, illetve 11 milliárd évvel ezelőtti állapotát reprezentálja. (V. Belokurov)
A kutatók további felvételeket készítettek a gyűrűről a Kanári-szigeteken működő Isaac Newton Teleszkóppal, illetve spektrumot vettek fel róla a SAO (Special Astrophysical Observatory, Oroszország) 6 méteres távcsövével. A gyűrű színképe alapján a leképezett galaxis vöröseltolódása z=2,379, így a most detektált, intenzív csillagkeletkezésről tanúskodó fény akkor indult el, amikor a Világegyetem még csak 2,8 milliárd éves volt. Belokurov szerint ez a kor rendkívül fontos és igen aktív időszak volt az Univerzum életében. Ekkor alakultak ki a galaxisok, képződött a nehéz elemek többsége, zajlottak legintenzívebben az akkréciós folyamatok a fekete lyukaknál, és a fényes kvazárok száma is ebben az időszakban tetőzött. A csillagászok még csak most kezdik gyűjteni az adatokat az adott vöröseltolódásnál található objektumokról, közülük egyről most részletes információkat is kaphatunk a lencsehatás révén.
A lencséző galaxis egyébként maga is érdekes objektum, ugyanis a színe és a luminozitása alapján egyike a Világegyetem legnagyobb méretű és tömegű galaxisainak, közülük is a viszonylag ritka LRG populáció tagja. Magjában minden bizonnyal óriási fekete lyuk rejtőzik. A gyűrű a becslések szerint 6 ezer milliárd naptömegnyi anyagot ölel körül, de a leképező galaxis tömege ennél valószínűleg még egy nagyságrenddel nagyobb. Vöröseltolódása z=0,444, így jelenleg azt az állapotát látjuk, mikor az Univerzum körülbelül 9 milliárd éves volt.
A kutatók reményei szerint a galaxis haloja rengeteg sötét anyagot tartalmaz. A leképező galaxis távolságában a gyűrű becsült átmérője 200 ezer fényév, így segítségével valószínűleg a sötét anyag halobeli eloszlásáról is nyerhetünk információt.
Forrás: arXiv:0706.2326v1 [astro-ph], Astronomy Magazine
-
#2097
Drámai változások a Jupiteren
Szerző: Derekas Aliz | 2007. június 29., péntek
Rendkívül látványos szín- és alakváltozásokat örökített meg a Hubble Űrteleszkóp a Jupiter felhősávjaiban.
Az utóbbi hónapokban felgyorsultak a Jupiter légkörének drámai változásai. Turbulens felhői és összetett sávrendszerei egyébként is folyamatosan módosítják az óriásbolygó látványát, ám idén új fázisba lépett a Déli Egyenlítői Sáv környékének átalakulása. A Hubble Űrtávcső legújabb felvételei páratlan részletességgel örökítették meg az eseményeket 2007 márciusa és júniusa között.
A Jupiter kis távcsövekben is feltűnő sávrendszerét a légkörben kialakuló sárga, barna és fehér felhőövezetek váltakozása hozza létre. Ennek oka a különbözõ szélességeken különböző irányú és sebességű légköri áramlások bonyolult kölcsönhatása. A világosabb színű területeken a légkör emelkedik, míg a sötétebb régiókban lesüllyed. Az előbbieket zónáknak hívjuk, köztük pedig a sávok találhatók. A különböző irányú áramlások határrétegében viharos turbulenciák jönnek létre, melyek akár a Földdel összevethető méretű ovális foltokként figyelhetők meg.
2007. március 25. és június 5. között a HST egy egész felhősáv színváltozással összekötött átalakulását kapta távcsővégre: zónák sötétedtek sávvá, míg sávok világosodtak és alakultak át zónákká. A térség felhői rendkívül gyorsan váltottak alakot és méretet.
![]()
A Jupiter egyenlítői területe március 25-én (balra) és június 5-én (jobbra).
A bal oldali képen jól látszik az egyenlítő mentén húzódó keskeny, fehér felhőzóna. Színárnyalata arra utal, hogy a magaslégkörben helyezkedik el. Ezzel szemben a jobb oldali fotón barna színűre váltottak a felhők: az egész sáv látszólag egybeolvadt és lesüllyedt. Hasonlóan markáns átalakulás zajlott az egyenlítő alatti területeken: pl. a bal oldalon fejjel lefelé álló "cápauszony" a jobb oldali felvételen teljesen eltűnt, s helyette fehér örvényekkel tarkított, barnás felhőnyelvek jelentek meg.
Ehhez hasonló változások már korábban is történtek, de még soha nem készült róluk ilyen nagy felbontású felvételsorozat. Távcsöves észlelő amatőrcsillagászok számára is emlékezetes volt, amint az 1980-as évek végén látszólag teljesen eltűnt a Déli Egyenlítői Sáv (képünkön az egyenlítő alatti sötét terület), ami később az 1990-es években megismétlődőtt. Utóbbi jelenséget már a HST is észlelte, de akkor még jelentősen kisebb teljesítményű műszerekkel.
Forrás: STScI-PR-2007-25
Ajánlott oldal: MCSE Bolygó Szakcsoport
-
#2096
Küldetés a legnagyobb kisbolygókhoz
2007. június 29., péntek, 8:13
Már több kisbolygót is meglátogattak űreszközök, sőt az Eros felszínére a NEAR űrszonda le is ereszkedett. A kisbolygóöv legnagyobb és talán legérdekesebb objektumai azonban eddig kimaradtak a részletes vizsgálatokból. Ezt hivatott pótolni az amerikai Dawn küldetés, amely legkorábban július 7-én veheti kezdetét. A Ceres és a Vesta részletes vizsgálata bepillantást nyújthat a kisbolygók fejlődéstörténetébe, ezzel pedig a Naprendszer keletkezési viszonyaiba.
A NASA által tervezett Dawn űrszonda sorsa sokáig kérdéses volt. Elsőként 2003 decemberében merült fel, hogy törlik a programot, de 2004 februárjában mégis a megvalósítás mellett döntöttek. 2005 októberében átmenetileg szüneteltették az előkészületeket, majd 2006. március 2-án bejelentették, hogy törlik a tervet. Ám nem sokkal később, ugyenezen hónap 27-én már arról számoltak be, hogy mégis megvalósul a 449 millió dolláros küldetés, méghozzá a NASA Discovery programjának nyolcadik epizódjaként. A Dawn célja a Mars és a Jupiter közötti kisbolygóöv két legnagyobb objektuma, a Ceres és a Vesta tanulmányozása (igaz, a Vesta és a Pallas majdnem egyforma méretűek, ezért a méretbeli sorrend nem egyértelmű).
A legnagyobb kisbolygó
A Ceres viszont biztosan a legnagyobb kisbolygó: az egész kisbolygóöv tömegének közel a fele koncentrálódik benne. Alakja enyhén lapult, egyenlítői átmérője 479 km, sarki átmérője 453 km lehet. Átlagos sűrtűsége 2,7 g/cm3 körüli. Számos dolgot nem tudunk még róla: nem tudjuk például, milyen formában fordul elő rajta a víz. Az is elképzelhető, hogy vízjégsapkája van a sarkoktól kb. 45 fokos szélességig - egyes megfigyelések alapján ugyanis északi féltekéjéről OH- gyökök távoznak az űrbe.
Az eddigi észlelések alapján a Ceres tengelyforgásával kapcsolatban 0,04 magnitúdó amplitúdójú fényességváltozás jelentkezik, ami nem alakjának szabálytalanságai, hanem sokkal inkább a felszín fényvisszaverő képességének (albedo) átlagosan 0,07 körüli területi változásaitól származik. A színképében 3 mikrométer körül mutatkozó elnyelési sáv feltehetőleg hidratált agyagoktól származik, amelyek mellett akár karbonátos ásványok is előfordulhatnak a felszínen. A belsejében feltételezett tiszta vízjég pedig néhány méter vastag felszíni borítás alatt akár 4,5 milliárd éven keresztül is megmaradhatott.
![]()
Néhány kisbolygó mérretarányos képe, balról jobbra: Gaspra, Eros, Ida, Vesta, Ceres; alul a Szaturnusz Titan holdjának íve látható (Keck Observatory, C. Dumas, NASA-JPL)
A közel 500 km átmérőjű Vesta egy erősen átalakult kisbolygó, amelynek felszínét vulkáni eredetű bazalt borítja. Vasban gazdag vulkáni anyaga akár ősi mágneses nyomokat is hordozhat - ha esetleg volt mágneses tere a kialakulása után.
A két égitest részletes vizsgálata bepillantást nyújthat a kisbolygók fejlődéstörténetébe, ezzel pedig a Naprendszer keletkezési viszonyaiba. A programban kiemelt szerepet kap annak vizsgálata, hogy miként fordul elő a víz a kisbolygókban, és milyen szerepet töltött be fejlődésükben. Míg ebből az anyagból a Ceresben bőséggel található, a Vesta kifejezetten száraznak mondható.
Az űrszonda jellemzői
A Dawn űrszonda teljesen feltöltött állapotban 1240 kg tömegű, ennek közel harmadát teszi ki az üzemanyag. Meghajtását elsősorban
ionhajtómű biztosítja (lent), amely összesen 450 kg-nyi xenongázt használhat el. Maximálisan 90 mN tolóerő kifejtésére képes. Energiával a 10 kW-ot termelő, együttesen 19,7 méter hosszú napelemek látják el. Térbeli helyzetének stabilizálásához 12 darab, egyenként 0,9 N tolóerejű, összesen 45 kg-nyi hidrazint felhasználó kémiai korrekciós hajtóművét használja. A helyzetstabilizálást leszámítva az út során az összes pályaváltoztatáshoz az ionhajtóművet használják.
![]()
A szonda három legfontosabb detektora:
-GRaND (gamma ray and neutron detector, gammasugár és neutrondetektor): a felszín anyagi összetételének megállapításában segít, a legfontosabb kőzetalkotó, radioaktív és illékony elemek eloszlását vizsgálja. A Lunar Prospector és a Mars Odyssey hasonló műszereinek továbbfejlesztett változata. Főleg a kálium, tórium és urán eloszlását térképezi, emellett a neutronok mérése segítéségével a felszínközeli vízjég előfordulását vizsgálja.
-VIR (visual and infrared imaging spectrometer, vizuális és infravörös képalkotó spektrométer): a 14 kg-os detektor a 0,25 és 5 mikrométer közötti tartományban üzemel. Részben a Rosetta űrszonda VIRTIS, illetve a Cassini űrszonda VIMS műszereiből fejlesztették ki. A GraND műszerrel együttesen képes többek közt a szén, az oxigén, a nitrogén, a vas, a titán, a klór, a gadolínium és a szamárium eloszlását megállapítani.
-FC (Framing camera, képfelvevő kamera): a főként német közreműködéssel készített kamera egy 150 mm fókuszú tükrös teleszkópból és egy CCD-detektorból áll. Az általános képrögzítés mellett hat szűrőjével képes néhány ásvány eloszlását is vizsgálni.
Útvonal a kisbolygókhoz
A Dawn űrszondát háromfokozatú Delta II-es hordozórakéta indítja a Földről. A start pontos időpontjától függően 2009 márciusa környékén egy hintamanővert hajt végre az űeszköz, miközben kb. 500 km-rel halad el a Mars mellett, majd 2011 szeptemberében jut el a Vestához. Az érkezés nagyon kis sebességkülönbséggel történik, ekkor szinte azonos pályán fog haladni a kisbolygóval. A megfigyelések a találkozó előtt kb. 3 hónappal kezdődnek. A kisbolygó felszínétől eleinte kb. 15 ezer km-el lesz az űreszköz, majd a távolságot 2700, 950 és 670 km közelébe csökkentik. Legjobban 180 km-re közelíti meg a Vesta felszínét, itt 4 óra lesz a keringési idő.
![]()
A küldetés tervezett menetrendje (NASA)
2012 áprilisa környékén elhagyja a Vestát, és elindul a Ceres felé, amelyet 2015 februárjától vizsgál. Itt szintén fokozatosan csökkentik a keringési távolságot, a fő állomások 5900, 1300 és 690 km-re lesznek a felszíntől, végül esetleg még közelebbi pályával is próbálkoznak. A szonda leszállni nem képes a Ceresre, annak gravitációs tere ugyanis túl erős, és a szükséges fékezésre a hajtómű nem képes. A Ceresnél legalább 5 hónapot tölt a Dawn, így a küldetés a jelenlegi tervek alapján 2015 júliusáig tart.
Várható eredmények
A Dawn feltérképezi mindkét kisbolygó felszínét, vizsgálja összetételüket, pályaváltoztatásai alapján pedig az égitestek tömegére, sűrűségére és közelítő belső szerkezetére, valamint forgási jellemzőikre is következtetni lehet majd. A kráterezettség alapján a felszín kora és fejlődéstörténete vizsgálható, emellett a víz szerepe is tanulmányozható. Az egyik legérdekesebb kérdés, amire választ várunk, hogy a nagyobb Ceres miért maradt inaktív, miközben a kisebb Vesta felszínét vulkáni bazalt borítja.
A közeli vizsgálat egyes földi meteoritokkal kapcsolatban is nyújthat új ismereteket. A Vesta lehet ugyanis a szülőégiteste az ún. HED-meteoritoknak, melyek neve a howardit, diogenit és eukrit típusok kezdőbetűiből származik. A Vestáról érkezett meteoritokról eddig csak annyit sikerült megállapítani, hogy az elmúlt 50 millió évben legalább 5 alkalommal repültek ki ilyen szemcsék a kisbolygóról. Emellett a Vesta anyaga viszonylag rövid idő, 3-10 millió év alatt állhatott össze, míg ugyanez az időtartam a Mars és a Föld esetében körülbelül 50-30 millió év lehetett. Ezzel ellentétben a Ceresnek eddig nem találták még a meteorit-megfelelőit.
