2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#2074
Ez a cikk, az előző cikkhez is kapcsolódhatna akár...
Újabb rekorder bolygók a Naprendszeren kívül
Szerző: Molnár Péter | 2007. június 08., péntek
Két újabb különlegesség – a barna törpe méretű legnagyobb és a forró jégbe burkolózó legkisebb tömegű fedési exobolygó.
A fedési exobolygók keresésével foglalkozó XO projekt munkájában szak- és amatőrcsillagászok egyaránt tevékeny részt vállalnak. A kutatócsoport a Haleakalán elhelyezett, kereskedelmi forgalomban is kapható 200 mm-es teleobjektívekből épített távcsövet használ, amelyet a Hawaii-i Egyetem Csillagászati Intézete üzemeltet. A program során az XO csapata először olyan jelölteket keres a csillagok között, amelyek kis mértékű, periodikus elhalványulást majd visszafényesedést mutatnak. Ezután a projektben részt vevő amatőrcsillagászok követik figyelemmel a jelölteket (CCD kamerás műszeres mérésekkel), annak eldöntésére, hogy az elhalványodásokat valóban az adott csillag korongja előtt elhaladó bolygó okozza-e. Mivel számos asztrofizikai folyamat produkálhat átvonuló bolygókra emlékeztető fényváltozást, a nagy műszereken pedig ritka kincs a távcsőidő, az amatőrök igen fontos szerepet játszanak a jelöltek átrostálásában. Amint megbizonyosodtak arról, hogy valóban bolygó okozhatja a fényváltozást, a szakcsillagászok bevethetik a legnagyobb műszereket, mint például a 2,7 méteres Harlan J. Smith, vagy a 11 méteres Hobby-Ebberly Távcsövet (a nyugat-texasi McDonald Obszervatóriumban), vagy akár a Spitzer és Hubble űrtávcsöveket is.
Az Amerikai Csillagászati Társaság Honoluluban tartott találkozóján bejelentett, újonnan felfedezett XO-3b jelzésű égitest a már 200-nál is több Naprendszeren kívüli bolygó között is különlegesnek számít: ez a legnagyobb tömegű és méretű fedési exobolygó. Naprendszerünk leghatalmasabb bolygójánál, a Jupiternél mintegy tizenháromszor nagyobb tömegű (azaz négyezer földtömegnél is nagyobb) kísérő csillagához roppant közel kering, egy év a bolygón mindössze négy földi napig tart. Emellett roppant meglepő, hogy pályája nem kör alakú, hanem igen elnyúlt ellipszis – külső perturbációk nélkül egy ilyen szoros rendszerben nagyon gyorsan kör alakúvá válik a kísérő pályája a fellépő gravitációs kölcsönhatások miatt. Az XO projektnek ez immáron a harmadik felfedezése, és egyike annak a mindössze kéttucat bolygónak, amelyek a Földről nézve áthaladnak csillaguk előtt.
A felfedezés további érdekességét az adja, hogy az égitest tömege éppen a bolygók és a barna törpék tömege közötti határon van. A csillagászok között jelenleg is élénk vita folyik a barna törpék besorolásával kapcsolatban. Bármely objektum, amely elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy belsejében a hidrogén fúziója beindulhasson (minimum kb. 80 jupitertömeg), már csillag. A barna törpék tömegének felső határa így adott: minden csillagszerű objektum, ami ezen határ alatt marad, nem válik csillagá, hanem barna törpe lesz. A probléma az alsó tömeghatár körül van. Egyesek szerint bármely égitest, amely képes a hidrogén helyett a deutérium fúziójának fenntartására (kb. 13 jupitertömeg felett), már barna törpe. Mások szerint nemcsak a tömeg számít, hanem az is, hogy az égitest egymagában, avagy egy bolygórendszer részeként alakult-e ki. A kérdés tisztázásához nagy mennyiségben kellene felfedezni barna törpéket és exobolygókat, hogy össze lehessen vetni tömeg szerinti gyakoriságukat, illetve hogy mennyire megy át egymásba a két eloszlás a határvonal közelében. A rendelkezésre álló minta egyelőre még nagyon kicsi, de az XO-3b-hez hasonló égitestek felfedezésével várható a kép tisztulása.
![]()
Fantáziarajz a GJ 436b jelzésű, forró Neptunusz típusú exobolygóról (Forrás: NASA)
A másik bolygó esete egyike az év legkülönlegesebb exobolygó-felfedezéseinek. M. Gillon és kutatócsoportja beszámolója szerint egy közeli, M típusú csillag körül keringő bolygóról van szó, amely létezését spektroszkópiai mérések már 2004-ben kimutatták. Minthogy a rendszer távolsága alig 33 fényév, ez az egyik legközelebbi Naprendszeren kívüli bolygó. A svájci Francois-Xavier Bagnoud Obszervatóriumban végzett fényességmérésekkel most fedezték fel, hogy a kísérő 2,64 naponta áthalad vörös törpe csillaga előtt, azaz fedéseket mutat.
A fényváltozás modellezésével nagyon pontosan rögzíteni lehetett a GJ 436b tömegét, ami 22,6±1,9 földtömeggel alig haladja meg a Neptunuszt. A megfigyelt fedési fénygörbe alakja és mélysége arra utal, hogy igen közel, a Merkúr naptávolságánal is közelebb kering csillagához, átmérője pedig kb. 50 ezer km, ami nagyságrendileg az Uránusz és Neptunusz bolygóéval egyezik meg (mintegy négyszeres földátmérő). A bolygó további érdekessége, hogy fő összetevője valószínűleg vízjég. Felszínén a hőmérséklet meghaladja a 250ºC-t is, ennek ellenére az erős felszíni gravitáció révén kialakuló nagy nyomás miatt a víz jég formájában van jelen a bolygón. Így a GJ 436b az első “forró Neptunusz” típusú exobolygó, s közelsége folytán nagyon jó célpont lehet további részletes vizsgálatok számára.
Források:
RICE News, 2007.05.30.
Universe Today, 2007.05.17.
Gillon M. és munkatársai, A&A, megjelenés alatt (astro-ph/0705.2219)
-
#2073
Az univerzum legizgalmasabb bolygói
A csillagászat egyik legfiatalabb altudománya az exobolygó-kutatás. Naprendszerünkön kívüli bolygókat nem egyszerű felfedezni (eddig csak pár százat találtak a kutatók), viszont szinte mindegyik újabb megmagyarázhatatlan rejtélyekkel szolgál a tudománynak. Az Index top10-es listája az univerzum legérdekesebb bolygóiról.
Az első
![]()
Forrás: NASA, ESA, G. Bacon (STScI)
Az első Naprendszeren kívüli bolygót, a Pegazus csillagképben található 51 Pegasi b-t, tudományos becenevén Bellerophont (a pegazust megszelídítő görög hős) 1995-ben fedezték fel. A "forró Jupiterek" osztályába tartozik, azaz a tömege a Jupiteréhez mérhető, de a napjához nagyon közel kering. A gázóriás a felfedezése idején ellentmondott a csillagászok elméleteinek a bolygók keletkezéséről, ezért sokáig anomáliának tartották az egész forró Jupiter jelenséget - bár azóta tucatnyi hasonló bolygót fedeztek fel, máig nincs általánosan elfogadott magyarázat a létezésükre, ugyanis ekkora bolygóknak elvileg csak a napjuktól nagy távolságban illene kialakulni.
A legközelebbi
![]()
Forrás: Photo Credit: NASA, ESA, G.F.
BenedictA 2000-ben felfedezett Epsilon Eridani b tőlünk alig tíz fényévre kering a napja körül; ez annyira közel van, hogy már nagyon keveset kell a technológiának fejlődnie ahhoz, hogy lefényképezhetővé váljon teleszkópon keresztül. A rendszer igen népszerű a sci-fi irodalomban: az Asimov-féle Alapítványban itt találnak új otthonra a Földről kivándorló első telepesek, a Star Trekben pedig itt található a Vulkán bolygó, Mr. Spock otthona. A valóságban az Epsilon Eridani b nem igazán alkalmas az életre: a nagyjából a Jupiter méretével és tömegével rendelkező gázbolygón elviselhetetlenül nagy gravitáció és hideg fogadná az űrhajósokat.
A halálraítélt
![]()
Forrás: ESA, A. Vidal-Madjar, NASA
A hivatalosan HD 209458 b-ként anyakönyvezett, egyébként Osiris néven ismert bolygó tőlünk 150 fényévre, a Pegazus csillagképben található. A gázóriás extrém közel kering a napjához (7 millió kilométerre, 22-szer közelebb, mint a Föld a Naphoz), és a napszél lassan, de biztosan elfújja az atmoszféráját. A tudósok számításai szerint a bolygó másodpercenként tízezer tonna anyagot veszít - igaz, van miből, hiszen a tömege a Föld 220-szorosa.
A legforróbb
![]()
Forrás: NASA
A HD 149026b kódnevű égitestet alig néhány hete fedezték fel amerikai csillagászok. Ez az univerzum eddig ismert legforróbb bolygója: a tudósok számításai szerint a felszínén a hőmérséklet 1800 és 2200 Celsius-fok között ingadozik. Bár a bolygó a napjához mintegy huszonötször közelebb kering, mint a Nap-Föld távolság, ez önmagában még nem lenne ok ilyen magas hőmérsékletre. A jelenség hátterében a bolygó nagy sűrűségét (az égitest szilárd, a magja 90-szer nehezebb a Földénél), és a légkörében található titán-oxidot (ami elnyeli a fényt, és ezzel fűti a bolygót) sejtik.
A sietős
![]()
Forrás: NASA, ESA, A. Schaller (STScI)
A 2006-ban felfedezett SWEEPS-10 nevű égitest az USPP (ultrarövid keringési idejű) bolygócsalád bajnoka: a napjától mindössze 1,2 millió kilométerre kering (ez a Föld-Hold távolság háromszorosa), és tíz földi óra alatt kerüli meg azt, tehát egy földi év alatt 877 évet teker a képzeletbeli naptárán. Ilyen közelségnél a központi csillag gravitációja általában magába szippantja és elpusztítja a bolygókat. A SWEEPS-10 hatalmas tömegű, és alacsony sűrűségű gázóriás, a napja pedig rendkívül hűvös és halvány, így kerüli el ezt a sorsot.
A heves jeges
![]()
Forrás: NASA
Nemrég járta be a világsajtót a legújabb egzotikus exobolygó, a GJ 436 b sztorija. A bolygót már 2004 óta ismerik a csillagászok, ám csak most derült fény a különlegességére: arra, hogy vízből áll, illetve a víz különféle halmazállapotú változataiból. A 300 fokos felszínen gőz formájában található a víz, majd a bolygó magja felé haladva még melegebb, ám a nagy nyomás miatt mégis szilárd, jégszerű anyaggá változik.
A kétarcú
![]()
Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
Az Upsilon Andromedae b-t az első exobolygók között fedezték fel a csillagászok 1996-ban. A planéta különlegessége, hogy mindig ugyanazt a felét mutatja a napja felé, akárcsak a Hold a Föld felé, így egy állandó árnyékos, és egy napos féltekéből áll: a jég és a tűz birodalmából. A napos oldalon 1400-1600 Celsius-fok a felszíni hőmérséklet, míg az árnyékoson a fagypont alá is süllyedhet. Ez a legnagyobb hőmérsékletkülönbség, amit valaha egy bolygón tapasztaltak a csillagászok. Egyébként az Upsilon Andromedae b is "forró Jupiter" típusú gázóriás, tehát a tudomány jelen állása szerint nem szabadna ott lennie, ahol van.