![]()
Fantáziarajz a Dawn küldetéséről, előtérben az ionhajtóművét használó szondával, a háttérben a kisbolygóövvel. Utóbbi az alkotó (William K. Hartmann) fantáziájában a bolygórendszer kialakulásának periódusát idézi, amikor még sok heves ütközés zajlott. Balra a Vesta, jobbra pedig a Ceres látható. (William K. Hartmann, UCLA)
A Dawn indulására legkorábban 2007. július 7-én kerülhet sor. A start előtti héten kisebb problémák merültek fel: egyrészt az a hajó, amely az emelkedő rakétát a tengerről figyelemmel kísérte volna, műszaki gondokkal küzd a Csendes-óceánon, így feltehetőleg egy repülőgépről fogják követni a startot. Emellett a hordozórakéta hajtóművénél is fellépett kisebb műszaki nehézség. A mérnököknek még az is okoz némi fejtörést, hogy az előkészületek során az egyik napelemtábla enyhén megsérült - bár ez nem veszélyezteti az egész küldetést. A szondát július elején mindenképpen indítani akarják, halasztás esetén ugyanis szeptemberre csúszhat a start. Ez pedig a Phoenix Mars-szondának jelent gondot - két ilyen űreszköz együttes előkészítése komoly nehézségeket okozna a floridai űrkikötőnek. Ha pedig a Phoenix nem indulhat augusztus 3-a és 25-e között, akkor két évet várni kell a következő lehetőségig.
Kereszturi Ákos - Simon Tamás
-
#2095
Olvadt lehet a Mars vasmagja
2007. június 28., csütörtök, 8:59
A korábbi feltételezésekkel ellentétben feltehetőleg még nem szilárdult meg a Mars magja, bár mágneses teret már nem generál napjainkban.
![]()
A nagy nyomás modellezésére használt kamra (Andrew Stewart et al., Science)
A hagyományos elgondolások alapján a vörös bolygó magja csak élete elején volt aktív és folyékony. Ekkor a benne zajló áramlások mágneses teret hoztak létre, amelynek nyoma a felszín anyagába rögzülve főleg az idős déli féltekén figyelhető meg, váltakozó polaritású kőzetsávok formájában. Amikor pedig a bolygó csekély belső hőforrásai miatt a teret generáló dinamóhatás leállt a magban, a globális mágneses tér is megszűnt.
Egy új elgondolás alapján azonban más lehet a helyzet. Andrew Stewart (Swiss Federal Institute of Technology, Zürich) és kollégáinak modellszámításai a korábbitól eltérő fejlődési utat prognosztizálnak a Mars belsejére. Laboratóriumban szimulálták a vörös bolygóban uralkodó viszonyokat. Ipari gyémántból készült kamrájukban 40 GPa-t, azaz a földfelszíni nyomás négyszázezerszeresét is képesek előállítani, amelyhez hasonló érték a Mars magában jellemző.
A kísérletek során a magban várható hőmérséklet és nyomásviszonyok közepette vizsgálták az anyag viselkedését. A hőmérsékletet 1500 K körül választották meg; a minta kémiai összetételénél azonban nagy bizonytalanság mutatkozott. A mag szilárd, avagy folyékony halmazállapota ugyanis erősen függ - kevéssé ismert - kéntartalmától.
Utóbbi durván a marsi meteoritok alapján becsülhető meg, de egyelőre inkább csak találgatni lehet, hogy a vörös bolygó magjában mennyi kén fordulhat elő. A vizsgálatokat ezért több, eltérő kéntartalomra végezték el. A mérések az esetek többségében - még a marsi meteoritok alapján minimálisan becsült 10,6 százalékos kéntartalom mellett is - alapvetően folyékony halmazállapotra utaltak, ami azt sejteti, hogy a bolygó magjában alig lehet szilárd anyag.
Mindez új megvilágításba helyezi a korai mágneses tér létének és mai hiányának kérdését. A számítások arra is rámutattak, a mágneses tér generálása nem csak attól függ, hogy folyékony vagy szilárd halmazállapotú-e a mag legnagyobb része. Az ősi mágneses tér megszűnését sem a mag megszilárdulása okozta mintegy 4 milliárd évvel ezelőtt a Marsnál. A Föld esetében a mágneses tér ma is generálódik; ennek fő kiváltói a mag folyékony külső részében zajló áramlások - ezeket pedig a mag centrumában lassan halmozódó szilárd belső rész képződésekor felszabaduló hő okozza. Ugyanakkor, ha a Marsnak ma sincs szilárd magja, akkor korábban sem lehetett. A kérdés tehát: mi hajtotta azt a kezdeti konvekciót, amely mágneses teret eredményezett? Talán a bolygó összeállásából visszamaradt hő okozta a jelenséget - de pontos válasz erre egyelőre nincsen.
Egy további érdekes jelenség is felszínre bukkant a számítások alapján: elképzelhető, hogy idővel szilárd fázis kezd kiválni a Mars ma is olvadt magjából. Erre feltehetőleg a külső rétegekben kerül sor, ahonnan a szilárd szemcsék lassan a centrumba süllyednek, megmozgatva az anyagot. Utóbbi folyamat során hő is felszabadul, amely a mozgással együtt mágneses teret generálhat, ez pedig akár újból beindíthatja a dinamóhatást, és ismét mágneses tér övezheti majd a bolygót. A felszabaduló hő a mag feletti köpenyben is aktív folyamatokat generálhat, ami időlegesen "felébresztheti" a bolygó vulkanikus és tektonikus aktivitását. Mindez természetesen csak elmélet, a bizonyítékokra egyelőre várnunk kell.
Kereszturi Ákos
-
#2094
Gigantikus ütközés nyomai
Szerző: Molnár Péter | 2007. június 27., szerda
Ultraforró gázfelhők röntgensugárzása galaxishalmazok ütközésére utal a 3C 438 rádiógalaxis térségében.
Ralph Kraft (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és kutatócsoportja a 3C 438 jelű galaxisnak otthont adó galaxishalmazról röngtentartományban készített felvételeket a Chandra röntgentávcsővel. Az objektum már régóta ismert intenzív robbanások forrásaként, amit minden valószínűség szerint a központi galaxisban levő nagyon nagy tömegű fekete lyuk aktivitása okoz. Az eddig megfigyelt kitörések energiája azonban messze nem elegendő a most felfedezett új struktúra magyarázatához.
A Chandra feltételein ugyanis egy nagyon intenzív folyamatra utaló, több mint kétmillió fényév hosszúságban elhúzódó, rendkívül forró gázfelhőt találtak. Az igen ritka, ám 170 millió fokra (!) felhevült gázanyag kitölti az egész galaxishalmazt, melynek billiárd (milliószor milliárd) naptömegnyi anyaga köti meg a felhőt gravitációs erejével. A hatalmas képződmény roppant mérete, illetve szélsőségesen magas hőmérséklete csak kivételesen drámai eseménnyel magyarázható. A kutatók ugyan egyelőre nem biztosak abban, mi vezethetett a struktúra létrejöttéhez, de a lehetséges folyamatok számát sikerült néhányra leszűkíteni.
![]()
A halmaz központi galaxisa, a 3C 438 különböző hullámhosszakon készített képei. Balra a látható fény tartományában felvett kép, jobbra a magas hőmérsékletű tartományokat kitűnően mutató röntgenkép (Forrás: Palomar Observatory DSS [optikai kép], NASA/CXC/CfA [röntgenkép])
Egyik lehetőség, hogy a képződményt egy olyan kitörés hozta létre, amelyet a központi nagy tömegű fekete lyukba hulló anyag idézett elő. Bár a fekete lyuk jelentős mennyiségű anyagot szippant magába, ennek egy részét két irányított gázkilövellésben, azaz jetben igen nagy sebességgel kifújja, amelyek így felhevítik és félrelökik a környező gázanyagot. Amennyiben valóban a fekete lyukból eredő kitörés okozta a megfigyelt jelenséget, messze ez volt a legnagyobb energiájú hasonló folyamat, aminek során mintegy 30 milliárd naptömegnyi anyagnak kellett a fekete lyukba zuhannia 200 millió év alatt. Ez a növekedési ütem azonban a kutatók szerint elméletileg is nagyon valószínűtlen.
A röntgentartományban igen fényes ív létrejöttére a másik, valószínűbbnek tekintett magyarázat, hogy két nagy tömegű galaxishalmaz találkozását figyelhetjük meg éppen, amint 6,5 millió km/órás sebességgel összeütköznek. A halmazokban levő gázfelhők viharos találkozása lökéshullámokat kelt, amelyek jelentős nyomáskülönbséget okoznak az ütközés határvonala mentén, ezzel párhuzamosan pedig felhevítik az anyagot. Ez alakítja ki végül is az ív alakú képződményt, amely leginkább egy hatalmas időjárási frontra emlékeztet.
Az ütközéses elmélettel szemben gondot jelent, hogy a röntgenképen két kiugróan forró csomónak kellene látszania, míg a mérések csak egyet mutatnak. A probléma további vizsgálatához újabb űrbéli röntgenmérésekre lesz szükség, amihez a Chandra és az XMM-Newton műszereit fogják használni.
Forrás: Chandra Press Release, 2007. május 30.
-
#2093
Higanyfelhők egy csillagon
2007. június 27., szerda, 9:09
Első alkalommal sikerült meteorológiai jellegű folyamatok nyomát megfigyelni egy csillag légkörében lévő higanyfelhőknél.
![]()
A higanyfelhők eloszlásának változása 1998 és 2004 között
A csillagok légkörében elsősorban a mágneses térhez kapcsolódó jelenségek okoznak furcsaságokat, inhomogenitásokat. Az általános nézet jórészt a Nap megfigyeléséből táplálkozik, ahol a különböző légköri jelenségek (napfoltok, fáklyamezők, protuberanciák stb.) látványosan kapcsolódnak a mágneses térhez.
A 97 fényévre lévő Alfa Andromedae csillag azonban ennek ellenkezőjére mutat példát. Az Alpheratz vagy Sirrah néven is ismert égitest valójában egy kettős rendszer, amelynek tagjai 97 naponta kerülik meg egymást. A B színképtípusú főkomponens kb. 200-szor több energiát bocsát ki a Napunknál, felszíni hőmérséklete mintegy 13 ezer fok. Sajátos égitest, légkörében rendellenesen sok higany és magnézium figyelhető meg.
A hasonló összetételt mutató csillagok légkörében az ott feldúsult elemek eloszlásában már sokszor mutattak ki erős inhomogenitásokat. Ilyenkor a higanyatomok helyenként felhők formájában koncentrálódnak.
Az ilyen elemdúsulások kialakulását elősegíti, hogy a nagytömegű csillagok külső rétegeiben nincsenek olyan erős keverőhatások, mint amilyenek pl. a Napnál megfigyelhetők. Ezek hiányában változatos elemdúsulások alakulhatnak ki a légkör meghatározott tartományaiban, amelyeket azután a mágneses tér tovább változtat.
Oleg Kochukhov (Uppsala University) és kollégái az Alfa Andromedae hétéves megfigyelés-sorozatával első alkalommal találtak példát arra, amikor számottevő mágneses tér nélkül történik ilyen anyagelkülönülés. A csillag forgása során az összetétel mért változásaiból kimutatták, hogy a légkör egyes részei között a higany koncentrációjában 10 ezerszeres különbségek mutatkoznak. A legtöbb higanyfelhő az egyenlítői térségben jelentkezett, feltehetőleg a közeli társ árapályhatása miatt. Az így kialakult mintázat időben is változásokat mutatott.
A jelenségért feltehetőleg nem a mágneses tér felel, hanem a csillag légkörében zajló egyéb folyamatok. Utóbbiak részben az óriásbolygók atmoszférájában fellépő jelenségekre emlékeztetnek - azt is mondhatjuk, hogy első alkalommal sikerült egy csillag légkörének meteorológiai jellegű folyamatait szemügyre venni. A változások pontos oka még nem ismert, de fontos szerepe lehet benne az atomok diffúziójának és a társ gravitációs tere keltette árapálynak.
Kereszturi Ákos
-
#2092
Nem léteznek fekete lyukak?
Amerikai tudósok új matematikai megközelítéssel modellezték a fekete lyukak kialakulását, és arra jutottak, hogy a folyamat nem fejeződik be, az összeomló csillag megóvja magát a fekete lyukká válástól. A lyuk helyett létrejövő fekete csillag nem nyel el mindent, mint az eddigi elméletek állítják, ugyanis nincs eseményhorizontja.
A csillagászat legizgalmasabb és legellentmondásosabb objektumai, a fekete lyukak nem is léteznek; vagy legalábbis nem abban a formában, ahogy a tudósok eddig gondolták - erre a következtetésre jutott a clevelandi Case Western Reserve University kutatócsoportja. Az új teória eltörli az eseményhorizont fogalmát: ez az az elméleti határ, amin túllépve már olyan hatalmas erejű a fekete lyuk gravitációja, hogy semmi, még a fény sem képes megszökni belőle (ezért fekete).
Az eseményhorizont léte ellenkezik a kvantummechanika egyenleteivel - az ellentmondást eddig a Hawking-sugárzás elméletével próbálták feloldani, ami szerint a fekete lyukból elemi részecskék szivárognak, így távozik a gravitációs csapdából az elnyelt anyag.