A legfiatalabb és legöregebb
![]()
Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)
2004-ben, a Bika csillagképben fedezték fel az eddig ismert legfiatalabb bolygót a csillagászok: a CoKu Tau 4 mindössze egymillió évvel ezelőtt született. A bolygó tőlünk 420 fényévnyire kering a napja körül egy csillagporfelhőben. A tudósok először a nagyjából tíz Föld-Nap távolságnak megfelelő átmérőjű lyukat fedezték fel a felhőben, ahonnan a születő bolygó gravitációja magába szívta az anyagot, és ebből következtettek a bolygó létezésére. A színképelemzés később kimutatta, hogy valóban egy kozmikus léptékekben csecsemőkorú bolygót találtak.
![]()
Forrás: NASA, H. Richer (U. British Columbia)
A legvénebb ismert bolygó ezzel szemben csaknem az univerzummal egyidős: 12,7 milliárd éves. Az aggastyán becsületes neve PSR B1620-26, és az M4 jelű galaxisban tengeti nyugdíjas éveit, tőlünk 7200 fényévre - ezzel a legtávolabbi ismert exobolygó is egyben.
A magyarok
A Harvard-Smithsonian asztrofizikai központban dolgozó magyar csillagászcsoport eddig két exobolygót fedezett fel, a HAT-P-1b-t, és a HAT-P-2b-t. Mindkét gázóriás különleges azon felül is, hogy hazánk fiai találtak rájuk: előbbi a legnagyobb méretű és egyben legkisebb sűrűségű, utóbbi a legnagyobb sűrűségű, és a leghosszabb keringési idejű a fedési exobolygók családjában (ezek azok a bolygók, amelyek a mi irányunkból nézve elhaladnak a napjuk előtt, és az ilyen fedési periódusokban teleszkóppal tanulmányozhatók).
A második Föld
![]()
Forrás: NASA/JPL-Caltech
2007 áprilisának végén fedezte fel egy svájci-francia-portugál csillagászcsoport a Gliese 581c-t, az univerzum jelenlegi legizgalmasabb bolygóját. A bolygó különlegessége, hogy teljesen Föld-szerű, és a felszínén a hőmérséklet igen stabil, 0 és 40 Celsius-fok között mozog, ami éppen beleesik abba a nagyon szűk tartományba, ahol a víz folyékony halmazállapotú - ez pedig jelenlegi ismereteink szerint az élet kialakulásának egyik kulcsa. A bolygó a Naprendszertől húsz fényévnyire, a Mérleg csillagképben található, és a lelkes tudósok szerint minél hamarabb űrszondákat kellene küldenünk felé.
-
#2072
Az első képek egy közeli csillag felszínéről
Szerző: Szalai Tamás | 2007. június 07., csütörtök
A CHARA interferometrikus távcsőrendszere segítségével először sikerült közvetlenül képet alkotni egy fősorozati csillag felszínéről.
Napjainkban egyre-másra jelentik be a szenzációsabbnál szenzációsabb csillagászati felfedezéseket, ugyanakkor sok olyan terület van, melyek esetében a rendelkezésre álló eszközök fejlettségi szintje – legalábbis egyelőre – komoly korlátokat szab a vizsgálatoknak. Egy-egy ilyen technológiai akadály leküzdése mindig nagy áttörést és számos új ismeretet jelent a tudomány számára.
A napokban egy hasonló áttörésnek számító eredményről számoltak be amerikai tudósok a Science-ben megjelenésre elfogadott cikkükben. A kutatóknak először sikerült közvetlenül képet alkotni egy fősorozati – azaz életének nyugodt szakaszában lévő, magbéli hidrogént égető – csillag, az Altair felszínéről. (Korábban mér készültek hasonló felvételek életük végén járó, vörös óriáscsillagokról.) Az Altair (α Aquilae, a Nagy Nyári Háromszög alakzatát kijelölő Vega-Deneb-Altair trió legdélebbi csillaga) Napunk egyik legközelebbi, mindössze 15 fényévre lévő szomszédja, egyben az északi égbolt egyik legfényesebb, +0,8 magnitúdós csillaga. Nemrégiben mutatták ki róla, hogy annyira gyors a tengelykörüli forgási, hogy alakja eltorzult az ideális gömbtől, és leginkább lapult ellipszoiddal írható le az égitest felszíne.
A csillagokról igen nehéz közvetlen, részletes felszíni felvételeket készíteni, hiszen ezek a távoli objektumok napjaink legnagyobb távcsövein át nézve is teljesen pontszerűnek látszanak, ami a közeljővö 20-30 m-es óriásteleszkópjaira is igaz lesz. A kutatók ezért egy már ismert, de az utóbbi évekig kizárólag a rádiótávcsövek esetében alkalmazott módszert, az apertúra-szintézisen alapuló többsugaras interferometriát, azaz több távcső által leképezett fénysugarak összegzését alkalmazták. A nemzetközi együttműködésben résztvevő csillagászok a kaliforniai Mount Wilson Obszervatórium területén lévő, a CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) program keretén belül működtetett távcsőhálózatot használták a felvételek elkészítéséhez. A hat darab, egyenként 1 m-es távcsőből álló rendszerrel (melyből az Altair vizsgálatához egyszerre négy teleszkópot használtak) a látható (főleg vörös) és a közeli infravörös tartományban lehet méréseket végezni. Az egymástól távolra helyezett távcsövek képi információit egyesítve a tudósok gyakorlatilag olyan felvételekhez jutottak, mintha azokat egy 250×195 m-es tükrű óriástávcsővel készítették volna (ez százszoros átmérőt, ill. kb. 25-ször nagyobb felbontást jelent a Hubble Űrtávcsőhöz képest).
![]()
Az Altairról készült felvétel. A berajzolt koordinátaháló és forgástengely a csillag látóirányhoz viszonyított elhelyezkedését segít elképzelni, míg a színkódolás a felszíni hőmérséklet eloszlását mutatja (a legsötétebb területek kb. 1500 fokkal hidegebbek a közel 8500 K hőmérsékletű pólustól)
Az új eredmények birtokában sikerült jó néhány kérdést megválaszolni az Altairral kapcsolatban, de felvetődött pár újabb probléma is. Sikerült például igazolni a csillag rendkívül gyors forgását (az egyenlítői sebesség mintegy 300 km/s): a képeken jól látszik a csillag forgás következtében kialakult, erősen elnyúlt alakja (az egyenlítőnél mért átmérő 22%-kal nagyobbnak adódott a pólusok távolságánál). A felszíni hőmérséklet mért eloszlása ugyanakkor eltér az eddigi modellek alapján várt képtől.
A kutatók szerint ez csak az első lépés. A tervek szerint nemsokára számos közeli csillag, sőt, akár közeli exobolygók felszínéről is készülhetnek közvetlen felvételek.
Források:
National Science Foundation Press Release, 2007.05.31.
Monnier és munkatársai, Science, megjelenés alatt (astro-ph/0706.0867)
-
#2071
Gigantikus ősi fekete lyukat találtak
2007. június 6., szerda, 23:03
Minden eddig ismertnél távolabbi, hatalmas fekete lyukat találtak a csillagászok. Az objektumnak az ennyire fiatal Univerzumban való létezését nehéz a mai elméletekkel magyarázni. Az égitestet több mint 10 millió észlelt objektum között sikerült azonosítani.
![]()
Az újonnan azonosított távoli kvazár képe (CFHT)
A Világegyetem fiatal állapotában létezett távoli fekete lyukak létezését akkor tudjuk kimutatni, ha környezetükkel aktív kölcsönhatásban álltak. Ezek ún. szupernagytömegű fekete lyukak, olyanok, amelyek ma a galaxisok centrumában találhatók. A kezdetekben feltehetőleg komoly szerepük volt a csillagvárosok születésénél. Amikor egy ilyen objektumba egy korong alakjában fokozatosan gáz spirálozik be, az felforrósodik, és erősen sugározni kezd (lásd az alsó ábrán).
Amennyiben a befelé spirálozó anyag alkotta korong a látóirányunkra merőleges helyzetű, akkor a forró központi részt könnyen megfigyelhetjük, és az aktív objektumot nagy távolságból is észrevehetjük. Az ilyen aktív, erős sugárzást produkáló ősi fekete lyukakat nevezzük kvazároknak.
A 3,6 méteres kanadai-francia-hawaii (CFHT) teleszkóppal ezúttal sikerült rábukkanni a szupernagytömegű fekete lyukak minden korábban ismertnél messzebb lévő képviselőjére. A Pisces (Halak) csillagképben található objektumot egy speciális, rendkívül távoli égitestek felderítésére szakosodott keresőprogram keretében, az új MegaCam nevű detektor segítségével azonosították, több mint tízmillió megörökített égitest között.
A részletes színképet később, a 8 méteres déli Gemini-teleszkóppal vették fel. Ennek alapján a CFHQS J2329-0301 jelzéssel ellátott, 500 millió naptömeg körüli objektum vöröseltolódása 6,43-nak, távolsága pedig kb. 13 milliárd fényévnek adódott. Eszerint mindössze 700 millió évvel létezett az Ősrobbanás után - amit egyelőre nehéz megmagyarázni.
Jelenlegi ismereteink alapján ugyanis nagyságrendileg egymilliárd évvel a kezdő pillanatot követve alakultak ki az első csillagok, amelyek legnehezebb és ezért legrövidebb életű képviselőikből születtek meg az első fekete lyukak. Ha sok ilyen fekete lyuk valamiként össze tudott olvadni egymással, akkor keletkezhettek rendkívül nagytömegű fekete lyukak. Ehhez azonban sok idő és valószínűtlenül sok objektum összeolvadása kellett.
![]()
Több szakember nem is így magyarázza a galaxisok centrumában lévő, több millió naptömegű, illetve még nehezebb fekete lyukak képződését. Szerintük valamilyen furcsa, ma még ismeretlen folyamat hozta létre ezeket a "szörnyeket". Szerintük a most azonosított objektum kialakulásához is valamilyen furcsa, ismeretlen folyamat vezethetett.
A CFHT teleszkóp a 6-osnál nagyobb vöröseltolódású kvazárok közül eddig négyet talált, ami figyelemreméltó eredmény - különösen, ha tekintetbe vesszük a mai viszonyok között szerény, 3,6 méteres átmérőjét
-
#2070
Pillantás egy vörös óriás légkörébe
Szerző: Kovács József | 2007. június 06., szerda
Feltérképezték egy pulzáló vörös óriáscsillag kiterjedt légkörének különböző rétegeit infravörös és rádiótartományban végzett interferometriai mérésekkel.
Egy nemzetközi kutatócsoportnak először sikerült egy mira típusú változócsillag különböző rétegeibe pillantani. A vörös óriás legkülső ritka részei alatt egy molekulaburkot, egy porburkot és egy ún. mézerburkot találtak. A kutatók a munkához az ESO (European Southern Observatory) által a chilei La Paranal csúcson működtetett VLT (Very Large Telescope) távcsőegyüttes interferometrikus üzemmódját (VLTI) és az NRAO (National Radio Astronomical Observatory) által üzemeltetett rádióinterferométer-rendszert (VLBA, Very Long Baseline Array) használták. Az új eredmény jelentősen javíthatja eddigi tudásunkat arról, hogy a végső pusztulás előtt álló elfejlődött óriáscsillagok hogyan veszítik el anyagukat és hogyan dúsítják fel nehéz elemekkel a csillagközi teret.
A kérdéses objektum az S Ori jelzésű mira típusú változócsillag. Tömege nagyjából megegyezik a Napéval, így jelenlegi állapota előrevetíti központi csillagunk sorsát újabb 5 milliárd év múlva, mielőtt fehér törpeként befejezné fejlődését. A mirák felfúvódott óriáscsillagok, ezért legkülső régióik már meglepően könnyen leválnak, ami hajtja az égitestek tömegvesztését: az S Ori pl. minden évben kb. a Föld tömegének megfelelő anyagmennyiséget pumpál ki a csillagközi térbe. Később aztán ez a nehéz elemekben (pl. szén, oxigén, szilícium) gazdag anyag újabb csillagok, bolygók és esetleg valamilyen életforma alapját fogja képezni, ami indokolja a mirák kutatásának fontosságát. A tömegvesztés összefügg azzal is, hogy a mirák periodikusan összehúzódnak és kitágulnak, azaz pulzálnak – az S Ori periódusa 420 nap, miközben vizuális fényessége a minimum és a maximum között ötszázszorosára növekszik, átmérője pedig körülbelül 20 százalékkal változik.