Önvédelmi sugárzás
Az amerikai tudósok újszerű matematikai megközelítéssel modellezték egy fekete lyuk kialakulását, és arra jutottak, hogy amikor egy csillag gravitációja olyan nagy lesz, hogy összeomlik a saját súlya alatt, és elkezd fekete lyukká alakulni, máris kialakul a már említett sugárzás, amit pre-Hawking jelenségnek neveztek el. A sugárzással a csillag veszít az anyagából, csökken a sűrűsége, így a gravitációja nem tud olyan szintet elérni, hogy kialakuljon az eseményhorizont. "Az összeomló csillag a pre-Hawking sugárzással megvédi önmagát a fekete lyukká válástól; a folyamat elindul, de sosem fejeződik be" - fejti ki Tanmay Vachaspati, a kutatócsoport vezetője, aki szerint ez a jelenség a felelős már többször megfigyelt, de a csillagászok előtt egyelőre ismeretlen eredetű, robbanásszerű gammasugárzás-impulzusokért is.
![]()
Fekete lyuk a NASA illusztrációján. Az eseményhorizont mögül a fény sem szökik meg.
Lyuk helyett fekete csillag
Az új elmélet a fekete lyukak helyett a fekete csillagok fogalmát vezeti be, amelyek hasonlítanak ugyan a fekete lyukakra (az óriási gravitációjuk megtorzítja a teret, és a relativitáselméletnek megfelelően lelassítja az idő folyását), de nem nyel el minden anyagot. Feketének azért marad fekete, mert a gravitáció a fényt extrém nagy hullámhosszúra torzítja, amit roppant nehéz észlelni. Az eseményhorizont megszűnésével azonban feloldódik a relativitáselmélet és a kvantumfizikai törvények közötti ellentét: nem lesz olyan anyag vagy információ, ami visszavonhatatlanul eltűnik az univerzumból.
Jövőre jöhet a gyakorlat
A teória vegyes fogadtatásra talált az tudomány világában. Gerardus 't Hooft, korunk egyik legelismertebb elméleti fizikusa (1999. Nobel-díjasa) a New Scientist interjújában képtelenségnek nevezte a fekete lyukak ilyen "önvédelmi" rendszerének létezését. A vita hamarosan elhagyja az elméleti síkot: a CERN svájci kutatólaborjában már épül a Large Hadron Collider nevű gigantikus részecskegyorsító, amivel 2008 végén lehetőség nyílik majd miniatűr fekete lyukak (vagy ha az új elmélet helyes, fekete csillagok) létrehozására, és vizsgálatára.
-
#2091
Környezetszennyező fekete lyukak
2007. június 26., kedd, 9:02
Az új megfigyelések alapján a szupernagytömegű, a galaxisok központjában terpeszkedő fekete lyukak anyagkibocsátásukkal beszennyezhetik környezetüket.
![]()
Egy koronggal körülvett és aktív anyagkibocsátást produkáló fekete lyuk környezetének fantáziarajza (V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA
Az elmúlt évek során jelentősen módosultak a kutatók fekete lyukakra vonatkozó elgondolásai. Míg korábban csak a környezetükben lévő anyagokat elnyelő, elsősorban pusztító jellegű objektumokként tartották őket számon, addig napjainkra a kép lényegesen finomodott. Egyre több területen derül ki, hogy összetett szerepet játszanak a Világegyetemben lévő anyag fejlődésében.
Yair Krongold (Universidad Nacional Autonoma de Mexico) és kollégái azt tanulmányozták, hogy a legnagyobb - a galaxisok központi vidékén lévő, ún. szupernagytömegű - fekete lyukak miként képesek befolyásolni az adott csillagvárosok fekete lyukaktól távolabbi, külső részének összetételét.
A kutatók az NGC 4051 jelű galaxis centrumában található szupernagytömegű fekete lyukat és annak környezetével fennálló kölcsönhatását vizsgálták. Az eredmények, várakozásuknak megfelelően, azt igazolták, hogy a fekete lyukba befelé spirálozó anyag legnagyobb része végleg belehullik a kompakt objektumba. Kisebb hányada viszont kilökődik a rendszerből, méghozzá viszonylag nagy sebességgel távozva onnan.
Ez a kilökődött anyag hatalmas távolságokra juthat, "beszennyezve" ezáltal a galaxis mégoly messzi vidékein lévő csillagközi anyagot. Ha mindezt visszavetítjük a Világegyetem kezdeti időszakára, könnyen elképzelhető, hogy a jelenség számottevően befolyásolhatta a csillagközi anyag összetételét, s ezen keresztül a csillagok és a körülöttük kialakuló bolygók jellemzőjét.
A csillagok a belsejükben különböző nehéz elemeket (fémeket) gyártanak, amelyeket azután csillagszelekkel és szupernóva-robbanásokkal szórnak szét. Ezek a folyamatok azonban csak a közvetlen környezetüket hintik tele ilyen elemekkel. Ha azonban a kirepült anyag egy nagy tömegű fekete lyuk környezetébe kerül, megváltozhat a helyzet: a fentiek szerint a fekete lyukba spirálozó gáz kisebb része óriási sebességgel kilökődhet, számos nehéz elemet juttatva a csillagváros távoli részeire is.
A galaxisok centrumtól távoli területein eszerint nem csak akkor növekszik meg jelentősen a csillagközi anyag fémtartalma, amikor az adott térségben is intenzívvé válik a csillagkeletkezés. A központban lévő csillagok "hagyományos" anyagkibocsátása (csillagszelek, szupernóva-robbanások) révén ezek az anyagok a központi fekete lyukak környezetébe kerülnek, kis részük pedig onnan a peremterületekre is eljut.
Kereszturi Ákos
-
#2090
Nehezebb az Eris a Plútónál
2007. június 25., hétfő, 9:12
Sikerült az Eris nevű Kuiper-objektum tömegét és méretét pontosan megbecsülni - mindkettő tekintetében megelőzi a Plútót.
Az Eris nevű Kuiper-objektumot 2005-ben fedezték fel a Palomar Obszervatóriumból. Már az első mérések alapján is közel akkorának tűnt, mint a Plútó, ezért hamar a figyelem középpontjába került. A méret és a tömeg pontos megbecslése azonban nehéz egy ilyen távoli égitestnél, és hosszú megfigyelés-sorozattal jutottak csak közelebb a keresett értékekhez.
![]()
Az Eris és néhány bolygó helyzete a Nap körül 2006.10.11.-én (NASA)
A hivatalosan 2003 UB313, azaz 136199 Eris körül egy 150 km átmérőjű, Dysomnia névre keresztelt hold kering 37 ezer km távolságban, 16 nap alatt megtéve egy teljes fordulatot. A Dysomnia segítségével sikerült megállapítani az Eris tömegét, amely a Plútóénál 27%-kal nagyobbak mutatkozott, azaz 1,6x1022 kg, 0,02x1022 kg hibával. Sűrűségére 2 g/cm3 körüli érték adódott, mérete pedig 2400 és 3000 km között lehet. Mind a méret, mind pedig a tömeg szempontjából megelőzi a Plútót - ezentúl tehát nem a Plútó a legnagyobb tömegű és méretű Kuiper-objektum.
A Keck Obszervatóriumból és a Hubble-űrteleszkóppal vették tüzetesen szemügyre az objektumot. A színképi adatok alapján kiderült, hogy felszínét metánjég borítja, amely a napsugárzás és a kozmikus sugarak töltött részecskéinek bombázása miatt enyhén elsötétedett. A felszín színe ezáltal sárgásvörös lett, míg a hozzá hasonló Plútóé inkább vöröses árnyalatú - az eltérés oka talán a Plútónál kicsit nagyobb naptávolságban keresendő.
![]()
A ma ismert legnagyobb Neptunuszon túli égitestek, összehasonltásként alul a Föld méretével. A Plútó jelenleg második a sorban (NASA)
A Plútó a Nemzetközi Csillagászati Únió tavalyi döntése értelmében már nem számít a bolygók közé. "Lefokozása" után egykori dicső címéből csak a legnagyobb Kuiper-objekum státuszát tudta megtartani - egészen mostanáig, azaz kevesebb, mint egy éven keresztül. A Plútó napjainkban már nem más, mint egy a nagy Kuiper-objektumok közül. Azonban az új trónbitorló, az Eris sem ülhet nyugodtan babérjain. A Kuiper-öv felderítése egyre gyorsabban zajlik, könnyen lehet, hogy hamarosan egy még nagyobb égitestre akadnak a térségben.
Kereszturi Ákos
-
#2089
Furcsa robbanás egy közeli galaxisban
Szerző: Szalai Tamás | 2007. június 25., hétfő
Amerikai csillagászok egy különleges, hirtelen felfényesedő objektumot találtak az M85 galaxisban, melyet a feltételezések szerint egy kettőscsillag összeolvadása okozhatott.
A csillagászok mindig különös izgalommal vizsgálják az égbolton átmenetileg megjelenő csillagszerű fényforrásokat, melyek általában – akár egyszeri, akár ismétlődő eseményről van szó – számos új információval szolgálnak a tudósok számára. Éppen ezért az ilyen időszakos (tranziens) események keresését és nyomon követését ma már kiterjedt észlelőhálózatok végzik, sokszor teljesen automatizált robotteleszkópokkal.
A kaliforniai Lick Obszervatórium szupernóva-kereső csoportja 2006 januárjában jelentette be egy új tranziens esemény felfedezését a mintegy 50 millió fényévre lévő, S0 típusú galaxis, az M85 peremvidékén. Az objektum – mely az M85 OT2006-1 elnevezést kapta – már az első képek alapján különlegesnek tűnt: fényessége túl kicsi volt ahhoz, hogy Ia típusú szupernóva legyen, ugyanakkor túl nagy volt egy közönséges nóvához képest. A fényes "jövevény" eredetének és tulajdonságainak vizsgálatához ezért további részletes megfigyelésekre volt szükség.
Az objektum fokozatosan halványodó fényességét a Palomar Obszervatórium 1,5 m-es automata távcsövével mérték, míg a Palomar-hegyi 5 m-es és a 10 m-es Keck I távcsővel spektroszkópiai megfigyelések is készültek. A fénygörbe alakja és lefutása további bizonyítékként szolgált arra, hogy ezúttal valami különleges csemege akadt a csillagászok horgára: a görbe leszálló ágán lévő fényállandósulás, az ún. "platós" szakasz hossza kb. 70 nap, ami sem az Ia típusú szupernóvákra, sem a fényes kék változócsillagok (Luminous Blue Variables, LBV) kitöréseire nem jellemző. Utóbbi esetet archív felvételek vizsgálatával is sikerült kizárni. A Hubble Űrtávcső, a Spitzer infravörös űrtávcső és a Chandra röntgentávcső korábbi képeit átnézve sehol sem találtak fényes csillagot a kérdéses területen, pedig ezek a kék óriások a legfényesebb csillagok közé tartoznak, ezért az objektumnak a régebbi felvételeken is látszania kellett volna.
![]()
A felfénylés környezete a Keck I távcső felvételén, 2006. február 3-án, rajta a tranziens fényforrással (a); ugyanez a terület a Hubble Űrtávcső egy három évvel korábbi felvételén (b), valamint ez utóbbi kép kinagyított részlete a felfényesedés közvetlen környezetéről (c) – utóbbi kettőn a feltételezett szülőcsillagnak nyoma sincs.
Ráadásul az LBV-k főként fiatal, csillagkeletkezési területek közelében találhatóak (lévén, hogy ezek a csillagok nagy tömegük folytán maguk is csak pár száz millió évet élnek), de ilyen régiókat nem találtak a felfénylés közelében. Ez nem csak azt zárja ki, hogy egy fényes kék óriáscsillag kitöréséről lenne szó, hanem azt is, hogy esetleg egy II-es típusú szupernóva-robbanás (egy szintén fiatal, nagy tömegű csillag hatalmas energiakibocsátással járó összeomlása) állna a háttérben. Ennek megfelelően az M85 OT2006-1 a csillagászatban ismert fő robbanástípusok egyikébe sem volt besorolható.
Az M85 galaxist többnyire idős, Napunkhoz hasonló csillagok alkotják, így az ilyen égitestek körében lejátszódó események között kell keresnünk a megoldást. Régóta ismert elméleti eredmény, hogy elegendően hosszú idő (több milliárd év) után az egymáshoz nagyon közel keringő kettőscsillagok összeolvadnak, s elképzelhető, hogy pontosan ez játszódott le az M85-ben is. S. R. Kulkarni (Caltech) és munkatársai szerint az OT2006-1 nagyon hasonlít a Tejútrendszerben feltűnt V838 Monocerotis, valamint a szomszédos Andromeda-galaxisban talált M31 RV jelzésű csillagrobbanásokhoz, melyek szintén a nóvák és szupernóvák közé eső, erősen vörös színű átmeneti objektumok voltak, hasonlóan tisztázatlan fizikai háttérrel.
A három különleges, ám egymással összevethető jelenség alapján Kulkarniék egy új csoport, a "fényes vörös nóvák" osztályának létrehozását javasolta. Reményeik szerint a közeljövőben több hasonló objektumot is sikerül találni, amivel fontos lépést lehet tenni a rejtélyes égitestek természetének tisztázása felé.
Forrás: Kulkarni és mtsai, Nature, 2007.05.24.
-
#2088
A Nap "szívdobogása"
Szerző: Kovács József | 2007. június 24., vasárnap
Mélyen a csillagunk belsejében gerjesztődő mechanikai hullámok segíthetnek abban, hogy információt szerezhessünk a Nap energiatermelő magjáról.
Bár az optikai tartományban nem tudunk a Nap felszíne alá tekinteni, mélyen a csillagunk belsejében gerjesztődő rezgések, azaz mechanikai hullámok segítségével talán mégis szerezhetünk információt a Nap energiatermelő magjáról. Ezek a hullámok több szempontból hasonlítanak a földrengésekkor keletkező szeizmikus hullámokra, melyekkel a geofizikusok már rég feltérképezték bolygónk belső tartományait. Két típusuk különböztethető meg: az ún. nehézségi hullámok (g-módusok), illetve a nyomáshullámok (p-módusok), melyek normál hanghullámok. Gerjesztésükért a konvekciós zóna véletlenszerű áramlási folyamatai felelősek, melyek módusok millióit hozzák rezgésbe.
A helioszeizmológia tudománya a hullámok által a napfelszínen keltett oszcillációkból következtet arra, hogy mi történik a Nap belsejében. Ilyen vizsgálatok eredményeként ismerjük például nagyon pontosan a magban uralkodó hőmérsékletet, ami létfontosságú volt a magreakciók során keletkező neutrínók átalakulásának részecskefizikai bizonyításában. A sikerek mellett azonban a Nap legbelső része, az energiatermelő mag mindeddig "zárva" maradt előttünk. Ez a helyzet változhat meg a g-módusokra vonatkozó új eredményeknek köszönhetően.
![]()
A Nap belsejének keresztmetszete a magra és a sugárzási zónára jellemző g-módusok, illetve a konvekciós zónát domináló p-módusok hullámfrontjaival. (Science 316, 1573 (2007))
A nyomáshullámok inkább a Nap külső rétegeire jellemzőek, s csak nagyon kis hányaduk jut el a 0,2 naprádiuszon belüli területekre. Velük ellentétben a g-módusok a magban és a sugárzási zónában terjednek, így jó lehetőséget biztosíthatnak a belső részek hőmérsékleti, nyomás- és mozgásviszonyainak tanulmányozására. A gond azonban az, hogy mivel ilyen mélyen fekvő területekhez kötődnek, az általuk generált napfelszíni hatások körülbelül három nagyságrenddel kisebbek, mint amit a ma (Solar and Heliospheric Observatory, SOHO) és a közeljövő (Solar Dynamics Observatory, SDO) űreszközeivel, illetve földi programok (Global Oscillation Network Group, GONG) műszereivel detektálni lehet.
A g-módusoknak azonban van még egy olyan jellemző tulajdonsága, amely kissé könnyebbé teheti detektálásukat: az elméletek szerint évekig fázisban maradhatnak, így sok hullám egymást erősítve már a felszínen is mérhető hatást produkálhat. Ez a lehetőség motiválta R. Garcia kutatócsoportját, hogy a SOHO műhold GOLF (Global Oscillation at Low Frequency) műszerével 10 éven keresztül rögzített adatokat elemezzék ebből a szempontból.
![]()
A Nap különböző részeinek rotációs sebessége a sugár függvényében. A konvektív zónában jól látható a naprajzi szélességtől függő differenciális rotáció. A sugárzási zónában egészen 0,3 naprádiuszig a forgás merevvé válik, de az adatok egyre bizonytalanabbak. 0,2 naprádiuszon belül, azaz a magban a rotációs profil nem ismert. (Science 316, 1591 (2007))
Az új eredmények szerint a g-módusok periódusai egyenközűek, ellentétben a p-módusokkal, ahol ez a frekvenciákra jellemző. A lehetséges periódusok tartományát felölelő és a rotációnak a g-módusokra gyakorolt hatását is figyelembe vévő modell alapján Garcia és csapata azonosítani tudta a g-módusokra jellemző jeleket a GOLF adatok periodogramjában, és ez alapján a g-módusok valóban léteznek, s nem csak elméleti képződmények.
A g-módusok létének alátámasztása mellett a kutatócsoport durva becslést adott a Nap magjának forgási sebességére is. A helioszeizmológusok körében legalább két évtizede központi kérdés, hogy a mag gyorsabban vagy lassabban forog-e a felszínnél. A probléma nagyságát jól jelzi, hogy a kimenetelre vonatkozó baráti fogadások tétje néhány üveg nemes óbor szokott lenni. Garcia kutatócsoportja egyértelműen a "gyorsabb" mellett teszi le a voksát.
Bár az eredmény jelentős előrelépés a helioszeizmológiában, megerősítéséhez – mint a természettudományok más területein is – az analízist egy független adatsoron is el kell(ene) végezni, hogy lássák, a GOLF adatok periodogramjában talált struktúra ismételten előbukkan-e. A baj azonban éppen a független adatsorral van.
Jelenleg két nagy helioszeizmológiai mérőrendszer működik, a SOHO és a GONG. A SOHO műhold azonban működési ciklusának vége felé tart, a kiváltására tervezett SDO műholdat 2008 folyamán tervezik felbocsátani. A földi bázisú GONG projekt sorsa pedig kétséges, ugyanis a fenntartó, az NSF (National Science Foundation) csillagászati divíziója egy tanulmány alapján az SDO felbocsátása után 1 évvel a megszűntetését tervezi, hacsak független szponzor nem jelentkezik addig. Elképzelhető tehát, hogy a helioszeizmológia az eddigi egyik legizgalmasabb eredményét még évtizedekig nem tudjuk megerősíteni.
Forrás: Science 316, 1591 (2007)
-
#2087
Az Orion-köd távolsága: közelebb, mint gondoltuk
Szerző: Kovács József | 2007. június 23., szombat
A rádióinterferometriai méréseken alapuló új adat szerint az Orion-köd mintegy 300 fényévvel közelebb van a közel 30 éve elfogadott távolságnál
Az Orion-köd az egyik legközelebbi csillagkeletkezési terület, ahol ma is aktívan zajlik ez a folyamat, így kitüntetett szerepe van a csillagkeletkezés jobb megértését célzó kutatásokban. A köd belsejében található halmaz csillagainak fizikai paramétereire, például a luminozitásra, tömegre vagy a rendszer tényleges átmérőjére vonatkozó ismereteink azonban függenek attól, hogy mennyire pontosan ismerjük a köd távolságát. Sok éven keresztül a Genzel és társai által 1981-ben meghatározott 480 ± 80 parszek (1560 ± 260 fényév) volt az általánosan elfogadott érték. Ez H2O mézerek sajátmozgásán és radiális sebességén alapult, de a mézerek eloszlására nézve egy geometriai feltétellel dolgozott, így eleve modellfüggő eredmény volt. A távolságadaton érdemben a Hipparcos asztrometriai műhold mérései sem tudtak változtatni, mivel a halmazból csak egy csillag parallaxisát tudták meghatározni, azt is csak nagy hibával. Más eljárások is valamilyen modellfeltevésen alapulnak, s csak nagy, illetve szisztematikus hibákkal képesek megadni a 480 parszekes értékkel többé-kevésbé összhangban levő távolságot.
![]()
A Hubble Űrteleszkóp felvétele az Orion-ködről.
(NASA, ESA, M. Robberto (STScI/ESA) & Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team)
A 480 parszekes távolságnak körülbelül 2 ezred ívmásodperces (mas) évi parallaxis felel meg egy ködbeli objektumra, csillagra. Ilyen kicsiny érték megfelelő pontosságú méréséhez az 1 mas-t messze meghaladó szögfelbontás kell. Rádióinterferometriás módszerekkel a szükséges felbontás elérhető, így például a VLBA (Very Long Baseline Array) rendszer alkalmas lehet kompakt rádióforrások parallaxisának meghatározására néhány száz parszek távolságig.
Az Orion-ködben az elmúlt évtizedekben legalább tíz, a célnak megfelelő kompakt rádióforrást azonosítottak, ezek közül az egyik a GMR A jelű csillag, melynek 86 GHz-en mért fluxusa 2003-ban néhány óra alatt 5 nagyságrendnyit nőtt. A VLBA-val végrehajtott új észlelésekkel 15 és 22 GHz-en is detektálták. Ennek alapján mérete kisebb 1 mas-nál.
Az objektumot Sandstrom és társai 2003 és 2004 folyamán még öt további alkalommal monitorozták a VLBA-val, ebből négy alkalommal sikerült is detektálni. A mérések során az objektum intenzitása eléggé állandó volt, így meg lehetett határozni a sajátmozgását és a parallaxisát, ezen keresztül pedig a távolságát is. Eredményül 389 ± 24 (1270 ± 80 fényév) parszeket kaptak, ami jó száz parszekkel, azaz kb. 300 fényévvel kisebb az eddig elfogadott értéknél, a hibája is jóval kisebb, illetve teljesen modellfüggetlen.
![]()
A GMR A forrás parallaktikus és sajátmozgása. A rombuszok a forrás előrejelzett, míg a keresztek (hibával együtt) a mért pozícióit mutatják. A szaggatott vonal a forrás sajátmozgása, megtisztítva a parallaktikus mozgástól.
A kisebb távolság egyben azt is jelenti, hogy a köd csillagainak luminozitása körülbelül másfélszer kisebb az eddig becsültnél, ez pedig befolyásolja a korukat, márpedig a halmaz fősorozat előtti (PMS, pre-main sequence) csillagainak koreloszlása minden, a régió csillagkeletkezési folyamatait magyarázni szándékozó elmélet számára alapvető fontosságú.
Forrás: K.M. Sandstrom és mtsai, ApJ, közlésre elfogadva (arXiv:0706.2361v1)
-
#2086
Ez mundjuk nem annyira cikk, inkább egy bemásolt chatelés, de tényleg nagyon gyerekes ebben a formában. Informatikai értéke sem sok van, de annak akinek nincs elképzelése a témával kapcsolatban, annak adhat egy iránymutatást mégis hogyan képzelje el ezt az egészet. Persze ide lehet felesleges volt bemásolni. -
#2085
de utálom az ilyen típusu cikkeket, múltkor is volt egy hasonló csak akkor egy földönkívüli intelligens lény válaszolt a témával kapcsolatos kérdésekre, persze az egésznek nem volt semmi értelme inkább csak lejáratták vele a témát és az azzal foglalkozókat informatikai értéke pedig egyenlő volt a 0-val, kb ez a cikk is ilyen 
-
#2084
Ez meg csak mert szép...
NGC4438_NGC4435
![]()
-
#2083
A napokban volt:
![]()
-
#2082
Előttem nem volt semmi - vendégünk volt a Nagy Bumm
2007. június 20., szerda, 21:05
"Ha már nem lesz mit megismerni, csak az összegyűjtött teljes ismeretanyagot lehet ragozni, permutálni, akkor az intellektuális izgalom elhal, a technika és valószínűleg a szellem fejlődése véget ér. Kívánom, hogy ezt az állapotot sohase érjétek el, mindig maradjon a Világban izgalmas kihívás, kutatni- és felfedeznivaló." A Földön kívüli élet után a Nagy Bumm volt a vendégünk rendhagyó chat-sorozatunkban. Számtalan érdekes dolgot megtudhattunk a Világegyetem keletkezésekor jellemző állapotokról és az Univerzum jövőjéről is.
Nagy Bumm: Üdvözlöm az olvasókat! Mindenekelőtt hadd kérjem, hogy az igazi nevemen szólítsatok. A nevem pedig nem Ősrobbanás, hanem Nagy Bumm, angolul Big Bang. Az Ősrobbanás szó teljesen félrevezető, ráadásul annak idején ostoba politikai kompromisszumként született. Az 1950-es években Magyarországon az egész téma burzsoá áltudománynak számított, amikor pedig végre lehetett róla beszélni, az volt a kifogás, hogy a Nagy Bumm túlságosan vicces kifejezés, a Tudomány pedig Igencsak Komoly Dolog. Így maradtak az Ősrobbanás elnevezésnél, ami azóta is sok embert félretájol. A "robbanás" szó ugyanis arra utal, hogy a hatalmas semmi közepén van egy kis anyagcsomó, ami hosszú nyugalom után egyszer csak gyors tágulásnak indul. Vannak gyorsabb és vannak lassúbb repeszdarabok - a leginkább sztahanovista, gyorsan repülő részecskék belehasítanak az üres térbe, és igencsak anizotróp világot látnak maguk körül: előttük a nagy semmi, mögöttük a többi, lassúbb részecske. Ez a hamis kép homlokegyenest ellenkezik azzal a képpel, amit a kozmológia tudománya rólam kialakított. Nevezzetek tehát egyszerűen Nagy Bummnak. Ez is leegyszerűsítés, de legalább nem félrevezető.
Mikor történtél meg? [<DJ FaTaL>]
Ezen sokat vitatkoztatok. Néhány évvel ezelőtt még azt mondtátok, hogy 10-20 milliárd évvel ezelőtt. Ez olyan, mintha egy hölgyet 30-60 évesnek saccolnátok. A 2002-2003 körül végzett nagy pontosságú csillagászati mérések alapján most már pontosan tudjátok, hogy 13, 7 milliárd évvel ezelőtt történtem.
Mi volt Ön előtt? [urrobi]
Már Szent Ágoston is megmondta: "meg kell értenünk, hogy az idő teremtése előtt nem volt idő". Én is ugyanezt mondom, teremtés helyett az idő kezdetével, a Nagy Bummal. A kérdés hasonló a következőhöz: mi van az Északi-sarknál is északabbra? A Föld minden pontján feltehető ez a "mi van innen egy méterrel északabbra" kérdés, de épp az Északi-sarkon nincs értelme. Hasonlóképpen minden pillanatot megelőzött sok másik pillanat, kivéve a kezdet pillanatát. Ez előtt nem volt semmi, mert magának az "előtt" szónak sem volt értelme.
Tényleg egy robbanásként kell elképzelnünk? [csibegeza]
Egyáltalán nem. Mint a bevezetőben leírtam, egy robbanásnál egy kis anyagdarab terjed szét a külső, üres térben. Az én esetemben nem volt külső tér, mert a tér is az anyaggal együtt keletkezett. Másrészt nem voltak leggyorsabban repülő, szélső részecskék, amelyek legelöl hasítottak az üres térbe: az anyag mindig egyenletesen töltötte be az egész teret. Ezért célszerűbb azt mondani, hogy nem az anyag "robban", hanem a tér tágul.