Bár a mirák valóban óriások – méretük a Napénak több százszorosa is lehet, azaz a Nap helyébe téve akár a Mars pályájáig is elérhetnének –, még a legközelebbi mirák is olyan távol vannak, hogy részleteik tanulmányozásához nagyon nagy felbontás szükséges, ez pedig csak interferometrikus módszerekkel érhető el. A csillag különböző rétegeinek tanulmányozásához különböző hullámhossztartományokban végzett megfigyelések szükségesek. Az optikai észlelések mellett a molekula- és porréteg az infravörös tartományban, a mézerréteg pedig a rádiótartományban vizsgálható. A mézersugárzás forrása az SiO molekula, segítségével feltérképezhető a burokban a Nap méretének körülbelül 10-szeresét elérő gázcsomók mozgása.
![]()
A képen az S Ori látható a pulzációs periódus három különböző fázisában. A vörös és zöldes foltok a mézeremissziót, a vöröses korongok a csillag felszínét és a molekuláris réteg infravörös emisszióját, míg a zöldes fénylés a porburok helyét jelzik. Az első két kép a minimumhoz közel készült, amikor a legtöbb por keletkezik. A harmadik kép közvetlenül a vizuális maximum utáni állapotot mutatja, amikor a porburok már kitágult. (Forrás: ESO)
Mivel a csillag kibocsátott sugárzása periodikusan változik, a kutatók a VLTI-vel (infravörös tartomány) és a VLBA-val (rádiótartomány) párhuzamosan különböző időpontokban észlelték az objektumot. Az első közel volt a minimumhoz, az utolsó pedig a következő periódus maximumához. A mérésekből azt kapták, hogy a csillag átmérője 7,9 és 9,7 ezred ívmásodperc között változik, ami az S Ori távolságában 1,9 és 2,3 Nap-Föld távolságnak, azaz 400 és 500 napsugárnak felel meg!
A csillagot körülvevő belső porburok mérete a csillag sugarának kétszerese. A mézersugárzás, ami szintén ebben a távolságban keletkezik, jellegzetes gyűrűs (teljes vagy részleges) eloszlást mutat, a gyűrűkön belül csomósodásokkal. Sebességeloszlásuk alapján a gáz mintegy 10 km/s sebességgel áramlik sugárirányban kifelé.
A vizsgálatok alapján a fényváltozási minimumhoz közel sokkal több por keletkezik és több gáz dobódik ki, mint egyébként. Ezen fázis után a csillag burkának tágulása folytatódik, majd a maximum elérésekor egy kiterjedt porburok figyelhető meg. Ez egyértelműen utal a pulzáció és a por keletkezése és kiáramlása közötti kapcsolatra. A porburok főként alumínium-oxid (Al2O3) szemcsékből áll, ezek mérete a 0,1 mikrométer nagyságrendjébe esik, ami körülbelül az emberi hajszál átmérőjének ezred része.
![]()
Egy pulzáló vörös óriás felépítése az S Ori interferometrikus megfigyelései alapján. A csillag környezete három fontos rétegből áll: egy molekulaburok (a belső vörös színnel jelzett réteg), egy porburok (a külső vörös színű réteg), illetve egy mézeremissziót kibocsátó burok (vörös és zöld foltok). A porburok legnagyobb részét alumínium-oxid szemcsék alkotják, míg a mézeremisszióért az SiO molekula felelős. (Forrás: ESO)
Forrás: ESO 25/07 - Science Release
-
#2069
Óriás exobolygó, ahol az év csak 31 óra
Szerző: Kovács József | 2007. június 05., kedd
A TrES projekt keretében felfedezett harmadik objektum, melyet a Bakos Gáspár vezette HATNet is azonosított, 31 órás évével az egyik legrövidebb keringési idejű exobolygó.
Egy nemzetközi kutatócsoport a TrES (Trans-atlantic Exoplanet Survey) keretében felfedezte a projekt harmadik exobolygóját, ami a TrES-3 jelzést kapta. Az új bolygót három, fedési exobolygók keresésére specializálódott, kis távcsövekből álló hálózat is azonosította, köztük a Bakos Gáspár vezetésével Arizonában működő HATNet (Hungarian Automated Telescope Network).
![]()
Fantáziarajz a TrES-3 katalógusjelű exobolygóról.
Az új planéta azért nagyon különleges, mert mindössze 31 óra alatt kerüli meg csillagát, azaz a bolygó egy éve rövidebb, mint másfél földi nap! Ezzel az egyik legrövidebb keringési idejű exobolygó. Tömege nagy, a Jupiterének körülbelül kétszerese, mérete pedig mintegy 30 százalékkal nagyobb. Mivel nagyon közel kering napjához, hőmérséklete is magas, eléri az 1500 K-t. A TrES-3 tőlünk 800 fényévre a Herkules csillagképben található, csillaga alig 10 foknyira látszik a Vegától.
A bolygó keringése kötött, azaz a tengelyforgási és keringési ideje megegyezik, így mindig ugyanazt az oldalát fordítja központi csillaga felé. Ezen a felén a besugárzás nagyon erős, míg az ellentétes oldalon jóval gyengébb. A kötött keringés azonban jó lehetőséget biztosít a bolygó által visszavert fény detektálására a keringés különböző fázisaiban, ezáltal az atmoszféra reflexiós képességének tanulmányozására. A fedési exobolygók azonosítása általában nehéz feladat, mert csak nagyon kicsiny fényességcsökkenést okoznak csillaguk előtti áthaladásukkal: pl. a TrES-3 által okozott intenzitáscsökkenés mindössze 2,5 százalék.
Az új planéta létét a 10 cm-es automata távcsövek adatai mellett a kutatók természetesen nagy távcsövekkel, köztük a 10 méteres Keck teleszkóppal végzett megfigyelésekkel is megerősítették.
Forrás: Lowell Observatory News Release
-
#2068
Újabb kozmikus kőrakást fedeztek fel
2007. június 5., kedd, 10:03
Ismét egy laza szerkezetű, egymástól független töredékekből álló kisbolygópárost azonosítottak a szakemberek.
A 90-es sorszámú Antiope kisbolygó a Themis kisbolygócsalád tagja, a Mars és a Jupiter közötti kisbolygóöv külső részén kering. Az égitestet 1866-ban fedezte fel R. Luther, de csak 2000-ben került reflektorfénybe. Ekkor az adaptív optikájú, 10 méter átmérőjű Keck II. teleszkóppal sikerült megállapítani, hogy két, egymás körül keringő objektumból áll.
A két test azonban túl kicsi volt ahhoz, hogy közvetlen megfigyelésekkel részletesebben is tanulmányozni lehetett volna. Később a VLT-vel sikerült megállapítani, hogy mindkét objektum kb. 86 km átmérőjű, 171 km távolság választja el őket, és 16,5 órás periódussal keringenek egymás körül.
A pontos fizikai paraméterek megbecslésére csak 2005 májusában nyílt alkalom, amikor a két objektum a Földről nézve kölcsönösen elfedte egymást. A kérdéses időszakban lejátszódott okkultációkat hivatásos- és amatőrcsillagászok követték, hosszú adatsorokat nyerve.
Kiderült, hogy mindkét objektum ellipszoid alakú, lapultságuk 7% körüli, amely 86 km-es átmérő esetén 6 km-t jelent. A legfontosabb eredmény, hogy a két objektum az alakja alapján hidrosztatikus egyensúlyban van: formájuk tehát megegyezik azzal az alakkal, amelyet akkor vennének fel, ha folyékony halmazállapotuk volna.
A két égitest belső szilárdsága tehát kicsi lehet, feltehetőleg laza kőrakás jellegű. Átlagsűrűségükre 1,25 g/cm3 jött ki, ennek alapján anyaguknak körülbelül egyharmada üreges. A páros keletkezése pontosan nem ismert, feltehetőleg az ős-Themis kisbolygó kb. 2,5 milliárd évvel ezelőtti szétdarabolódásakor születtek. Ekkor a törmelékekből eleve két objektum állt össze, avagy egyetlen test alakult ki, majd az később tört ketté.
![]()
Az egymást 16,5 óránként megkerülő páros mozgásáról készített animáció (Keck Obszervatórium) Sajnos a gif túl nagy volt, ezért nem animáció.
A páros azon égitestek sorát gyarapítja, amelyek sok lazán összeragadt töredékből állhatnak. Az ilyen objektumok megismerése gyakorlati szempontból is fontos: ha egy hasonló felépítésű és a Föld felé tartó kisbolygót el akarnánk téríteni egy robbantással, másként reagálna erre, ha összefüggő a belseje, és másként, ha csak töredékek laza halmazából áll.
Kereszturi Ákos
-
#2067
Hogyan ismerjünk fel egy meteoritot?
Szerző: Gyarmati László | 2007. június 04., hétfő
"Hogyan bizonyosodhatok meg róla, hogy egy furcsa kinézetű kődarab valóban az égből hullott meteorit?"
Az elmúlt években többen is felkerestek telefonon, illetve levélben, hogy találtak egy meteoritot, de hová küldjék, ill. mennyi pénzt kapnának érte. Volt olyan is, aki vásárolni szeretett volna egy meteoritot. A hozzám eljutott 3 db „meteorit” vakriasztásnak bizonyult. Közönséges zúzalék kövek voltak, amiket vasúti töltésekhez, illetve utak alapjához használnak. Az egyik felületén még fosszilis maradványok is látszottak. A furcsaságukra az adhatott okot, hogy olyan helyen találták őket (pl. padláson), ahol a környéken nem voltak sem ilyen anyaggal feltöltött utak, sem kocsibejárók és még vasút sincs a közelben. Ezzel a kis írással azt szeretném elősegíteni, hogy a kedves Olvasó hogyan ismerjen fel egy valódi meteoritot. Az eredeti szöveg a Dutch Meteor Society (DMS) honlapjáról honlapjáról származik, emiatt néhány statisztikai adat Hollandiára vonatkozik. A Magyarországon eddig fellelt meteoritok számát tekintve gyanítom, hogy hasonló eredményre jutnánk hazánkban is.
Honnan származik a legtöbb álmeteorit? Nagy részük természetes kő, éles, pattintott élekkel, valamilyen ember készítette tárgy egy darabja vagy kohósalak. Utóbbit könnyen összetéveszthetik első ránézésre egy valódi meteorittal, hisz mindkettő felülete meg van olvadva.
Amennyiben úgy gondoljuk, hogy meteoritot találtunk, célszerű végigmenni a lenti ellenőrző listán. Az ellenőrzés után, ha továbbra is fennáll a lehetősége, hogy meteorit van a kezünkben, akkor fel kell venni a kapcsolatot a szerzővel (elérhetőségét a Meteor lapszámai tartalmazzák), a Természettudományi Múzeummal vagy az ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Űrkutató Csoport Planetológiai Körével. Nagyon kicsi az esélye annak, hogy valóban egy kozmikus törmelék van a birtokunkban – hacsak nem láttuk a hullást –, de nem lehetetlen!
Minden új megtalált meteorit tudományos jelentőséggel bír, egy valódi meteorit közkinccsé tételével hozzájárulhatunk a tudomány fejlődéséhez! Nincs két egyforma meteorit és minden új meteorit tartalmaz olyan, eddig ismeretlen elemet, nyomot, mely a korai Naprendszer jobb megismeréséhez szükséges. Ha a megtalált tárgy mégsem meteorit, nem baj, legközelebb talán szerencsénk lesz! Noha nagyon kicsi az esély, hogy egy mezőn sétálva vagy kertásás közben találjunk egy égi jövevényt, ne felejtsük el, hogy sok meteorit lapulhat a fűben a lábunk előtt, anélkül, hogy észrevennénk. Csak arra várnak, hogy felvegyük őket a földről! Holland adat szerint átlagosan évente egy 100 grammos, 3 évente pedig egy 1 kg-os darab ér földet Hollandia területén. 1840 óta csak 4 db példányt találtak meg az országban (Utrecht 1840, Uden 1843, Ellemeet 1925 és Glanerbrug 1990). Mindegyik esetben vagy szemtanúk előtt történt a földetérés (mint a glanerbrugi 1990-ben) vagy pedig a becsapódás során épületet rongált meg. Biztosan sok meteorit esett le olyan helyeken (öbölben, erdőkben, rétekre), ahol valószínűleg örökre elvesztek a tudomány elől.
Ellenőrző lista
A meteoritoknak három fő típusa van, melyek mindegyike több alcsoportra osztható:
-kőmeteoritok
-vasmeteoritok
-kő-vas meteoritok.
Az összetételben és a szerkezetben meglévő különbségek miatt a meteoritoknak rengeteg altípusa van, emiatt lehetetlen jó leírást adni „a” tipikus meteoritról. Mindazonáltal van néhány általános tulajdonság, amik alapján le lehet ellenőrizni a meteorit valódiságát.
Mágneses teszt.
A meteoritok többsége mágnesezhető, azaz fémszerű (pontosabban tartalmaznak fémet, még a kőmeteoritok is!). Így az első dolog, ami tehetünk, hogy egy kicsi, de erős mágnest rákötünk egy madzagra és lassan közelebb visszük a „meteorithoz”. Ha ez egy meteorit, akkor a mágnes megmozdul. Azért kell madzagra kötni a mágnest, mert a kőmeteoritokban olyan kevés lehet a fém, hogy kézben tartott mágnes esetén nem lehet észrevenni a kis mozgásokat, amiket a gyenge vonzás okoz.
Súly.
Mivel mindegyik meteorit tartalmaz valamennyi fémet vagy teljesen fémből állnak, így a meteoritok „nehezek”. Ha lehetséges, meg kell mérni a talált tárgy súlyát, és meg kell becsülni a sűrűségét. A kőmeteoritok sűrűsége tipikusan 3,6 g/cm3 (2,2 g/cm3 a nagyon ritka szenes kondritoké), a vasmeteoritok sűrűsége 7,9 g/cm3, a kő-vas meteoritoké pedig 4,9 g/cm3. A természetes kövek sűrűsége kisebb, mint 3 g/cm3.
Látható-e megolvadt kéreg?
„Frissen” esett meteoritok felületén van egy olvadt réteg. Ez a kéreg általában nagyon vékony, 1 mm vagy kevesebb a vastagsága. Színe tompa fekete, fekete vagy sötét szürke, ritkább esetekben barnás vagy üvegesen áttetsző. Ha hosszabb ideig volt kitéve a kozmikus test a földi környezet hatásainak, akkor ez a kéreg berozsdásodhat. A kéreg külső felszínén esetleg kicsi, felszínes, ujjlenyomatszerű benyomódások láthatók. Ezeket a párolgás okozza, miközben a meteorit áthalad a légkörön. Néha kicsi foltok (szemcsék), fényes olvadt fém és különböző folyásszerű vonalak láthatók a felületen. Ki kell hangsúlyozni, hogy több természetes földi kő, illetve ipari hulladék mutat első pillantásra meglepően hasonló felületet.
Alak.
A meteoritok többnyire egyenletesen kerek, lekerített sarkokkal rendelkeznek, de sohasem tökéletesen gömbölyűek. Az úgynevezett „irányzott” meteoritok kúp alakúak. Éles sarkok nem fordulnak elő, kivéve ha egy kőmeteorit összetörik a légkörön való áthaladás során.
Belső szerkezet
Az első dolog, amit érdemes megjegyezni: soha sem szabad összetörni egy lehetséges meteorit jelöltet kalapáccsal vagy szétdarabolni egy erre alkalmas fűrésszel! Ily módon megsemmisíthetünk egy tudományosan értékes anyagot. Ráadásul soha ne kísérletezzünk savval, tiszta oldószerrel, ragasztóanyaggal vagy lakkal oldani!
Ha egy pillantást szeretnénk vetni a belsejébe (a darab eredetének tisztázása végett) és példányunk teljes felülete fedett az olvad kéreggel, akkor alkalmazzuk – kellő óvatossággal – az ún. „Nininger tesztet”. Használjuk a kések vagy egyéb fém eszközök élesítésére alkalmas homokkő köszörűt. Gyengéden nyomjuk a példányunk egyik sarkát a köszörűnek egy másodpercre, és távolítsunk el a „meteorit” felszínéből egy vékony és kicsi réteget. Csak néhány négyzetmilliméter szükséges, nem több.
Ha a darabunk meteorit, akkor polírozott fém, tömör kő vagy fényes fém és tömör kő keverékét kell látnunk, ritkább esetben lekerekített sarkú sárgászöld kocka alakú kristályok tűnnek elő fém rácsozatban. Hólyagokat, buborékokat vagy üregeket soha sem fogunk látni.
A meteoritoknak mindig tömör szerkezete van!
A DMS minden évben több olyan „meteoritot” kap vizsgálatra, melyek porózusak: hólyagokat, üregeket és buborékokat tartalmaznak a belsejükben. Egy valódi meteor esetén ez soha nem történhet meg. Amennyiben a példányunk porózus, biztosak lehetünk benne, hogy nem meteoritot találtunk. Egy porózus tárgy nem élné túl azt az igénybevételt, ami akkor érné, amikor áthalad a légkörön. Már régen megsemmisülne, mielőtt elérné a Föld felszínét. A meteoritok, bár néha egész törékenyek tudnak lenni, mindig nagyon tömörek. Ezt nagyon fontos figyelembe venni a vizsgálatunk során! A sok porózus anyag, ami a DMS-hez érkezik, mindig valamilyen ipari hulladék vagy bazaltos vulkanikus kőzet. Ezeket az anyagokat széles körben használják utak töltésére, vasúti építkezések során, épületek építésére. Az ország szó szerint tele van velük szemetelve. Ráadásul ezek a vaskohó salakok és bazaltos őrölt kövek gyakran középkori vagy történelem előtti idők lelőhelyeiről is előkerülnek. Ezeket előszeretettel teszik félre az emberek, mint „meteoritokat”. Ilyenkor szoktak elhangzani azok a mondatok, hogy „természetes övek ezen a helyen soha nem fordulnak elő, biztos az égből hullott”. Tudvalevő, hogy az ember, vándorlásai során széthordta kultúrájának darabjait szerte a világon, és így olyan helyekre is eljutottak dolgok, ahová természetes úton nem juthattak el volna soha. Így nem meglepő, hogy vulkanikus kőzetekre bukkanunk a vulkánok kihullási zónájától több tucat vagy több száz kilométerre is.
A kőmeteoritoknak tömör szerkezete van, a törési felület egyenetlen, csakúgy, mint a természetes vulkáni eredetű kövek esetén. Színük általában majdnem világos szürke, de lehet fehér, sötét szürke, barnás vagy fekete is. Néha sötét csomók láthatóak világosabb rácsban. A kondritok, a kőmeteoritok egyik altípusa (és a meteoritok legfontosabb típusa) kicsi, milliméter átmérőjű, gömbölyded szilikát elemeket tartalmaznak, amiket kondruloknak neveznek. Ezek általában 0,5-2 mm átmérőjű, vas, alumínium vagy magnézium szilikátok formájában fordulnak elő az olivin és piroxin ásványokban. Ezek majdnem a legidősebb objektumok a Naprendszerben a maguk 4,57 milliárd évükkel. Akkor keletkeztek, amikor a Nap körüli porfelhő nagyon magas hőmérsékletű volt, olvadttá vált, majd apró cseppekké szilárdult.
Az L és H típusú kondritok vas-nikkel szemcséket tartalmaznak, melyek könnyen láthatók, mint kicsi, fényes részecskék, mikor a fény felé tartva forgatjuk a meteorit. Néhány meteorit aranysárga kristályokat tartalmaz, melyet troilitnek nevezünk. A troilit vas-monoszulfid (FeS), földi ásványban még soha nem találták meg, kizárólag meteoritokban fordul elő. Tombakbarna vagy bronzszínű, fémes fényű, héjas szerkezetű gömböcskékben és vékony lemezkékben található. Első ránézésre piritnek tűnnek. Néhány nap földi körülmények között elég ahhoz, hogy rozsdásodni kezdjen.
A vasmeteoritok csiszolatlan állapotban feketék, „rozsdásak” vagy nagyon sötét szürkék. Csiszolás után fényes, csillogó fém színűek, a majdnem teljesen nikkel vagy vas összetételnek köszönhetően.
A kő-vas meteoritok, melyek mellesleg rendkívül ritkák, két különböző csoportot alkotnak. Az egyik a pallasit, melyet a meteoritok közül a legszebbnek tartanak. Az olivin ásvány zöld vagy sárgászöld, kocka alakú kristályaiból állnak, sarkuk lekerekített, és az egészet nikkel-vas fémrács határolja. Mindezt persze polírozott állapotban lehet látni. A másik formájuk a mesosiderit, mely a fényes vas-nikkel darabok és a szilikátok („kő”) kaotikus keverékéből áll.
Állítólagos „meteorit hullások”
A DMS-hez több olyan beszámoló érkezik, melyek „égből esett tárgyakról” számolnak be, vagy pedig arról, hogy valakit eltalált egy ilyen tárgy. A vizsgálódások kiderítették, hogy ezek nem meteoritok voltak. Előfordulnak rejtélyes hullások, amikor vaskohó salak, vagy vulkanikus anyag „esik az égből” olyan helyeken, ahol nincs a közelben vulkán, vagy pl. egy asszonyt a 3. emeleti lakásának folyosóján 1988-ban eltalált egy sárgára festett ólom tárgy, melyről később kiderült, hogy egy II. Világháborús lövedék egy darabja. Nyár közepén jégdarabok törnek össze tetőket és más hasonló rejtélyes dolgok történhetnek. A magyarázatok szerint ezek lehetnek vandalizmus nyomai (gyerekek csúzlival való szórakozása) vagy áthaladó repülőgépekről leváló jég vagy alkatrész darabok, erős szél által megbontott tetőanyagok, vagy néha még madarakra is lehet gyanakodni. Más esetekben egyszerű emberi tévedésről lehet szó. Röviden összefoglalva: nem mind meteorit, ami az égből esik!
A meteoritok becsapódási sebessége kb. 200 m/s ekkora egy tüzérségi lövedék becsapódási sebessége is). Ez azt jelenti, hogy a földet érés során gödröket, krátereket hoznak létre, melyek nagysága persze függ a becsapódási felület milyenségétől is (föld vagy sziklás terep), komoly veszélyt jelentenek a fákra, autókra, épületekre, és halálos sérülést okozhatnak, ha valakit eltalálnak. Amennyiben ilyen becsapódást látunk, feltétlenül jegyezzük le pontosan a helyszínt, készítsünk fényképeket, mérjük meg a kráter átmérőjét, mélységét. Személyi sérülés esetén pedig hívjunk orvost. Kb. 10 km magasságban a meteoritok elveszítik kozmikus sebességüket és többé kevésbé függőlegesen esnek tovább. A vízszintes szélmozgások módosíthatják ezt a pályát. A meteoritok sohasem izzanak, nem világítanak vörös fénnyel, mikor becsapódnak, ahogy ezt sokan tévesen gondolják. Nem perzselik meg a növényzetet és nem égetik meg az ember kezét, mikor valaki felveszi őket a földről.