Hogyan került a nagy semmi közepére az a kis anyaghalmaz? [Egyetemista@Mc]
Mint a bevezetésben leírtam, nem volt Nagy Semmi és nem volt kis anyagkupac. Előttem egyszerűen nem volt semmi, sőt "előttem" sem volt.
Természeti törvények hiányában mi indította el és mi irányította ezt a folyamatot? [DiTKaBéjBi]
A természeti törvényeket az anyag hordozza. Amint az anyag létrejött, máris voltak törvényei, és azok irányították a fejlődést. Az első pillanatnak viszont nem volt oka, mert az egyik előző válaszban leírtak szerint nem volt "azelőtt". Ha viszont ez a válasz nem nyugtat meg benneteket, másként is gondolhattok e kérdésre: képzeljetek el egy félegyenest, amelynek kezdőpontját eltávolítjuk: legyen ez a számegyenes pozitív fele, a nulla pont nélkül. A félegyenes bármely pontjától balra végtelen sok pont található, de nincs legszélső, első pont. Ilyen az időtengely is: minden eseményhez pozitív időadat tartozik, mindegyik esemény előtt végtelen sok másik esemény történt, amelyek akár az adott esemény okául szolgálhatnak, de nem volt legelső esemény, amelynek nem lenne oka, hiszen a kezdőpont nem tartozik az időegyeneshez. Ebben az értelemben én, a Nagy Bumm - nem is létezem.
De a semmiből hogy lett anyag, ami tágult? [CarmenBaba]
Úgy látszik, ez az a kérdés, ami mindenkit izgat. A "lett" szó használata már azt sugallja, hogy volt valami a kezdő pillanat előtt, és ebből "lett" az, ami később létezik. De ha az idő is a kezdő pillanatban született, akkor a kérdésnek nincs értelme. Akit ez még mindig idegesít, annak javaslom az idő korábban leírt félegyeneses modelljét: ebben nem merül fel az első pillanat és az azt megelőző események kérdése.
Mennyire tudjuk az Ön kezdő pillanatát időben megközelíteni a mai modelljeinkkel? [zolika]
A megközelítés fő eszközei részben a részecskegyorsítók, részben a papír/ceruza/számítógép komplexum. Az Univerzum korai korszakaiban nagyon meleg volt, azaz a részecskék nagyon gyorsan mozogtak. Ezt nehéz földi kísérletben reprodukálni, lásd a magfúziós erőművekkel való próbálkozások technikai nehézségeit, pedig ott csak a Nap belsejének néhány millió fokos hőmérsékletét kellene utánozni. Egy zseniális ötlet segített: elég csak néhány részecskét felgyorsítani a megfelelő sebességre, a többi, álló részecskével történő ütközésük pont úgy zajlik le, mintha mindegyikük egyformán veszettül szaladgálna. Ezt pedig földi részecskegyorsítókkal is el lehet érni. A gyorsítós kísérletekkel így egyre többet tudtok meg a részecskék tulajdonságairól, kölcsönhatásairól, az elméleti fizikusok és kozmológusok pedig eme újonnan megismert tulajdonságokat azonnal felhasználják a Világegyetem ama korszaka rekonstrukciójára, amikor az adott energia- és hőmérsékletviszonyok uralkodtak. Persze minél korábbra akartok visszanézni, annál nagyobb hőmérsékletet, azaz energiát kell elérni, ehhez pedig nagyobb, és sajnos exponenciálisan drágább gyorsítók kellenek. A következő gyorsítógeneráció már akkora lesz, hogy el sem fér a Földön, ki kell telepítenetek őket az űrbe... Ily módon ma kb. a másodperc ezred-milliomod-milliomod részéig (körülbelül 10-15 s) tudjátok megközelíteni a Kezdet pillanatát. Az elméleti fizikusoknak szerencsére nem kell gyorsító, az ő gondolataik szabadabban szárnyalhatnak: viszonylag pontos leírással rendelkeztek a Nagy Bumm után 10-35 másodperccel történtekről. Az így kikövetkeztetett jelenségeket persze még sokáig (esetleg évszázadokig) nem lehet kísérletileg ellenőrizni. Az elméleti eredmények alapján azonban rekonstruálható az Univerzum későbbi története, a kialakuló struktúrák tulajdonságai, ez pedig összevethető a mai csillagászati tapasztalattal. Sőt megfordítva: egyes kozmológiai, csillagászati megfigyelésekből következtetni lehet az elemi részecskék laboratóriumból nem ismert tulajdonságaira is - ezt az ötletet egy neves magyar tudós, Marx György alkalmazta először 1975-ben.
Hogy kell elképzelni az akkori állapotokat? [csibegeza]
Ezek az állapotok nagyon gyorsan változtak. Ahogy a tér a nullából kiindulva tágult, az anyag hőmérséklete a végtelenből indulva folyamatosan csökkent. Adott hőmérsékleten adott anyagfajták létezhetnek: a hőmérséklet gyors változásával gyorsan változtak az anyagfajták is. Olyan ez, mint egy igen gyors és nagyon sok részes szappanopera, melynek felvonásai új meg új szereplőkkel villámgyorsan követik egymást. De minden felvonás ezerszer vagy milliószor hosszabb az előzőnél (hiszen a hőmérséklet csökkenésével a szereplők, azaz a részecskék egyre lassabban mozognak). Kezdetben a sűrű és forró anyag elemi részecskékből (és persze a megfelelő antirészecskékből) állt, amelyek termodinamikai egyensúlyban voltak, és folyamatosan átalakultak egymásba, a fotonok új részecske-antirészecske párokat keltettek, azok szétsugároztak stb. A hőmérséklet csökkenésével a nehezebb részecskék és antirészecskéik kiszálltak a játékból (hiszen a hősugárzás energiája már nem volt elég a párkeltéshez), végül csak a legkönnyebbek maradtak: az általatok jól ismert proton és elektron, ezek később atomokat alkottak. Ezután az addig homogén (azaz mindenütt egyforma sűrű) anyag a gravitációs instabilitás miatt felhőkre szakadt, és elkezdődött a kozmikus struktúrák, a galaxisok és csillagok kialakulása. Innen már el tudjátok képzelni a sztorit...
Ez a forró, átalakuló részecskeplazma már a nulla pillanattól kezdve jelen volt? Vagy a kezdet igazi kezdetén másfajta viszonyok uralkodtak? [szecskarago]
Néhány évtizede még úgy gondoltátok, hogy a forró "plazmakorszak" egészen a kezdetektől fennállt. Ma már tudjátok, hogy ezeket a "termodinamikai" jellegű, forró felvonásokat megelőzte az "inflációnak" nevezett, gyorsuló tágulással jellemezhető, igen rövid, de drasztikus változásokat hozó korszak, amelynek létezésére csak 1980-ban következtettetek, mégpedig részecskefizikai elméleteitek alapján, és amelynek létezését tudósaitok csak nemrég fogadták el általánosan. Ennek a korszaknak a végén, a vákuum "halmazállapot-változásával" jött létre a későbbi korszakok főszereplője, a forró részecskeplazma. Még korábban pedig a kvantumgravitáció uralkodott, amelyről jelenleg nem tudtok semmit, és erre nagyon büszkék is vagytok, hiszen azt legalább értitek, hogy milyen matematikai nehézségek miatt nem lehet összebékíteni a két legáltalánosabb fizikai elméletet, a részecskéket leíró kvantumelméletet és a gravitációt magyarázó általános relativitáselméletet. E két elmélet összeegyeztetéséért, a majdani kvantumgravitációs elméletért kb. 2052-ben adják ki az első Nobel-díjat. Fiatalok, lehet igyekezni! Ha ez meglesz, még mélyebbre pillanthattok a múlt mélységes kútjába, fizikai tudásotok még jobban meg fogja közelíteni a Nagy Bumm pillanatát.
Hogy lehet az, hogy senki sem volt ott "akkor", és mégis ennyire alá van támasztva, hogy mi is történt? És ha nem is így volt? [AFeketeDalnok]
Természetesen egyetlen tudományos elmélet sem adja meg a Végső Választ, de egyre jobban megközelíti azt. A szokásos (természet-)tudományos módszer működik itt is: a tapasztalatok alapján elméleteket állítotok föl, ezek alapján számításokat végeztek és a világ új, még nem ismert tulajdonságait jósoljátok meg. Ezután ezeket összehasonlítjátok az új csillagászati tapasztalatokkal - és ha kell, korrigáljátok a modelleket. Ebben a folyamatban a 2000-es évek elején drámai előrehaladás történt: az Univerzumot kitöltő anyag számos új tulajdonságát sikerült pontosan megmérnetek, és ezzel a versengő elméletek közül kiválasztani a legmegfelelőbbet. Ma már a kozmológiátok nem önkényes spekulációk és vad elképzelések halmaza, hanem a fizika más ágaihoz hasonlóan nagy pontossággal végzett méréseken és részletesen kidolgozott elméleteken alapuló természettudomány. Finomodhat, pontosabb lesz, de a lényeges tényekben és alapkérdésekben már nem fog durván változni.
Mikor születtek az első galaxisok? [elektron567]
Az Univerzum tágulását leíró forgatókönyv korábbi verziói szerint egy-két milliárd évvel a Kezdet után. Újabban azonban a csillagászok olyan távoli galaxisokat is találtak, amelyek már pár százmillió évvel utánam is léteztek. Újra kell tehát gondolni és számolni a forgatókönyveket. Ami nem is baj, és amúgy is aktuális, hiszen az egész rekonstruált kozmológiai történet leginkább kérdéses, leggyengébb lábakon álló része a galaxisok képződése, ennek ideje, mechanizmusa, részletei. A következő években ezen a téren sok új és érdekes eredmény, fejlemény várható, tessék szorgalmasan olvasni az [origo] tudományos rovatát, valamint a
http://hirek.csillagaszat.hu/
weblapot...
Az Univerzum jövője: örökké tartó tágulás
Ha az Ősrobbanás óta tágul a Világegyetem, akkor mi van azon túl (ha tágul, akkor van hova alapon)? [kismu]
Nincs hová. Az anyag minden teret betölt, és nincs tér a téren túl. Ez a tér viszont folyamatosan nő, de nem egy környező nagyobb valamibe tágul. Kénytelen vagyok elmondani a sokszor idézett (és sokszor félreértett), bár kissé pontatlan hasonlatot: a világ olyan, mint egy gumilabda felszíne, ezen a pöttyök a galaxisok. A labda felfújásakor a galaxisok folyamatosan távolodnak egymástól, de nem azért, mert a felszín egyre nagyobb területet tölt be egy már korábban is létező síkon (mint például a padlón egy egyre terjedő pocsolya). A gömb felszíne, azaz a tér, mégis folyamatosan nő. A hasonlat egyrészt azért sántít, mert a gömb felszíne véges, az Univerzum pedig a legújabb méréseitek szerint végtelen, másrészt a hasonlatban mindenki úgy képzeli maga elé a gumilabdát, hogy a környező háromdimenziós térbe ágyazza. Próbáljátok elképzelni a labdát az őt körülvevő és a labda belsejében lévő tér nélkül (úgysem fog sikerülni), és akkor jó képet kaptok a Világegyetem tágulásáról. Az emberi fantázia és térszemlélet persze véges, nehezen tud ilyesmit elképzelni, ezért az emberiség egy kollektív érzékszervet fejlesztett ki az elképzelhetetlen elképzelésére és leírására. Úgy hívják: matematika.
Igaz-e az új hír, hogy a Világegyetem csak kezdetekben tágult egyre lassabban, jelenleg pedig gyorsuló ütemben tágul? [Nettesheim]
A legújabb, az 1990-es és 2000-es években végzett méréseitek szerint valóban ez a helyzet: a lassuló tágulás kb. 3 milliárd évvel ezelőtt gyorsulóba váltott. A méréseket egyes tudósok még vitatják, tehát nem kell rá letenni a nagyesküt. (Én persze tudom a választ, és érdeklődve várom, hogy mikor jöttök rá.) Nagy kérdés, hogy mi a gyorsuló tágulás oka. Hasonló kérdés az is, hogy mi volt a korábbi tágulás lassulásának oka. Az utóbbi kérdésre a válasz természetesen a gravitáció: a galaxisok kölcsönös vonzása fékezte a tágulás ütemét. A gyorsuló tágulást tehát valamilyen antigravitációs tényező okozhatja. Nem kell persze rohannotok a paraemberekhez, vagy antigravitációs autórészvényeket venni: ennek az elméleti feltételezésnek az esetleges gyakorlati alkalmazása még igen messze van. Az antigravitáció oka lehet Einstein híres kozmológiai állandója, amelyet 1917-ben tételezett fel, majd a Világegyetem tágulásának felfedezésekor visszavont, és élete legnagyobb tudományos tévedésének nevezett - ezek szerint tévesen. (Nagy embereknek a tévedései is zseniálisak.) Egy másik lehetőség a tágulás okára egy speciális anyagfajta létezése lehet. Ennek a feltételezett anyagnak igen lírai neveket adtatok: sötét energia, inflaton, kvinteszencia... Hasonló anyagfajta egyszer már létezett az Univerzumban, a másodperc igen kis törtrészével a Nagy Bumm után, és akkor igen nagy mértékű, gyorsuló tágulást okozott: ez volt a nevezetes inflációs korszak. Lehet, hogy most egy újabb infláció kezdetén jártok.