Az írás az alábbi cikk felhasználásával készült:
Dutch Meteor Society: Recovering Meteorites - A short guide on how to recover a meteorite
-
#2066
Széttépett galaxisok nyomai a Tejútrendszerben
2007. június 4., hétfő, 7:54
Három ősi, mára szétszakadt galaxis maradványát találták meg a Tejútrendszerben, kiterjedt csillagáramlások formájában.
Az elmúlt években egyre több olyan csillagcsoportot találtak Galaxisunkban, amelyek egykor egy-egy kisebb csillagvárost vagy gömbhalmazt alkottak. Anyaguk azonban a Tejútrendszer árapályhatásától darabokra szakadt és szétszóródott. Csillagaik elkeveredtek Galaxisunk égitesteivel, ezért nehéz őket észrevenni. Egymáshoz hasonló korú, fémtartalmú és mozgású csillagok formájában azonban ha nehezen is, de még kimutathatók ezek a galaktikus "tetemek".
Egészen az elmúlt évekig két okból nem sikerült ilyen objektumokat azonosítani. Egyrészt nem voltak olyan berendezések, amelyek egyszerre sok égitest helyzetét és színképi jellemzőit tudták megörökíteni. Ugyanakkor az így rögzített óriási adatmennyiségből ki kell választani az egymáshoz hasonló vagy egymással kapcsolatban lévő objektumokat. Utóbbira pedig csak nagy teljesítményű számítógépek és ügyesen megírt programok képesek.
A fenti két ideális tulajdonságot ötvözi a Sloan Digitális Égbolt Felmérés (SDSS) nevű program. Carl Gilmar (CALTECH) és kollégái három olyan csillagáramlást találtak a Tejútrendszerben, amelyek egykori galaxisok vagy gömbhalmazok szétszakadásával jöhettek létre.
Ezúttal az egyes csillagok mozgása mellett színi jellemzőiket és teljes energiakibocsátásukat is figyelembe vették, hogy csoportokat határolhassanak le közöttük. Sikerült is három olyan, korábban nem ismert csillagáramlást azonosítani, amelyeket hasonló égitestek alkotnak és a térben egymással közel párhuzamosan haladnak.
Közülük két csillagáramlás kb. 13 ezer fényévre volt tőlünk, és a legvalószínűbb, hogy saját Galaxisunk két gömbhalmazának szétdarabolódott maradványai. A harmadik csoport lényegesen messzebb, kb. 130 ezer fényévre van, és vagy egy még létező, vagy éppen felbomlóban lévő szomszéd törpegalaxis lehet. Részben az ilyen szétszakadások felelhetnek azért, hogy csak kb. 20 közeli törpegalaxist ismerünk a Tejútrendszer közelében, míg elméletileg ennél közel egy nagyságrenddel több lehetett eredetileg.
![]()
A harmadik és viszonylag távoli csillagáramlás a most azonosítottak közül (SDSS)
A fent említett technológiák révén, automatizált módszerekkel lehetséges, hogy a Tejútrendszer keletkezésének megértéséhez is közelebb kerüljünk. Bár még ma is furcsán hangzik, de elképzelhető, hogy a következő évtizedekben galaxisunk csillagainak jelentős részénél azok múltbeli mozgását, esetleg eredetét is képesek leszünk megállapítani. Egy visszafelé vetített, hosszú filmhez hasonlóan Galaxisunk múltjának legfontosabb eseményeit és születésének több jellemzőjét is rekonstruálhatjuk a jövőben.
Kereszturi Ákos
-
#2065
Ha már szó esett róla:
Csillagkeletkezési hely egy szomszédos galaxisban
A Hubble Ûrtávcsõ legújabb felvételén a szomszédos Kis Magellán Felhõ egyik csillagkeletkezési régióját figyelhetjük meg. Az N81 jelû ködben sok fényes, nagy tömegû, fiatal csillag található, melyek mind a ködbõl keletkezhettek. Ezek a csillagok nagy mennyiségben veszítenek anyagot a csillagszél következtében, érdekes gubószerû alakzatokat létrehozva a környezetükben.
A kép közepén lévõ két fényes csillag egy szoros kettõs, ami igen erõs ultraibolya sugárzást bocsát ki, mely fénylésre készteti a körülöttük lévõ ködöt. Ezek a csillagok kb. 300000-szer fényesebbek, mint a mi Napunk. A világító felhõtõl távolabbi hideg anyag fõként hidrogén molekulákból és porból áll. A sötét anyag nagy része láthatatlan, de egy kis része benyúlik a fényes felhõ elé, hosszú vonalakat, csomósodásokat létrehozva. A forró központi csillagok is ebbõl a sötét anyagból keletkezhettek.
![]()
A csillagászok nem voltak biztosak abban, hogy csak pár nagy tömegû csillag van beágyazva a ködbe, vagy található több kisebb tömegû társa is. A mostani Hubble felvételen egyértelmûen látszanak a kisebb tömegû csillagok is. Ez a döntõ információ hatással lehet a csillagkeletkezési elméletekre. Az N81 szinte felkínálja a mélyebb betekintést a heves csillagkeletkezés folyamataiba. A Kis Magellán Felhõ ilyen terû vizsgálata különösen fontos, hisz intersztelláris felhõinek kémiai összetétele jelentõsen különbözik a Tejútrendszerétõl. Az N81 tanulmányozásával vizsgálhatjuk a régi és messzi galaxisokban a csillagok keletkezését akkor, amikor még nem szennyezõdtek héliumnál nehezebb elemekkel az intersztelláris felhõk.
A Kis Magellán Felhõ alig 180000 fényévre található a Tejútrendszertõl és csak a Föld déli féltekérõl látható.
-
#2064
Ezt miből gondolog, hogy már akkor összeolvadtak? Meg mire érted azt, hogy akkor? A távolság és a méret meghatározást már elég nagy pontossággal tudják mérni, van is itt valahol egy korábbi cikk, ahol pontosan le van írva a menete. Visszatérve a törpe galaxisokra itt van a szomszédunkban a Kis Magellán-felhő az sem olvadt még össze smmivel, pedig arra még csak azt sem lehet mondani, hogy a táguló peremvidéken lenne. -
#2063
igen, van határ: 13,7 milliárd, ez a látható univerzum határa.
bármilyen távol is legyen egy galaxis, a méretét és típusát nem túl nehéz meghatározni és egyébként is több dologból is lehet a méretére következtetni -
#2062
Ha jól értem, ezek a legkorrában kialakult galaxisok lesznek, lennének. Egyrészt, ezek már akkor összeolvadtak, szabadna e még láttnunk őket (tudom hogy minnél távolább megyünk, annál jobban visszább nézünk az időbe, de biztos van határ nem?). Meg nem lehet hogy ezek a "törpe" galaxisok csak azért látszanak törpének mert oly távol vannak tőlünk? :)
-
#2061
A hiányzó törpegalaxisok nyomában
Szerző: Derekas Aliz | 2007. június 01., péntek
Halvány törpegalaxisok ezreit fedezték fel a Coma galaxishalmazban a Spitzer infravörös űrtávcső megfigyelései alapján.
A Spitzer űrteleszkóp legújabb felvételei segítségével eddig ismeretlen törpegalaxisok ezreit fedezték fel a hatalmas Coma galaxishalmazban. Ezek az objektumok kis méretük ellenére nagyon fontos szerepet játszanak a kozmikus fejlődést leíró elméleteinkben. A jelenleg legelfogadottabb modellek szerint ugyanis ezek a galaxisok fejlődtek ki elsőként a Világegyetemben, majd összeolvadásuk révén alakultak ki a ma ismert óriás galaxisok. Galaktikus építőkockákként elvileg mind a mai napig a legszámosabb galaxistípust alkotják, emellett pedig az Univerzum nagyléptékű szerkezetének fontos nyomjelzői. Ennek ellenére az Ősrobbanás utáni fejlődést modellező számítógépes szimulációk mind arra utalnak, hogy sokkal több törpegalaxisnak kell lennie, mint amennyit a jelenlegi megfigyelések alapján ismerünk: ez a hiányzó törpegalaxisok problémája.
A Leigh Jenkins és Ann Hornschemeier (NASA Goddard Space Flight Center) által vezetett kutatócsoport a Spitzer űrteleszkóppal tett fontos lépést a rejtély megoldása felé. Megfigyelésük célpontjául a Coma Berenices csillagképben mintegy 320 millió fényévre található óriási galaxishalmazt választották. A halmazban már eddig is több száz galaxist ismertünk, amelyek kb. 20 millió fényév átmérőjű területen oszlanak szét.
![]()
Hamisszines mozaikkép a Coma-halmaz központi területéről, amely halvány objektumok ezreit tartalmazza (zöld pöttyök). Két hatalmas galaxis (NGC 4889 és NGC 4874) uralja a képet. A fotó a látható tartományban felvett SDSS-felvételek és a Spitzer infravörös képeinek kombinálásával készült
A mellékelt égi mozaik 288 db egyedi kép összeillesztésével állt elő és kb. 1,3 négyzetfokos területet fed le. A kutatócsoport mintegy 30 ezer egyedi objektumot azonosított és katalogizált a teljes felvétel alapján. A galaxisok egy része a Coma-halmazhoz tartozik, míg nagy számban találtak a háttérben elhelyezkedő csillagvárosokat is. A látómezőn belül több kisebb területen megmérték sok száz galaxis távolságát a kanári-szigeteki 4 m-es William Herschel teleszkóppal, és az eredményül kapott térbeli eloszlás nem csak tisztán mutatta a Coma-halmazhoz tartozó galaxisok sűrűsödését a halmaz átlagos távolságánál, hanem lehetővé tette a halmaztag galaxisok arányának becslését.
![]()
A fenti kép bekeretezett részlete kinagyítva. A zöld pöttyök az újonnan felfedezett törpegalaxisok.
A kutatócsoport igen nagy számú, összesen 1600 törpegalaxist azonosított a halmaz részletesen megvizsgált területein, ami alapján kb. 5000 törpe lehet a teljes halmazban. Jellemző méretük a Tejútrendszer közeli kísérőgalaxisához, a Kis Magellán-felhőhöz hasonló, vagy éppen kisebb. Noha ez még mindig nem fedi le a leghalványabb törpék tartományát, az új, infravörösben érzékeny mérések megerősítik az Univerzum fejlődését törpegalaxisok sokaságával leíró elméleteink helyességét. A kutatócsoport néhány tagja további méréseket tervez az arizonai 6,5 m-es MMT és a hawaii-szigeteki 10 m-es Keck távcső bevonásával a halmaztagok még biztosabb azonosítására, amivel a Coma-halmaz múltjára vonatkozó modellek lesznek pontosíthatók.
Forrás: Spitzer Science Release 2007-10
-
#2060
28 új exobolygó
2007. június 1., péntek, 9:37
A 236 ma ismert Naprendszeren kívüli bolygó alapján planéták a legkisebb, illetve a többszörös csillagok körül is előfordulnak.
Nemrég Jason Wright (University of California, Berkeley) vezetésével 28 új, Naprendszeren kívüli planéta, azaz exobolygó felfedezését jelentették be. Ezzel 236-ra nőtt a napjainkban ismert exobolygók száma. A fenti újabb égitesteket az ún. radiális sebesség módszerrel találták meg, amelynek keretében az exobolygónak a csillagára kifejtett gravitációs hatását mutatják ki.
Az új égitestek között négy olyan bolygórendszerbe tartozik, amelyben már több planétát is sikerült azonosítani. A statisztikai adatok alapján az eddig felfedezett bolygók legalább 30%-a többszörös bolygórendszerben kering. Az új exobolygók további érdekes képviselője az a két planéta, amelyek egy A és egy F színképtípusú, 1,6 illetve 1,9 naptömegű csillag körül mozognak. Ez a két csillag viszonylag gyorsan forog és légkörük is erősen pulzál, mégis sikerült körülöttük azonosítani a planétákat.