Lesz-e a Világegyetem élete végén Nagy Reccs, az Ön ellentéte? [cordoba]
Pillanatnyi tudásotok szerint nem lesz. A korábbi tágulási modelleknek, melyeket 1921-ben Fridman dolgozott ki, három lehetséges kimenetele volt: a világ egyre lassulva tágul a végtelenségig, vagy a tágulás egyszer megáll és összehúzódásba csap át, amelyet a Nagy Reccs zár le ( a harmadik lehetőség a kettő közti határeset volt). Sokáig nem tudtatok dönteni a lehetőségek között, mert nem voltak elég pontosak a tágulás mai ütemére és a Világegyetem mai anyagsűrűségére vonatkozó méréseitek. A kozmológia állandó rehabilitálása e három lehetőséget számos újabbal bővítette. A kozmológia már említett forradalma, amely az ezredforduló körüli években zajlott le, és amely spekulációk gyűjteményéből mérésekkel alátámasztott természettudománnyá tette az Univerzum fizikáját, választ adott erre a kérdésre is: méréseitek szerint a tágulás nem fordul összehúzódásba, hanem örökké tart, sőt - mint az előző válaszban szó volt róla - egyre gyorsuló lesz. Nagy Reccs tehát nem lesz, helyette másfajta borzalmas vég vár a világra: a Nagy Brrr (Big Chill) vagy a Nagy Sutty (Big Rip). Ezeknek a részleteiről esetleg egy későbbi interjúban beszélgethetünk. A Világegyetem hosszútávú jövőjéről és a végkifejlet lehetséges forgatókönyveiről ajánlok egy remek könyvet: P. Davies: Az utolsó három perc (Kulturtrade, 1996). Persze a nemrég felbukkant Nagy Sutty ebben még nincs benne...
Nincs versenyképes elmélet
Azt olvastam, hogy sok ősrobbanás volt, és sok világegyetem van, párhuzamosan. Ez igaz? [exmachina]
Elképzelhető. Én is csak a ti tudósaitok cikkeiből tudok róluk. Lehet, hogy vannak, de hozzám semmi közük. Párhuzamos létünknek épp az (lenne) az értelme, hogy - akárcsak a geometriai párhuzamosok - sohasem találkozunk. Mindenesetre ennek a sok Univerzumot tartalmazó hipotetikus komplexumnak nevet már adtatok: Multiverzum.
Lehetséges-e, hogy az Univerzum pulzál, azaz főnixként újjászületik a Nagy Reccs után? [joco]
Mint már említettem, tudományotok mai állása szerint nem lesz Nagy Reccs - bár éppen lehetne, ez nem mondana ellent semmilyen tudományos alapelvnek. De a "feltámadó" Univerzum már igen! Korábban divatos volt a "pulzáló Világegyetem" gondolata. Eszerint a tágulást összehúzódás váltja fel, jön a Nagy Reccs, majd az Univerzum egy újabb Nagy Bummal mintegy újjászületik, jön a következő ciklus, és így tovább a végtelenségig. Ez az ötlet nem tekinthető korrekt matematikai vagy fizikai modellnek. Az általános relativitáselméletből nem következtethetünk ilyen "reprocesszálásra", sőt matematikailag inkább az ellenkezője igaz: az elméletben alkalmazott matematika kizárja a megoldások folytatását a végtelen sűrű és forró szinguláris ponton túlra. Az ötlet inkább filozófiai, esztétikai indíttatású: a mai ember egyszerűen nem tudja elképzelni, elhinni a térben vagy időben véges Világegyetem gondolatát - mint azt több, e fórumon feltett kérdés is bizonyította. Annyira hozzászoktatok a térben és időben végtelen világ képéhez, hogy az ellenkezőjét torznak, csonkának látjátok, és inkább megerőszakoljátok a matekot és a fizikát, csak hogy "ideológiailag" kielégítő modellhez jussatok. (Egy hasonlat: aki nem akarja elfogadni, hogy az Északi-sarkon nem értelmes az "egy lépést északra" felszólítás, feltételezheti, hogy a Sarkon a földgömbhöz hozzá van ragasztva egy másik földgömb, és azon lehet tovább masírozni északra. Ebből persze végtelen sok további földgömb léte is következne... Ilyen abszurd képzetekhez vezethet az ideológiai alapú ragaszkodás egy korlátozottan alkalmazható gondolathoz. Matematikailag teljesen hasonló a pulzáló Világegyetem ötlete is.) Az egészben az a paradox, hogy 1600-ban Giordano Brunot éppen azért égették meg, mert a korábbi véges világ helyett bevezette a térben és időben végtelen Világegyetemet - amit az akkori emberek egyszerűen nem bírtak elképzelni, és ezért elfogadni. Még mondja valaki, hogy nincs fejlődés: ma a magyar könyvesboltok tele vannak az "Einstein hülye volt" vagy hasonló című könyvekkel, de komolyan tudtommal senkinek sem jutott eszébe, hogy Einsteint meg kellett volna égetni a térben és időben véges Világegyetem gondolatáért :)
Vajon ugyanolyan lenne a következő nagy bumm is? Ugyanolyan világ keletkezne, mint amilyen most van? [kivancsi]
Mit jelenthet a "következő Nagy Bumm"? Válasszuk többfelé a kérdést. Az egyik lehetőség a korábban tárgyalt pulzáló Világegyetem lenne, a másik pedig a párhuzamosan létező Univerzumok sokasága. Mindkét esetben felmerül a kérdés: azonosak-e a fizikai törvények a különböző világokban. Erről természetesen semmit sem tudhatunk (sem ti, sem én, hiszen csak egyetlen ilyen világon belül létezünk), de spekulálhatunk róla. A fizikai törvények különbözőségének számos fokozata van. A legenyhébb, ha arra gondolunk, hogy a törvényeket leíró képletek azonosak, de a bennük szereplő fizikai állandók (pl. a fénysebesség, a Planck-állandó, a gravitációs állandó, az elektron töltése vagy tömege stb.) kissé különböznek a miénktől. Fizikátok és kozmológiátok egyik legnagyobb horderejű huszadik századi felismerésének tartom, hogy rájöttetek: egy ilyen, csak néhány paraméter értékében kissé megváltoztatott világ gyökeresen másképp viselkedne, nagyon más tulajdonságokkal rendelkezne, mint a mi világunk. Például egyáltalán nem lennének benne atomok. Élet pedig semmiképpen. A mi világunk paraméterei éppen olyanok (véletlenül? szándékosan? törvényszerűen?), hogy lehet benne élet - és persze van is. E témára "antropikus elv" vagy "a lakható Világegyetem" címszó alatt szoktak hivatkozni. Mostanában sok könyv és cikk jelenik meg erről a témáról, mutatóba kettő: M. Rees: Csak hat szám (Vince kiadó, 2000) és Székely L.: Az emberarcú kozmosz (Áron kiadó, 1997). A multiverzum-modell, a párhuzamosan egymás mellett létező, de egymástól pont e paraméterek értékében különböző világok sokaságának feltételezése épp arra jó, hogy természetes magyarázatot szolgáltasson e furcsaságra: a sok közül épp abban a világban éltek, amelyben lehetséges az élet.
Tegyük fel az ellenkezőjét: sok világ létezne (egymás mellett vagy egymás után), hajszálra egyforma fizikai törvényekkel és állandókkal. Mégsem lennének egyformák! Az anyag konkrét története egyszeri. Véletlenszerű események, egyedi ütközések, katasztrófák, történelmi "szűkületek" szabják meg a folyamatok további irányát. Nagyon meglepődnétek, ha egy szomszéd csillaghoz irányított űrszonda saját Naprendszeretek pontos másáról hozna hírt: nyolc bolygó az ismert pályákon, adott méretekkel, a megfelelő holdak és kisbolygók... Miért e meglepetés? Mert a Naprendszer kialakulása számos véletlenszerű, egyedi esemény következménye, ezek megismétlődése egy másik helyen abszolút valószínűtlen. Hasonló a helyzet a földi biológiai evolúcióval is: ha azonos feltételek mellett újrakezdődne, akkor most talán értelmes delfinekkel vagy denevérekkel chatelnék (vízhatlan billentyűzettel vagy ultrahangokkal), de még valószínűbb, hogy nem lenne értelmes élet a Földön. Az Univerzum is egyedi, evolúciós fejlődésen átmenő rendszer: egy másik hasonló Univerzum részletei bizonyosan különböznének a tietekétől, és biztosan hiába keresnétek benne a Föld pontos mását.
Lehetséges-e hogy egyszer teljesen megértjük majd az Ön kialakulását? [kalozz]
Remélem, nem. Ha egy adott témáról már valóban MINDENT tudtok (ha ez egyáltalán lehetséges), a terület unalmassá válik, nem jelent intellektuális kihívást a művelése. Az emberiség történetének, ezen belül a nyugati kultúra utolsó fél évezredének egyik fő tanulsága az, hogy a természet ismeretlen jelenségei megértésének, megmagyarázásának, és - igen! - gyakorlati kihasználásának vágya, igénye hatalmas húzóerőt jelentett az emberi szellem fejlődésében. A modern ipari technológiák kialakulása gyökeresen megváltoztatta mindennapi életeteket, kultúrátokat, gondolkodásotokat. Ez a változás persze számos ellentmondást, sőt veszélyes helyzetet is teremtett, lásd például a közelgő klímakatasztrófát. De e negatív fejleményekkel szemben is csak a természettudományos alapkutatásokra támaszkodó modern technikával felfegyverkezve tudjátok felvenni a harcot (persze elegendő társadalmi, politikai és anyagi támogatás esetén). E szédületes mértékű és sebességű fejlődés motorja az ismeretlen megismerésének vágya volt. Ha már nem lesz mit megismerni, csak az összegyűjtött teljes ismeretanyagot lehet ragozni, permutálni, ez az intellektuális izgalom elhal, a technika és valószínűleg a szellem fejlődése véget ér. Kívánom, hogy ezt az állapotot sohase érjétek el, mindig maradjon a Világban izgalmas kihívás, kutatni- és felfedeznivaló.
Nagy Bumm...TE Isten vagy? [ördöglányka]
Az én világomban nincsen Isten. Pontosabban: az én világomban lehetséges az élet, itt vagytok ti, és Isten a ti fejetekben van.
Evolúció vagy teremtés? Szerinted??? [angyali_krisz]
Természetesen evolúció. Az anyag egyetlen alkalommal keletkezett és utána saját törvényei szerint fejlődik - az értelemig és tovább.
Te vagy az egyetlen elmélet a Világegyetem kialakulására? [Indian Joe]
Ma már igen. Néhány évvel ezelőtt még igen sok versengő elmélet volt a pályán, de a kozmológiai mérések már többször említett forradalma egyszerűen elsöpörte őket. Az ún. kozmológiai Standard Modell igen részletes előrejelzéseket adott, például a kozmikus háttérsugárzásban észlelt százezred résznyi ingadozásokkal kapcsolatban. Ezeket a jóslatokat a mérések nagy pontossággal megerősítették. A konkurens elméletek egyszerűen nem jutottak el a hasonló pontosságú jóslatok kiszámításáig sem. Ma nincs versenyképes konkurens elmélet. Persze később még születhet - de ezeket a most megismert tényeket, adatokat az új elméletnek is reprodukálnia és magyaráznia kell.
Kit tisztelhetünk a Nagy Bumm nick "mögött"? [sun_light!]
Hát végül csak lebuktam: a Nagy Bumm nevében Dávid Gyula fizikus beszélt. Ha valakit a téma részletesebben is érdekel, számos hasonló témájú előadásomat megtalálja hang- és videofelvétel formájában a Magyar Csillagászati Egyesület Polaris Csillagvizsgálójának weblapján:
http://polaris.mcse.hu/archivum/
. Köszönöm az érdeklődést és a kérdéseket, viszontlátásra kb 13 milliárd év múlva!
-
#2081
Barangoljunk a Mars felszínén!
Szerző: Szalai Tamás | 2007. június 20., szerda
Minden eddiginél nagyobb felbontású felvételeket tettek közzé a Marsról, melyek bárki számára tanulmányozhatóvá teszik a vörös bolygó felszíni részleteit.
A NASA legújabb Mars-szondája a HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) kamerájával minden eddiginél részletesebb képeket készített egy másik bolygó felszínéről. A Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) fedélzetén lévő műszer felvételei közül több mint 1200 darabot tettek nyilvánossá a nagyközönség számára. A mintegy 1,7 terabájtnyi képanyagot mindenki megtekintheti az interneten keresztül a Planetary Data System (PDS) adatbázisában.
![]()
Egykori vízfolyások nyomai a Holden-kráter peremén (NASA/JPL/University of Arizona)
A szakemberek fokozott várakozással és izgalommal kezdtek neki a most publikussá vált anyag elemzésének. "Ezek a képek fontos felfedezések százait rejthetik - csak időre van szükségünk, hogy megtaláljuk azokat." – nyilatkozta Alfred McEwen (University of Arizona), a HiRISE program vezetője. Egy-egy felvétel mintegy 6 km széles területet mutat a szonda 250-316 km-es repülési magasságából fényképezve, s a kamera a tervek szerint a következő, legalább másfél évben színes, fekete-fehér és sztereoképek ezreit készíti majd el, kb. 1 m-es felbontással – lefedve ezzel a Mars felszínének kb. 1 százalékát.
![]()
Egy érdekes kráter a déli féltekén (NASA/JPL/University of Arizona)
A tudományos kiértékelés 2006 novemberében kezdődött, míg a publikálásra szánt képek feldolgozása idén tavasszal fejeződött be. A tárhelyül szolgáló PDS adatbázist a NASA csaknem két évtizede működteti azzal a céllal, hogy az egyre növekvő adatmennyiséget folyamatosan rendszerezzék, s hogy a felvételek a jövőben is elérhetővé válhassanak bárki számára.
A HiRISE weboldalán lévő képek különböző felbontású verziókban tekinthetők meg. Az eredeti, kb. 1 gigabájt méretű képek megjelenítéséhez a szakemberek egy külön szoftvert készítettek, amely ingyenesen letölthető a projekt weblapjáról. Az IAS Viewer nevű program nem tölti le egyszerre az egész képet, hanem mindig csak azt a kinagyított részt, ami a felhasználó képernyőjén éppen látszik. Ezáltal a kisebb sebességű vagy korlátozott adatátvitelű hálózati kapcsolattal rendelkezők is gond nélkül csodálhatják a vörös bolygóról készített eddigi legjobb képeket.
Ízelítőül néhány eredmény a HiRISE már elemzett felvételeiből:
-Kép egy becsapódási kráterről, melynek keletkezésekor mintegy százezer porlavina alakulhatott ki.
-Új részletek a Juventae Chasma terület melletti síkságokon lévő, finoman rétegzett üledékes kőzetekről, melyeken érdekes, ismétlődő mintázatú rétegek láthatóak.
-Ősi üledékes kőzetek a déli felföldeken.
-Egy "fekete lyuk", azaz egy lehetséges barlang a Mars felszínén.
-"Gejzírek" a déli pólus közelében, melyek valószínűleg az átlátszó szárazjég-réteg alatt lévő, nagy nyomású szén-dioxid gáz robbanásszerű kitörései
-"Marsi pókok", a déli pólus környékén lévő csatornák, melyek folyásiránya látszólag felfelé mutat.
A szakemberek célja, hogy minél több, hasonlóan fontos és érdekes újdonságot találjanak a HiRISE felvételein. Többek között ez is motiválta a nagyfelbontású képek publikálását, hiszen ezáltal a tudományos közösség és a laikus képnézegetők egyaránt segíthetnek az új részletek felfedezésében. Jó barangolást a Mars felszínén!
![]()
Vízfolyások nyomai egy kráter oldalán (NASA/JPL/University of Arizona)
![]()
"A tavasz színei" a Mars déli sarkvidékén (NASA/JPL/University of Arizona)
Forrás: Science Daily Release 2007/06/06
-
#2080
Megmérték a legnagyobb törpebolygó tömegét
Szerző: Derekas Aliz | 2007. június 15., péntek
Az Eris nevű törpebolygó nemcsak átmérőjével, hanem tömegével is felülmúlja a 76 évig kilencedik bolygónak tekintett Plutót.
Mint arról közel egy éve hírt adtunk, a Nemzetközi Csillagászati Unió XXVI. közgyűlése újrakategorizálta Naprendszerünk bolygóit és egyéb égitestjeit. Ezek alapján maradt nyolc bolygó a Naprendszerben, míg a Pluto elvesztette korábbi státusát és egy új kategória, a törpebolygók első példánya lett. Rajta kívül ebbe a csoportba tartozik a főövbeli Ceres és a Neptunuszon túli legnagyobb Kuiper-objektumok. Még tavaly, a bolygófogalom újradefiniálása előtt mutatták ki az Űrtávcsővel, hogy a 2005-ben felfedezett Eris – korábban Xena – a Plutónál is nagyobb átmérőjű égitest (nem kis mértékben ez váltotta ki a tavaly nagy visszhangot keltő eseményeket), most pedig koordinált megfigyelési kampánnyal azt is kiderítették, hogy tömege mintegy negyedével több a Pluto tömegénél, azaz minden szempontból a jelenleg ismert legnagyobb égitest a Naprendszer külső tartományaiban.
Az Eris tömegének megmérését az tette lehetővé, hogy van egy kísérője: Dysnomia nevű holdja közel körpályán, bő két hét alatt járja körbe. M. Brown (Caltech) és munkatársai a Hubble Űrtávcső és a Keck Obszervatórium együttműködésével végigkövették a két égitest 16 napos periódusú mozgását a közös tömegközéppont körül. Ebből és a pontos pályaméretből ki lehet számítani az Eris tömegét, ami az eredmények szerint 1,27-szer múlja felül a Pluto tömegét. Átmérőjét is ismerve adódik az égitest sűrűsége, ami 2,3 g/cm3. Ez az érték hasonló a Pluto, a 2003 EL61 (egy másik furcsa Kuiper-objektum), valamint a Neptunusz Triton nevű holdjának sűrűségéhez, azaz utóbbiről egyre nagyobb valószínűséggel állíthatjuk, hogy a Kuiper-övből befogott test. Emellett a kapott sűrűség arra is utal, hogy ezek az objektumok nem csupán jégből állnak, hanem valamennyi szilárd közetet is tartalmazniuk kell.
![]()
A Dysnomia pályája az Eris körül a HST felvételén (észak felfelé, kelet balra).
A legelfogadottabb elméletek szerint a Dysnomia az Eris és egy másik Kuiper-objektum ütközése nyomán született, hasonlóan pl. a Pluto Charon holdjához. Ezt a hold pályájának közel kör alakja is alátámasztja, mivel befogott égitestként sokkal elnyúltabb pályán kellene keringenie.
![]()
Fantáziakép az Eris és Dysnomia rendszeréről.
Forrás: STScI-PR-2007-24
-
#2079
A Szaturnusz viharos légköre
Szerző: Molnár Péter | 2007. június 14., csütörtök
A Szaturnusz forgószelei táplálják a bolygó nagy sebességű légköri áramlásait – éppen ellenkezőleg, mint ahogy eddig gondoltuk.
Az óriásbolygók légkörének jellegzetes képződményei az egyenlítővel párhuzamos, világosabb és sötétebb felhősávok. Az egyenlítővel párhuzamosan markáns futóáramlások (angol kifejezéssel jet streamek, illetve jetek) is találhatóak, amelyekben a nagy sebességű szél igen gyosan szállít keletre vagy nyugatra felhőképződményeket. Ezt a jelenséget a Földön már régóta ismerik, hiszen bolygónkon az északi és déli féltekét is körbeöleli egy ilyen jet-sáv.
Az eddigi elképzelések szerint az óriásbolygók légkörében a jetek keltik a közelükben elhelyezkedő hatalmas oválokként látszó forgószeleket, melyek megcsapolják az áramlásokban tárolt óriási mozgási energiát. Ezzel szemben Anthony Del Genio (NASA Goddard Institute for Space Studies, New York) és kutatócsoportja a Cassini űrszonda által készített felvételeket elemezve arra a következtetésre jutott, hogy az eddigi elméletnek pontosan az ellenkezője igaz: valójában éppen a forgószelek táplálják a jeteket, hasonlóan ahhoz, ahogyan a szállítószalagokat mozgatják az alattuk elhelyezkedő görgők. Korábban a Szaturnuszt is vizsgáló Voyager-szondák képei nem voltak megfelelőek a jetek és viharok kölcsönhatásainak tanulmányozásához, így csak most vált lehetővé a probléma részletes vizsgálata.
A kutatók a Cassini-szonda által nagyjából 10 óra, azaz a Szaturnusz tengely körüli forgási idejével közel azonos időeltéréssel készített felvételeken tanulmányozták a jetek és a forgószelek helyzetét és formáját. Azt tapasztalták, hogy egy adott jet két oldalán levő oválok mozgási energiája és perdülete folyamatosan csökkent, miközben a futóáramlás szélerőssége változatlan maradt, azaz a forgószelek tartották fent a jetet és nem fordítva.
Az új felismerés fényében a Jupiter és a Szaturnusz sávos felhőrendszerére vonatkozó modellek is finomításra szorulnak. Az elfogadott feltevések szerint a bolygók atmoszférájában a fényesebb sávok azok az övek, melyekben a légköri gázok felemelkednek, míg a sötétebb tartományokban alábuknak. Ezzel szemben, ha a jeteket a forgószelek táplálják, a fenti elképzelésnek is éppen a fordítottja igaz, amit alátámasztani látszik az is, hogy viharokat csak a sötét sávokban találhatunk.
![]()
Forgószelek és egy jet a Szaturnusz légkörében. A Cassini űrszonda felvétele 2005. február 5-én, a bolygótól mintegy 3,4 millió kilométeres távolságból készült. (Forrás: NASA News Release)
A mellékelt képen látható jet a 27,5 fokos déli szélességén helyezkedik el. Amióta a kutatók figyelemmel kísérik a Szaturnuszt, a jetben fújó szelek sebessége folyamatosan megközelíti a 320 km/h-s értéket. A képen megfigyelhetők az elnyíródott, kisméretű felhőképződmények, amelyek a forgószelek közelében találhatók. Az átlósan futó nyilak mutatják az irányt, amerre az oválok energiájukat átadják – az itt uralkodó szelek olyan erőteljesek, hogy a forgószeleket fényes, megnyúlt sávokká alakítják.
A megfigyelések szerint ez a mechanizmus a bolygó egész légkörében uralkodó lehet.
Forrás: NASA News Release, 2007. május 8.
-
#2078
Gammavillanás közel fénysebességgel
Szerző: Kovács József | 2007. június 13., szerda
Az Európai Déli Obszervatórium 0,6 méteres REM robotteleszkópjával először sikerült meghatározni egy gammavillanás során szétdobódó anyag sebességét, ami a fénysebesség 99,9997 százalékának adódott.
A gammavillanások (gamma-ray bursts, GRB-k) távoli galaxisokban bekövetkező nagyenergiájú robbanások, melyek egzotikus csillagok életének utolsó mozzanatát jelzik. Két típusát különböztetik meg, az egyik az ún. hosszú, a másik a rövid felvillanás. Az előbbi nagyon nagy tömegű csillagok pusztulásához (hipernóva-robbanás), utóbbi pedig kettős fekete lyukak vagy neutroncsillagok összeolvadásához kapcsolódik. Legtöbb GRB olyan fényes, hogy luminozitása egy rövid időre az Univerzum összes galaxisával is vetekedhet – a tündöklés azonban legfeljebb néhány percig, de inkább csak másodpercekig tart. A csillagászok már régóta tudják, hogy ilyen óriási teljesítmény eléréséhez a robbanás után a kidobódó anyagnak közel fénysebességgel kell tágulnia, de ezt még soha nem sikerült konkrét mérések modellezésével meghatározni.
Mivel a Föld légköre a gammasugárzás számára nem átlátszó, ezért a szemmel nem is érzékelhető felvillanásokat mesterséges holdakra telepített eszközökkel fedezték fel. A robbanás során kidobó anyag azonban a környező gázba ütközve, s azt gerjesztve olyan ún. utánfénylést hoz létre, ami már az optikai és az infravörös tartományban is megfigyelhető, ráadásul a felvillanást követően még több héten keresztül, s így földi teleszkópokkal is észlelhető. Ezen fokozatosan halványuló utánfénylés detektálására kisméretű robotteleszkópokból álló hálózatot hoztak létre, melynek egyik eleme a chilei 60 centiméteres REM (Rapid Eye Mount) teleszkóp. 2006. április 18-án és június 7-én a Swift űrteleszkóp két fényes gammavillanást detektált, melyek a vöröseltolódásuk alapján 9,3, illetve 11,5 milliárd fényévre voltak tőlünk. A műhold a források adatait néhány másodpercen belül továbbította a Földre, ahol a REM teleszkóp automatikusan elkezdte észlelni infravörös tartományban a két felvillanás utánfénylését, a luminozitás időbeli változását. A távcső kis méretét nagyon jól ellensúlyozza az, hogy rendkívül gyorsan pozícionálható, így 39, illetve 41 másodperccel a riasztások után, azaz kellően korai fázisban el is kezdhették a monitorozást.
![]()
Az ESO La Silla-n működő 60 cm-es REM (Rapid Eye Mount) robotteleszkópja, melynek fő feladata a gammavillanások utánfénylésének detektálása. (P. Aniol, ESO)
Mindkét esemény során az utánfénylés intenzitása kezdetben növekedett, elért egy maximumot, majd elkezdett csökkenni, azaz a GRB-k esetében szokásos rendet követte. Az intenzitásmaximum azonban csak kevés esetben figyelhető meg, általában csak a leszálló ág csíphető el. Ha sikerül észlelni a maximumot is, akkor annak alapján direkt méréssel meghatározható a robbanás miatt szétrepülő anyag tágulási sebessége is, ami nagyon fontos tényező a felvillanások természetének tisztázásában. Ez mindkét esetben nagyon közel volt a fénysebességhez, elérte annak 99,9997 százalékát. A speciális relativitás elméletében egy külön számot használunk az ilyen nagy sebességek jellemzésére, ez az ún. Lorentz-faktor. A fénysebességnél sokkal lassabban mozgó objektumok Lorentz-faktora 1 körüli, míg ezen két GRB-re ez a tényező eléri a 400-at – azaz mindkét jelenség rendkívül erősen relativisztikus "tűzgömböt" váltott ki.
![]()
A 2006. június 7-én detektált gammavillanás REM által felvett fénygörbéje. A vörös pontok a közeli infravörös H sávban mért intenzitásértékek, míg a kék vonal az illesztett görbe, melynek alapján meghatározható a intenzitásmaximum helye, ennek birtokában pedig a kidobódó anyag sebessége. (ESO)
Forrás: ESO-PR-26/07
-
#2077
Új elmélet a bolygók keletkezéséről
2007. június 13., szerda, 9:20
Megkérdőjelezve a több évtizede vallott elképzeléseket, a legújabb nézetek szerint a bolygók nem csak csillagok körül alakulhatnak ki.
Egészen a legutóbbi időkig az a nézet uralkodott, hogy a bolygók születése a csillagok keletkezéséhez kapcsolódik; a csillagok körüli por- és gázkorongokban különböző csomók kondenzálódnak ki. Bolygók eszerint csak a csillagok képződésekor jöhetnek létre, mintegy a folyamat melléktermékeként. Az elmúlt években azonban több olyan megfigyelés is történt, amelyek alapján a csillagoknál kisebb tömegű barna törpék körül is kialakulhatnak planéták. Az új elgondolás egyik sajátos jellemzője, hogy a barna törpék olyan égitestek, amelyek több szempontból maguk is hasonlítanak az óriásbolygókra.