A fenti program keretében vizsgált egyik exobolygót már két éve ismerik, de csak most sikerült a tömegét is pontosan meghatározni. A kérdéses objektum a Gl426 jelű, viszonylag közeli, mindössze 30 fényévre lévő M típusú törpecsillag körül kering. Mivel bolygónkról nézve időként elhalad csillaga előtt, több paraméterét is sikerült megbecsülni. Eszerint mérete és sűrűsége a Neptunuszéra hasonlít; 2 g/cm3 sűrűségű és 22,4 földtömegnyi anyagának kb. felét kőzetek, felét pedig víz, illetve vízjég alkothatja.
Emellett csillagához igen közel kering, amelytől az átlagos Nap-Föld távolságnak mindössze 0,03%-a választja el. Ebben a távolságban csak 2,6 nap alatt végez egy keringést. A kis csillagtávolság ellenére pályája elnyúlt, amit feltehetőleg egy ma még nem ismert, másik exobolygó gravitációs hatása okozhat.
A mára felfedezett, több mint 200 exobolygó statisztikai vizsgálatokra is lehetőséget ad, ha az észlelésekhez kapcsolódó kiválasztási effektusokat is figyelembe vesszük. Nem csak a felfedezett égitestek száma növekedett, de jelentősen gyarapodtak az exobolygók általános jellemzőiről szerzett ismereteink.
![]()
Fanátziarajz a Gliese 436b-ről és csillagáról (Lynnette Cook, Universeity of Berkeley)
Kiderült, hogy a legkisebb vörös törpék körül is vannak planéták, és kötött tengelyforgású képviselőiken sincs mindig extrém nagy hőmérsékleti különbség a nappali és az éjszakai oldal között. Emellett az is egyértelművé vált, hogy a kettőscsillagok körül is jellemzőek a bolygók, valamint olyan csillagok is bírnak planétákkal, amelyeknél ezt alacsony fémtartalmuk miatt korábban nem feltételezték. Emellett úgy fest, hogy a nagyobb tömegű csillagok körül gyakoribbak a nagyobb tömegű bolygók.
Kereszturi Ákos
-
#2059
Hatékony napszélriasztó rendszer
2007. május 31., csütörtök, 9:53
A SOHO napkutató űrszonda mérései alapján minden korábbinál hatékonyabb napszél-előrejelző rendszer készülhet. Az új, még fejlesztés alatt lévő módszernek köszönhetően már most körülbelül 20%-kal csökkent annak esélye, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve űreszközöket.
A napkitörésekhez kapcsolódó részecskezáporok néhány területen komoly veszélyt jelentenek. Ilyenek például a Föld körüli pályán végzett űrséták, a jövőbeli emberes holdexpedíciók alatt a bázison kívül töltött időszakok, de a műholdakra sem veszélytelenek a napszélben száguldó töltött részecskék. Amikor nagy mennyiségben és jelentős energiatartalommal érkeznek, meghamisítják a méréseket, téves parancsokat vagy zárlatokat is okozhatnak. Előrejelzésük kiemelten fontos, mivel az asztronautákat még időben biztonságos helyre kell menekíteni, a műholdakat pedig inaktív üzemmódba kapcsolni.
Az előrejelzések fejlesztése terén nemrég komoly előrelépés történt a SOHO COSTEP nevű detektora segítségével. Utóbbi a Napból érkező töltött részecskék energiáját vizsgálja. 1996 és 2002 között több napkitörés részecskezáporát is sikerült részletesen követni a segítségével.
Minden ilyen zápor alkalmával elektronok, protonok és kisebb mennyiségben nehezebb atommagok lökődnek ki a Napból. Az elektronok kisebb tömegük révén nagyobb sebességre gyorsulnak, ezért valamivel korábban érkeznek hozzánk, mint a sokkal veszélyesebb protonok és az egyéb, nehéz atommagok.
A COSTEP segítségével tapasztalati kapcsolatot találtak a beérkező elektronok mennyisége és az utánuk várható atommagok fluxusa, valamint késési ideje között. A módszerrel sikerült 2003-ban négy nagyobb részecskezáport előrejelezni, azok érkezése előtt 7-74 perccel.
Bár a módszer még nem elég pontos, egyértelmű, hogy fejlesztésével fontos eszköz kerül a kezünkbe a napkitörések elleni védekezésben. A COSTEP eddig már egy teljes napfoltciklust vizsgált végig, és jelenleg is gyűjti az adatokat. A módszer már most kb. 20%-kal csökkenti az esélyt, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve űreszközöket.
![]()
Az elektronok és a nehezebb atommagok érkezésének sémája (NASA, SOHO)
Szintén a napszél viselkedésével kapcsolatos új információkat szereztek a Wild- és az Ullysses-szonda adatainak vizsgálatával. Sandra Chapman (University of Warwick) és kollégái a fenti két űreszköznek az elmúlt évek alatt rögzített adataiból próbálták a napszél térbeli szerkezetét feltérképezni.
A megfigyelések alapján a mágneses tér szerkezete fraktál jellegű, méghozzá csak a napfoltciklus maximuma környékén. Ekkor a részecskékkel együttmozgó mágneses térben különböző méretskálán ismétlődő mintázatok mutatkoznak. A jelenséget feltehetőleg az okozza, hogy ebben az időszakban a mágneses erővonalkötegek bizonyos rend szerint, jellemző periódussal és amplitúdóval mozognak, és ismétlődő nyomot hagynak a Napból kiáramló töltött részecskék eloszlásában.
Kereszturi Ákos
-
#2058
Források nyomai a Marson
2007. május 30., szerda, 8:45
Az Opportunity marsjáró leszállóhelye, a Meridiani-síkság 4,0-3,5 milliárd év között forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke lehetett, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott az ásványok kiválása a felszínen.
A Meridiani-síkságot, az Opportunity szonda leszállóhelyét 200 és 800 méter közötti vastagságban borítják az üledékes rétegek. Az itt található kőzetek egykori vizes közegben jöttek létre, de pontos eredetük még nem ismert. Feltehetőleg bepárlódó vizekben képződtek, amikor abban egyes szulfátok koncentrációja akkorára nőtt, hogy tovább nem tudtak oldott állapotban maradni, és ezért kiváltak.
Probléma azonban, hogy a terület nem egy zárt medence, amely a vizet felfogta volna, és ezért itt sok üledék csapódhatott volna ki. A vidék erősen lejt, ezért nehéz elképzelni, hogy ennyi üledékek miként vált ki, miközben a víz gyorsan lefolyt róla. Ugyanakkor ha feltételezzük, hogy az üledék az ősi északi óceán erre húzódó partján képződött, akkor máshol is meg kellene találnunk a nyomait.
Jeffrey Andrews-Hanna (MIT) és kollégái egy új modellel próbálják az üledékek kialakulását magyarázni. Számítógépes szimulációjukban a fiatal és nedves Marsból indultak ki, majd ennek változását követték a 4,5 és 3,7 milliárd év közötti időszakban.
A felszínre lehulló esőből, avagy a megolvadó jégből beszivárgó folyadék felszín alatti vizeket alkotott. A bolygó globálisan észak felé lejtő domborzata miatt ezek észak felé áramlottak, emellett a hatalmas Tharsis-hátság kiemelkedése is befolyásolta a szivárgó vizek mozgását. Ebben a környezetben próbálták megbecsülni, hol bukkan ki a víz a felszín alól.
A modell alapján, a fent említett áramlási trend miatt, a Meridiani-síkság az egyik ilyen terület. E szerint egykor számtalan forrás öntötte vasban gazdag, savas kémhatású vizét itt a felszínre. Minderre főleg ott került sor, ahol a felszín lejtése enyhült - a mélységi vizek áramlása lelelassult, és ezért könnyebben bukkantak a felszínre. Ezután természetesen párolgott a folyadék, és sok olyan oldott anyag vált ki belőle, amelyeket még korábbi áramlása során oldott ki a felszín alól. A Meridiani-síkság ebben az időszakban feltehetőleg sós-homokos dűnékből és köztük lévő kisebb állóvizekből, átmeneti tócsák és tavak váltakozásából állt.
A folyamat a Mars korai meleg időszakából a későbbi hidegebb állapotába történő átmenet alatt, azaz kb. 4,0-3,5 milliárd év között volt a legintenzívebb. A Meridiani-síkság ekkor tehát forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke volt, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott ez a folyamat.
![]()
Az üledék képződésének egyszerűsített vázlata (Andrews-Hanna, Phillips, Zuber)
A jelenség részben ahhoz hasonló, mint amikor a Földön az elzáródó parti lagúnák párolgó vizéből marad vissza az üledék, avagy karsztos területeken a kibukkanó források építenek mésztufagátakat - de a Marson minderre geológiai időskálán keresztül került sor, ráadásul több száz méteres vastagságban.
Kereszturi Ákos
-
#2057
Gázt pöfékelő barna törpe
2007. május 28., hétfő, 23:00
Egy kis tömegű barna törpétől kiinduló anyagsugár az objektum keletkezési körülményeiről is árulkodik.
Az anyagsugarak, avagy jetek (ejtsd: dzsetek) számos csillagászati objektumnál előfordulhatnak. A legismertebbek a fekete lyukakhoz kapcsolódó anyagsugarak, ahol a központi objektum felé egy ún. akkréciós (tömegbefogási) korongban spirálozik az anyag. Ez befelé haladva felforrósodik, és kis része a magas hőmérséklet, valamint különböző elektromágneses hatások miatt a korongra merőlegesen távozik. Az ekkor kilökődő két, ellentétes irányú anyagsugarat bipoláris jetnek is nevezik.
![]()
Fantáziarajz az anyasugarat produkáló barna törpéről (ESO)
Mai ismereteink alapján akkréciós korongok több eltérő környezetben is előfordulnak. Ilyenek a csillagtömegű- és a szuper-nagytömegű fekete lyukak, a neutroncsillagok, a protocsillagok (születőben lévő csillagok), illetve néhány, társával kölcsönható fősorozati csillag is.
A 2MASS1207-3932 jelű barna törpét az ESO VLT távcsövével az ultraibolya tartományban tanulmányozták. A 24 Jupiter-tömegű objektum a TW Hydrae asszociáció nevű csillagcsoporthoz tartozik. Társa egy 5 Jupiter-tömegű égitest, azaz egy exobolygó. (Utóbbi volt egyébként az első közvetlenül is megörökített Naprendszeren kívüli bolygó.) 2006-ban derült ki, hogy a barna törpe körül egy anyagkorong is található, és azonnal felvetődött, hogy abból anyagsugár is kiindulhat.
A képződményt nemrég sikerült is azonosítani. Sokkal kisebb és halványabb, mint a fent említett objektumoknál korábban megfigyelt anyagsugarak, hossza látszólag csak 0,1 ívmásodperc, azaz nagyságrendileg egymilliárd kilométer - ez nem sokkal nagyobb, mint a Jupiter közepes naptávolsága. A kiáramló anyag sebességére pedig néhány km/s-os értéket kaptak a szakemberek.
A most megfigyelt jelenség részben a protocsillagoknál tapasztaltra hasonlít, ahol az anyagsugár a gáz beáramlásának és a protocsillag növekedésének "mellékterméke". Elképzelhető, hogy a jelenség itt is a csillagokhoz hasonló tömegnövekedésre utal - tehát a barna törpénél is jellemző lehet a csillagközi térből történő anyagbefogás. Mivel a 2MASS1207-3932 kora mindössze kb. 8 millió év, elképzelhető, hogy a barna törpék élete elején jelentkező, anyagsugár-kibocsátó fázist képviseli. Társa is a csillagokhoz hasonló módon keletkezett; mivel túl messze van a főkomponenstől, nem jöhetett létre a nagyobb társa körüli korongból.
Ez egyébként a második olyan barna törpe (tömegével pedig a legkönnyebb égitest), amelynek környezetében anyagsugarat azonosítottak. A megfigyelés egyben azt a lehetőséget is felveti, hogy akár a Jupiterhez hasonló bolygók is produkálhatnak ilyen anyagsugarakat születésükkor. Ez pedig a formálódó bolygórendszer jellemzőit befolyásolhatja.
Kereszturi Ákos
-
#2056
Fekete lyuk a Marson
Szerző: Derekas Aliz | 2007. május 28., hétfő
Furcsa fekete folt, feltehetően barlangbejárat a Mars Reconnaissance Orbiter nagyfelbontású képein.
A vörös bolygó körül keringő Mars Reconnaissance Orbiter marskutató szonda HiRISE műszerével nagyfelbontású képeket készített az eredetileg a Mars Odyssey felvételein felfedezett furcsa fekete foltok egyikéről. Az alábbi fotón látható, kb. futballpálya nagyságú sötét lyuk az Arsia Mons vulkán oldalában található, és olyan mély, hogy a Nap fénye sem tudja bevilágítani.
![]()
Fekete folt az Arsia Mons oldalában. A kép 2007. május 7-én készült a Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE műszerével, míg nagyobb méretű változat itt található.
![]()
A legnagyobb felbontású kép (25 cm/pixel) az Arsia Mons oldalában található sötét foltról. A lyuk pereme rendkívül egyenetlen (balra), míg belsejéről még szélsőséges képfeldolgozás sem mutat meg részleteket (jobbra).
A nagyfelbontású kép alapján kizárható, hogy a folt valamilyen becsapódás következményeként keletkezett volna, mivel hiányoznak az arra utaló egyéb nyomok. A legkézenfekvőbb magyarázat, hogy a sötét lyukak mély barlangok bejáratai, nagy valószínűséggel beomlott üregek, amelyek falait nem láthatjuk, mivel azok vagy teljesen függõlegesek vagy túlnyúlnak az üregen. Egyes elképzelések szerint akár kedvező feltételeket biztosíthatnak a marsi élet számára is – feltéve, hogy tényleg létezik valamilyen életforma a bolygó felszínén.
![]()
Hét sötét folt a Mars Odyssey által készített korábbi képeken.
-
#2055
Röntgennóvák az Andromeda-ködben
Szerző: Székely Péter | 2007. május 27., vasárnap
Űrbéli röntgentávcsövekkel meglepően gyors fejlődést mutató nóvákat fedeztek fel az Andromeda-köd központi tartományában.
Az Európai Űrügynökség XMM-Newton és a NASA Chandra űrtávcsöve a mintegy 2,5 millió fényévre levő Andromeda-ködben (M31) robbant nóvákat észlelt 8 hónapon keresztül, és ez idő alatt számos objektum esetében detektálták a röntgensugárzás beindulását, majd megszünését. Szemben a klasszikus nóvarobbanások időbeli fejlődésével, ezeknél a csillagoknál a röntgenemisszió sokkal rövidebb ideig, alig egy-két hónapig volt megfigyelhető, ami alapján új típusú csillagrobbanásokként azonosíthatók.
A korábbi években az M31-ben összesen megfigyelt 34 nóvából 11 mutatott erős röntgenfénylést. Az ezen a hullámhossztartományon történő vizsgálódás azért különösen fontos, mert általa a kölcsönható kataklizmikus kettős fehér törpe tagjának felszínét látjuk. Ezek a Nap tömegű, Föld méretű – ezért rendkívül sűrű – csillagok közeli társuktól, egy normál csillagtól szipkáznak el anyagot, amely a nukleáris robbanáshoz vezető kritikus sűrűség eléréséig gyűlik a felszíni rétegekben. A detonáció azonban megkíméli a fehér törpe életét – mivel valójában viszonylag kis tömeg vesz részt a fúziós reakciókban.
A nóvakitörés folyamán a rendszer fényessége akár egymilliószorosára is megnőhet az optikai tartományban, ahol a felfényesedés, majd az elhalványodás jól nyomon követhető hónapokon keresztül. A röntgensugárzás akkor válik láthatóvá, amikor a nóva által ledobott anyag elegendően átlátszóvá ritkult és akkor szűnik meg, amikor a kitöréskor beindult heves fúziós folyamatok üzemanyaga elfogyott. Teljes időtartama arról árulkodik, hogy mennyi anyag maradt a fehér törpe felszínén a nóvajelenség után.
![]()
Az M31 belső régiói az XMM-Newton megfigyelései alapján. A hamisszínes kódolás a következő hozzárendelést használja: a vörös 0,2-0,5 keV, a zöld 0,5-1 keV, míg a kék a 1-2 keV energiatartománynak felel meg. A nóvarobbanások optikai megfelelőit körök jelzik.
A Wolfgang Pietsch (Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik) által vezetett kutatócsoport a 2004. július és 2005. február közötti időszakban végzett rendszeres észleléseket az Andromeda-köd röntgenforrásairól. Amellett, hogy hét "idős", azaz kitörésük után több évvel, akár egy évtizeddel járó nóvánál még mindig észleltek röntgensugárzást, néhány csillag alig pár hónap időkülönbséggel kapcsolt be, majd ki. Mindez arra utal, hogy létezhet egy olyan típus is a nóváknál, melyeknél akár egy-két nagyságrendnyivel rövidebb idő alatt játszódnak le a fúziós folyamatok, így elképzelhető, hogy emiatt korábban elkerülték a felfedezést. Valós természetük, illetve robbanási mechanizmusok részletei jelenleg még nem ismertek.
Ezek a friss eredmények is jól illusztrálják, hogy számos asztrofizikai folyamatnak a megértése hosszú távú megfigyelést igényel, így nem véletlen, hogy a kutatócsoport 2007 novemberétől ismét az M31 nóvái felé fordítja az XMM-Newton és a Chandra műszereit. Az észlelési program szerint hosszú hónapok során tíznaponta ellenőrzik majd ezeket a különleges robbanó csillagokat, tovább bővítve ismereteinket a röntgentartományban mutatott viselkedésükről.
Forrás: ESA PR, 2007. május
-
#2054
Három új szaturnuszhold
Szerző: Sárneczky Krisztián | 2007. május 26., szombat
Miközben a Cassini-szonda évek óta vizsgálja a Szaturnuszt és környezetét, földi óriástávcsövekkel újabb és újabb holdakat fedeznek fel a gyűrűs bolygó körül.
A Hawaii-szigeteken felállított 8,2 m-es Subaru-reflektorral Scott S. Sheppard, David Jewitt és Jan Kleyna három újabb kísérőt fedezett fel a Szaturnusz körül. Ezzel a gyűrűs bolygó ismert holdjainak száma 59-re emelkedett, így már csak néggyel van lemaradva a 63 holdat számláló Jupiter mögött. A most talált kísérők több millió km távolságban keringenek az óriásbolygótól, ezért nem akadhatott rájuk az ennél közelebb keringő Cassini szonda. Az amerikai csillagászok több éve folyó kutatásaik során összesen 63 távoli, irregulárisnak mondott kísérőt fedeztek fel a négy óriásbolygó körül. Míg a reguláris holdak együtt keletkeztek anyabolygójukkal, ezeket a kísérőiket csak később fogták be. Jól megfigyelhető, hogy hasonló pályán keringő családokat alkotnak, vagyis egy nagyobb égitest szétesésével keletkeztek, amelyeket minden bizonnyal a befogás során ébredő árapály erők daraboltak fel.
![]()
A japánok 8,2 m-es Subaru-reflektora a világ egyik legnagyobb és legmodernebb távcsöve
A mostani felfedezések a tavaly megtalált nyolc szaturnuszhold keresése és követése közben történtek. A 24 magnitúdós S/2007 S 1 január 16-ai és 17-ei felvételeken mutatkozott először, majd miután februárban és márciusban is megfigyelték, kiderült, hogy tavaly négy éjszakán is sikerült már lefotózni, csak az akkori megfigyeléseket a pályaszámítók nem tudták összeilleszteni. A 7 km átmérőjű hold a két direkt irányban keringő család egyikébe tartozik, annak ötödik ismert tagja. Keringési ideje 895 nap (2,45 év), pályahajlása 49,9 fok.
![]()
A Szaturnusz 2006-ban ismert 47 holdjának pályája. Az irreguláris holdak nagy távolságban és rendezetlenül eloszló pályákon keringenek (Jewitt és munkatársai, Scientific American, 2006 augusztus)
A rendre 24,5 és 25 magnitúdós S/2007 S2 és S/2007 S3 január 18-án került rá a felvételekre. Az 5-6 km átmérőjű égitestek a legnépesebb, majdnem húsz tagot számláló, 170-175 fok körüli pályahajlást mutató családba tartoznak. Ez azt jelenti, hogy majdnem pontosan a Szaturnusz egyenlítői síkjában keringenek, de a bolygó forgási irányával ellentétes, retrográd irányban. A három ismert retrográd családból ez a legtávolabbi, tagjaik átlagosan 20 millió km-re járnak a gyűrűs bolygótól, keringési idejük 3-4 földi év. A Földről nézve másfél foknál messzebbre is eltávolodhatnak a Szaturnusztól, ami elengedhetetlen feltétele annak, hogy a tízmilliárdszor(!) fényesebb bolygó mellett észrevegyük őket.
![]()
A Szaturnusz legnagyobb irreguláris holdja, a 200 km átmérőjű Phoebe a Cassini-szonda 2004. június 11-én készült fotóján
Ide kapcsolódó hír, hogy az IAU Planetary System Nomenclature nevű munkacsoportja áprilisban egy jupiterhold és 13 szaturnuszhold nevét és jelölését véglegesítette. Ezek a következők:
Jupiter XLIX Kore = S/2003 J 14
Saturn XXXVI Aegir = S/2004 S 10
Saturn XXXVII Bebhionn = S/2004 S 11
Saturn XXXVIII Bergelmir = S/2004 S 15
Saturn XXXIX Bestla = S/2004 S 18
Saturn XL Farbauti = S/2004 S 9
Saturn XLI Fenrir = S/2004 S 16
Saturn XLII Fornjot = S/2004 S 8
Saturn XLIII Hati = S/2004 S 14
Saturn XLIV Hyrokkin = S/2004 S 19
Saturn XLV Kari = S/2006 S 2
Saturn XLVI Loge = S/2006 S 5
Saturn XLVII Skoll = S/2006 S 8
Saturn XLVIII Surtur = S/2006 S 7
-
#2053
Mennyi az élet egy fekete lyuk belsejében?
Szerző: Kovács József | 2007. május 25., péntek
Egy fekete lyukkal történő túl közeli találkozás mindenképpen végzetes. A kérdés csak az, hogy a határ átlépése után mennyi időnk van még a lét és nemlét kérdésein töprengeni.
Tudományos-fantasztikus regények és filmek gyakori fordulata, hogy egy közel fénysebességgel mozgó űrhajó, esetleg éppen a hipertérből (akármi is legyen az) kilépő csillagközi jármű túlságosan közel kerül valamilyen veszélyes objektumhoz. Szerencsés esetben ez csak egy mezei csillag, s az űrhajó szuper védőburkolata megvédi az utazókat az óriási hőmérséklettől; izgalmasabb forgatókönyvek esetén egy éppen robbanó szupernóva vagy egyenesen egy fekete lyuk jelzi az út végét. Utóbbi helyzetbe kerültek számukra kínál némi vigaszt a University of Sydney két kutatójának (G. Lewis és J. Kwan) új eredménye, amely szerint bár egy adott határ átlépése után a vég elkerülhetetlen, ha elég nagy fekete lyukkal találkozunk, s jó stratégiát választunk, marad még némi időnk arra, hogy újra számba vegyük életünk legfontosabb mozzanatait.