Néhány egészen friss felfedezés nyomán a szituáció még érdekesebbé vált, az angolul planemo-nak nevezett objektumok révén. Utóbbi kifejezés az angol bolygó (planet) és a hold (moon) keverékéből jött létre. Ezek a barna törpéknél is kisebb tömegű égitestek magányosan bolyonganak a csillagközi térben. Egy részük csillagok körül keletkezett, majd onnan később kilökődött - ugyanakkor egyre valószínűbb, hogy sok közülük csillagoktól függetlenül, tehát nem az azokat övező korongból jött létre. A planemók magányosan növekvő, sűrű csillagközi gázfelhőkként születtek, s valamilyen folyamat révén nem híztak meg eléggé ahhoz, hogy csillagoknak nevezzük őket. Mindamellett a csillagokhoz hasonlóan körülöttük is van anyagkorong, benne különféle objektumokkal. A bolygókeletkezés folyamata tehát esetleg a csillagoktól teljesen függetlenül is megtörténhet.
![]()
Fantáziarajz a 2M120b jelű objektum körüli anyagkorongról, amelyben további égitestek is keletkezhetnek (David Aguilar, ESO)
Ray Jayawardhana (University of Calgary) és Valentin Ivanov (ESO) a 8,2 méteres VLT és 3,5 méteres NTT műszerekkel vizsgáltak barna törpéket. Közülük kettőnek a tömege a Jupiter néhányszorosa és tízszerese közé esik, további kettőé pedig 10 és 15 jupitertömeg közé. Mind a négy objektum néhány millió éves, és társ nélkül, magányosan helyezkednek el egy 450 fényévre található csillagkeletkezési régióban. Infravörös sugárzásuk alapján az égitesteket porkorong veszi körül, amelyben idővel anyagcsomók keletkezhetnek.
Tőlük függetlenül Subhanjoy Mohanty, Eric Mamajek (CfA), Jayawardhana (UofT) és Nuria Huelamo (ESO) is hasonló eredményekre jutott. Egy 170 fényévre lévő, 25 jupitertömegű barna törpét, valamint a körülötte keringő könnyebb, 2M1207b jelű és 5 jupitertömegű társát tanulmányozták. Sikerült megállapítani, hogy a kisebb tömegű égitestet egy porkorong övezi. A két barna törpe együtt, de csillag nélkül keletkezhetett. A jelenleg körülöttük lévő korongból pedig további égitestek is születhetnek majd. Utóbbiaknál már érdekes kérdés, hogy azokat holdaknak avagy bolygóknak nevezzük - hiszen barna törpék körül keringenének, és csillag egyáltalán nem található a rendszerben.
Új elképzelés körvonalazódik tehát a bolygók születésével kapcsolatban. Azt már évekkel ezelőtt sikerült megállapítani, hogy a barna törpék csillagoktól függetlenül is keletkezhetnek. És míg az elmúlt évek eredményei azt igazolják, hogy a Jupiternél mindössze néhányszor nagyobb tömegű objektumok is létrejöhetnek csillagok nélkül, mára úgy fest, hogy az ezek körül mutatkozó anyagkorongokban még kisebb tömegű égitestek is kialakulhatnak - teljesen függetlenül a csillagoktól.
-
#2076
Feltárulnak a Titan titkai
Szerző: Szalai Tamás | 2007. június 10., vasárnap
Két és fél évvel a Huygens-szonda történelmi leszállása után a szakemberek újabb eredményeket hoztak nyilvánosságra a Szaturnusz legnagyobb holdjáról.
Az Európai Űrügynökség (ESA) Huygens nevű leszálló egysége hét évnyi, a Cassini űrszonda fedélzetén töltött utazást követően 2005. január 14-én szállt le a Szaturnusz legnagyobb holdja, a Titan felszínére. A két és fél órás légköri ereszkedés után a Huygens további 70 percig sugározta a felszínről az adatokat a Cassini felé – s bár a földi irányítóközpont hibájából (a keringő egység egyik antennáját nem aktiválták) a mérési adatok csaknem fele elveszett, így is számos új információval lettünk gazdagabbak.
A programban résztvevő tudósok először 2005 decemberében publikálták az előzetes eredményeket, melyek már akkor is sokat ígérőek voltak. Másfél év elteltével az adatok feldolgozása még mindig folyik, s a kutatók egyre több részletet megismernek a Naprendszer legkülönlegesebb bolygóholdjáról. A legújabb eredmények a Planetary and Space Science folyóirat különszámában jelentek meg.
![]()
A Huygens első felvételeiből összeállított kompozit tájkép a Titan felszínéről. A szonda ekkor kb. 8 km-es magasságban volt, a felbontás 20 m/pixel.
A modellezések segítségével a Titán egyre inkább szemlélhető működő világként, s egyre több szempontból kezd hasonlóságokat mutatni a Földdel. A Huygens mérései alapján a hold légköre a vártnál is átlátszatlanabb, amit a porrészecskék (aeroszolok) jelenléte okoz. Az aeroszolok vizsgálatában a szakembereket egy speciális, a Titan atmoszférájának szimulálására alkalmas kamra is segíti.
![]()
A hold egyik csatornarendszere (felül), valamint a feltehetőleg metánfolyások nyomán lezajlott eróziós folyamatok nyomai (alul).
Kb. 40 km-es magasságban a rendkívül sűrű szmogréteg ritkulni kezdett, és a Huygens elkészíthette az első felvételeket az égitest felszínéről. A képeken látványos, különleges táj tárult a szakemberek szeme elé: egy dinamikusan változó felszíné, melyen nagy valószínűséggel az előre megjósolt, folyékony metán a fő formáló erő. Bár a különböző mérési adatok jó ideig megosztották a tudományos közvéleményt (sok szakember alternatív magyarázatokat részesített előnyben a felszíni metánfolyásokkal szemben), mára – felhasználva a holdat többször megközelítő Cassini-szonda eredményeit is – egyre inkább ténynek tekinthető a Titanon lévő, folyékony halmazállapotú metán létezése. Sőt, a tudósokat újabban egy igen alacsony frekvenciájú, rádióhullámú sugárzás is izgalomban tartja: ha sikerül bebizonyítani, hogy a sugárzás természetes eredetű, akkor vizsgálatával betekinthetünk a hold kérge alá, s akár még egy felszín alatti metánóceán is kimutathatóvá válna.
![]()
A felszínen zajló tektonikus és metánfolyások általi tevékenység bemutatása. A kék nyilak a tektonikus mintákat jelzik, a zöldek pedig a folyási irányokat mutatják. A vörös vonal a folyadékgyűjtő medencék elválasztását, a fehér kereszt a Huygens leszállóhelyét jelöli.
A Huygens ereszkedés közben a Titanon uralkodó széljárásokat is tanulmányozta. Az eredményeket felhasználó, legújabb modellek alapján a hold légköre egyetlen hatalmas áramlási zóna, melyben a gázanyag folyamatosan cirkulál a pólusok között. Az adatok feldolgozását nehezítette a Cassini fedélzetén fellépő technikai anomália, melynek következtében a Huygens Doppler Wind Experiment műszerének közvetlen mérései a szelekről elvesztek. A szakembereknek azonban – a szondák rádiójeleit vevő földi rádiótávcsövekkel – fáradságos munkával sikerült rekonstruálni az ereszkedő Huygens mozgásait a Titan légkörében, ami lehetővé tette a szélerősség változásainak meghatározását különböző magasságokon.
Két és fél évvel a helyszíni mérések után az adatok feldolgozása jelenleg is zajlik, s várható, hogy a részletes elemzés minden eddiginél pontosabb képet fog adni a Naprendszer egyik legérdekesebb égitestjéről.
Forrás: Az ESA híroldala
-
#2075
A [URL=http://www.sg.hu/listazas_msg.php3?id=1077968167&no=2071]#2071[/URL]cikk, más forrás!
A jelenleg ismert legtávolabbi fekete lyuk
Szerző: Kovács József | 2007. június 09., szombat
Felfedezték az eddigi legtávolabbi fekete lyukat közel 13 milliárd fényévre tőlünk.
A rekorder fekete lyukat – mint általában ezen objektumokat – a környezetére gyakorolt hatása alapján fedezték fel. A fekete lyukba beáramló gáz ugyanis rendkívüli mértékben felmelegszik, s emiatt olyan intenzív sugárzást bocsát ki, hogy óriási távolságokból is detektálhatóvá válik. Az ilyen hatalmas luminozitású fekete lyukaknak külön nevük is van, kvazároknak hívjuk őket.
Az új objektumot a 3,6 méteres CFHT (Canada-France Hawaii Telescope) teleszkóppal végzett, távoli kvazárokat felmérő program, a CFHQS (Canada-France High-z Quasar Survey) során találták. A felméréshez a távcső ún. MegaPrime fókuszába elhelyezett MegaCam eszközt használták, ami a világ legnagyobb, csillagászati célokra használt elektronikus kamerája. 40 darab, egyenként 9,5 megapixeles CCD érzékelőből áll, ezek közül 36 darabot használnak képalkotásra, 4 sorban 9-9 darabot. A teljes kamera összesen 340 millió pixelből áll, ennek megfelelően az egy expozícióval rögzített adatmennyiség is óriási, a becslések szerint egy felvételen 10 milliónál is több csillag és galaxis van. Az új kvazárrekordert a 29. sorszámú CCD mátrix rögzítette, katalógusjelzése CFHQS J2329-0301, ami egyrészt a felmérő programra, másrészt az objektum koordinátáira, égbolton elfoglalt helyére utal (esetünkben a Pisces csillagképben).
![]()
A három különböző szűrővel (r' (vörös), i' (közeli infravörös) és z' (infravörös)) készült felvétel kombinálásával nyert képen nyíl mutatja a vörös színű kvazárt. A fenti szűrőket kombinálva a képekről kimért színek érzékenyek a nagy vöröseltolódású kvazárok jellemző színképi tulajdonságaira.
Az azonosítás után a Chilében működő 8 méteres déli Gemini teleszkóppal színképet is felvettek a kvazárról, ez alapján határozták meg a pontos távolságát. A hidrogén laboratóriumban 121 nm-en jelentkező emissziós vonala a 900 nm-en túli tartományba tolódott el, így a kvazár vöröseltolódása z=6,43-nak adódótt, ami közel 13 milliárd fényéves távolságnak felel meg. (A kozmológiai távolságok és a vöröseltolódás kapcsolatáról lásd korábbi cikkünket itt.) Az eddigi távolságrekorder a 2003-ban felfedezett SDSS J1148+5251 katalógusjelű volt, de ez 2 milliárd fényévvel közelebb van, mint a CFHQS J2329-0301.
![]()
A 900 nm-en túlra eltolódott hidrogén Lyman-α vonal a CFHQS J2329-0301 spektrumában (1 nm=10 Å). 900 nm-nél rövidebb hullámhosszakon szinte mindent elnyeltek a kvazár előtt elhelyezkedő és semleges hidrogént tartalmazó felhők. Ez magyarázza az objektum vörös színét is.
Mivel a jelenlegi elképzelések szerint az Ősrobbanás körülbelül 13,7 milliárd évvel ezelőtt következett be, az új kvazár 13 milliárd fényéves távolsága azt is jelenti, hogy a most detektált sugárzás kevesebb mint 1 milliárd évvel az Ősrobbanás után indult el felénk. Ez az "időutazás" tehát lehetőséget teremt arra is, hogy bepillantást nyerjünk az Univerzum távoli múltjába.
A kvazár nagyon fényes, így abszorpciós színképének elemzésével lehetőség nyílhat az előtte lévő gáz tulajdonságainak megállapítására is. A kutatók elsősorban a hidrogén abszorpciós vonalait keresik annak eldöntésére, hogy a korai Univerzumban milyenek voltak az ionizációs viszonyok, azaz az atomok többsége neutrális volt-e, vagy inkább az ionizáció volt jellemző. Ez azért rendkívül fontos kérdés, mert az elméletek szerint az Ősrobbanás utáni első 1 milliárd év nagy részében az Univerzum még sötét volt, mivel nem alakultak még ki csillagok és galaxisok, az anyag pedig neutrális állapotban volt. Körülbelül 1 milliárd év elteltével felgyúltak az első csillagok, kialakultak az első galaxisok, s fényük újra ionozálta az atomokat (ún. reionizáció). Ezen folyamat megértése és időrendjének felvázolása a mai asztrofizika egyik legfontosabb problémája. Az új kavazár esetében tehát további megfigyelések szükségesek az előtte lévő gáz ionizációs viszonyainak tisztázására.
A becslések szerint a kvazárt "üzemeltető" fekete lyuk gigantikus méretű, tömege eléri az 500 millió naptömeget. Ez azonban felvet egy újabb problémát is, ugyanis az elméletek szerint a fekete lyukak növekedése hosszú folyamat, tehát nem világos, hogyan jöhetett létre ilyen nagy tömegű lyuk az Univerzum életének ilyen korai szakaszában. Különösen érdekes kérdés, hogy milyen tulajdonságokkal bír a kvazár anyagalaxisa, ennek megválaszolásához azonban további mérésekre lesz szükség.
A CFHQS program sikerére jellemző, hogy a projekt félidejéig négy darab z>6 vöröseltolódású kvazárt találtak. Az új felfedezés azt is megmutatta, hogy a közepes méretű teleszkópok hatékonyan használhatók a felmérő programokhoz, míg a 8 méter feletti távcsövek feladata a felfedezés utáni megerősítés és részletes vizsgálatok elvégzése.
Forrás: CFHT News Release, 2007.06.07.