Az elméleti határ, aminek átlépése után már nincs visszaút, a fekete lyuk ún. eseményhorizontja, vagy más néven Schwarzschild-sugara. Az ezen történő áthaladás után már elkerülhetetlen a téridő-szingularitással történő találkozás, s így a teljes megsemmisülés, mégpedig a szerencsétlen (vagy merész) űrutazó sajátidejében mérve mindenképpen véges idő alatt. Ha az űrutas közvetlenül az eseményhorizont előtt nyugalomban van, majd innen indulva lépi át azt, akkor az "időhúzásra" a legjobb stratégia a semmittevés, azaz az egyszerű szabadesés a szingularitás felé. Ezen kiindulási feltételek azonban valószínűleg a legritkább esetben fognak majd előállni, a fekete lyuk megközelítése általában távolabbról kezdődik majd. Az új eredmények szerint ilyen esetekben (de még mindig nyugalmi helyzetből indulva) a sima szabadesés csak a Schwarzschild-sugár eléréséig jó taktika, a fekete lyuk eseményhorizontja alatt más a hosszú élet titka.
![]()
Fantáziarajz egy fekete lyuk eseményhorizontjáról
(Forrás: Denver Musem of Nature and Science)
Mivel az eseményhorizont átlépése és a szingularitás elérése közötti maximális idő egy szabadon eső testre a fekete lyuk tömegével egyenesen arányos, ha az utazó egy csillag összeomlása után keletkezett fekete lyukba zuhan, a Schwarzschild-sugár átlépése után mindössze a másodperc töredéke marad számára, ha azonban sorsa egy nagyon nagy tömegű fekete lyukkal hozza össze, néhány órája is lehet hátra. Sajnos ez az idő semmiképpen nem telik majd kellemesen, ugyanis az óriási árapály-erők miatt az ún. spagetti-hatás mindenképpen fellép: a láb és a fej között olyan óriási a különbség a gravitációs tér erősségében, hogy ez a differencia valósággal megnyújtja az űrutazót, s három térbeli dimenzióját egyre akarja csökkenteni.
Mivel abból indultunk ki, hogy képzeletbeli hőseinknek olyan űrhajójuk van, ami képes a csillagok közötti tér átszelésére, a hajtómű segítségével minden bizonnyal jelentős energiákat képesek mozgósítani a zuhanás befolyásolására. Először próbálkozzanak tehát (Han Solo nyomán) a következővel: fordítsák űrhajójuk orrát a vonzócentrummal ellentétes irányba, s kapcsoljanak minden energiát a hajtóművekre, egészen addig, míg el nem érik a szingularitást. Ne felejtsék azonban el, hogy egy fekete lyuk belsejében vannak egy közel fénysebességre képes űrhajóban, így az Einstein-féle relativitáselmélet hatásaival is számolniuk kell. A fekete lyukak elméletéből eddig is ismert volt, hogy ez a stratégia éppen a vég bekövetkeztét sietteti, minél jobban igyekszik menekülni valaki egy fekete lyuk belsejében, annál gyorsabban zuhan a szingularitás felé. A szerzők szerint azonban van olyan gyorsításos stratégia, ami az előzőekkel ellentétben majdnem mindenki számára jelent némi pluszt, ennek lényege pedig az, hogy a hajtóműveket csak egy adott ideig kell bekapcsolni, majd azután szabadeséssel zuhanni a fekete lyuk centruma felé.
A kérdés ezután már csak az, hogy mennyi is a hajtóművek működtetésének optimális időtartama. Lewis és Kwan a viszonylag egyszerű számolást igénylő példájukban figyelembe veszik a fekete lyuk tömegét, az űrhajó hajtóműveinek teljesítményét, illetve azt, hogy a jármű milyen gyorsan haladt át az eseményhorizonton. Az itt természetesen nem részletezhető számításokból kiderül, hogy van egy maximális gyorsulás, amivel még sajátidőt lehet nyerni a sima szabadeséshez képest a lyuk belsejében, ezt a gyorsulás túllépve azonban ismét csökken a szingularitás eléréséig rendelkezésre álló idő.
Összefoglalva tehát a következő a helyes stratégia. Ha az utazó az eseményhorizontról nyugalomból indul, akkor ne csináljon semmit, csak zuhanjon szabadon. Ha azonban az eseményhorizont fölött lévő pontból indul el, de még mindig nyugalomból, akkor az eseményhorizontot átlépve az erre alkalmas rakétájával próbáljon kifele mutató gyorsulást produkálni, ezt viszont ne vigye túlzásba. Ha mindezt sikerül megcselekednie, akkor nyugodtan nyújtózkodhat egyet ...
Forrás: Universe Today, arXiv:0705.1029v2
-
#2052
Új felismerések a napszél viselkedéséről
2007. május 24., csütörtök, 10:12
A megfigyelések alapján régóta tudjuk, hogy bár a napszél sebessége változó, sosem csökken 260 km/s alá. A Wind űrszondának a napszél jellemzőiről 1995. és 2005. között rögzített adatait Justin Kasper (MIT) és kollégái dolgozták fel. A munka során a napszél sebessége és az összetétele között kerestek és találtak is kapcsolatot.
Eredményeik szerint a minimális 260 km/s-os sebesség körül a napszélben alig van hélium, míg gyakorisága a sebesség növekedésével emelkedik, és 500 km/s környékén már eléri a 4%-ot.
A modellek szerint a héliumot a Napból kiáramló hidrogénatommagok ragadják magukkal. Mivel egy héliumatommag két protonból és két neutronból áll, a hidrogén atommagjánál sokkal nehezebb. Ezért ha a hidrogén áramlása egy bizonyos határnál lassabb, nem tudja nehezebb társát magával ragadni. A kérdéses sebességhatár 260 km/s körül húzódhat, az ennél lassabban kiáramló napszél ezért nem képes héliumot szállítani. A hélium ekkor a hidrogént is visszatartja - ezért nem "fúj" ennél lassabban a napszél. A fenti modell természetesen egy erősen egyszerűsített változat, a valóság ennél lényegesen bonyolultabb lehet.
A hélium a koronakitörésekben is fontos szerepet játszhat, ahol az aránya a 20%-ot is eléri - a fentieknek megfelelően ekkor még gyorsabb a kiáramlás. Az alsó sebességhatár és a hélium kapcsolata érdekes következményekkel jár: ha hosszú ideig csak lassan áramlik ki a napszél, központi csillagunk légkörében átmenetileg enyhén megnövekedhet a hélium koncentrációja.
A napszél és a földi magnetoszféra kölcsönhatásáról is születtek új felismerések, amelyek kölcsönhatását a négy tagból álló Cluster műholdakkal tanulmányozzák. A tetraéder alakzatban haladó űreszközök egymástól néhány 100 km-re végeznek hasonló méréseket, és így feltérképezik a töltött részecskék térbeli eloszlását. Az egyik ilyen "kötelékrepülés" adatait nemrég dolgozták fel és érdekes eredményre akadtak benne.
2001. január 24-én a Cluster műholdak 105 ezer km magasan haladtak a földfelszín felett és egymástól 600 km választotta el őket. Megfigyeléseiket folyamatosan végezték, miközben az ún. lökéshullámfront felé közeledtek, ahol a napszél bolygónk magnetoszférájához közeledve hirtelen lassulni kezd. A térségben szokatlanul változó, erősen fluktuáló mágneses és elektromos teret találtak.
Emellett olyan protonokat is sikerült azonosítani, amelyek a lökéshullámfronttól visszafelé, azaz nagyjából a Nap irányába haladtak. Az ilyen mozgású részecskék jelenlétét elsőként közel 20 éve jelezték előre, de csak most sikerült biztosan kimutatni őket. A jelenség kialakulásakor a napszelet alkotó részecskék a földi magnetoszférába ütköznek, ahonnan egy részük "visszapattan".
A visszaverődéstől egy ellentétes irányban mozgó lökéshullám keletkezik a részecskeáramlásban. A folyamat részben arra emlékeztet, amikor egy folyón a folyásirányhoz képest felfelé haladó hajó orr-részével találkozik a víz, és onnan részben visszaverődik. Így az orr résztől távolodó és folyásirányban felfelé haladó hullám is keletkezik. Hasonló jelenség sok más égitestet magnetoszférájánál fordulhat elő.
![]()
Az egyik STEREO műhold által megörökített aktív régió, pontosan a felette, a mágneses erővonalak által lebegő állapotban tartott, hevesen változó anyag felvétele. A jelenség mozgó animációja a NASA
honlapjáról tölthető le (NASA/STEREO/Naval Research Laboratory)
Kereszturi Ákos
-
#2051
Víznyomokat talált a Spirit
2007. május 23., szerda, 8:23
Újabb idős, vizes környezetre utaló nyomokat ásott ki véletlenül a marsjáró kereke a vörös bolygó felszínén.
A Mars felszínén barangoló Spirit és Opportunity roverek már több olyan jelet is azonosítottak, amelyek egykori vizes környezetre utalnak. Ezek nagy része nem közvetlenül a felszínen, hanem kevéssel a felszín alatt található - azonban az elterjedt törmeléktakaró miatt nehéz kitalálni, hol rejtőznek érdekes képződmények.
Ilyen szempontból azok a területek is érdekesek, amelyeket a Spirit a kerekével ásott ki útja mentén. A marsjáró hat kereke közül az egyik már több hónapja felmondta a szolgálatot, ezért azt álló helyzetben húzza maga után a rover. A sajátos helyzet lassítja a haladást, és kismértékben növeli is az energiafogyasztást.
Ugyanakkor egy-egy szerencsés véletlen révén hasznot is hoz: néhol a mély keréknyom helyén kibukkan a marsi talaj felső, néhány centiméteres rétege alatti réteg. Jelenleg a Gusev-kráter közepén emelkedő csúcsok közötti kis medencét vizsgálja a marsjáró. Munkája során eddig közel egytucat ilyen kihantolt területet hagyott maga után, amelyek közül most azonosították talán a legérdekesebbet.
A Gertrude Weise névre keresztelt feltárást a rover kereke az 1150. marsi napon (sol) ásta ki. A környezeténél világosabb színű képződmény anyagára a mini-TES műszer mérései alapján figyeltek fel, majd azt az alfarészecske-röntgenspektrométer segítségével közvetlen közelről is megvizsgálták.
A felszín alatt néhány centiméterrel húzódó világos rész összetétel sajátos volt: kb. 90%-ban szilícium-dioxidból állt. Ilyet korábban még nem azonosítottak a bolygón. Az anyag valószínűleg vulkáni hatástól savassá vált vizek és a kőzetek kölcsönhatása során képződött. Az ekkor kiváló szilícium-dioxid leggyakrabban kvarc formájában jelenik meg, itt azonban nem kristályos, hanem amorf az anyag szerkezete.
![]()
A mellékelt felvételt a Spirit 2007. április 6-án rögzítette, amelyen jól látszik a kb. 20 cm széles kiásott világos terület (NASA, JPL)
A Spirit eddigi munkája során a Gusev-kráterben megfigyelhető, egykori vízzel kapcsolatos nyomok főleg a felszín alól kerültek ki. Itt említhetők a kénben gazdag, feltehetőleg felszín alatti vizekből visszamaradt foltok, a kőzetekben eddig azonosított különböző ásványtani átalakulások, valamint a robbanásos vulkáni tevékenység nyomai, melyek magma vagy láva és a víz kölcsönhatásától jöttek létre.
Kereszturi Ákos
-
#2050
Pillantás az Orion-köd belsejébe
2007. május 21., hétfő, 9:11
Egy új technológiával minden korábbinál részletesebben sikerül feltérképezni a születő csillagok környezetét az Orion-ködben.
Az elmúlt évek alatt egy nemzetközi csillagászcsoport olyan technológiát fejlesztett ki, amely a csillagközi anyag sugárzását egyszerre több hullámhosszon képes detektálni, és ebből annak sok jellemzőjét rekonstruálni. A rendszer alapja a 15 méter átmérőjű James Clerk Maxwell teleszkóp, amely a szubmilliméteres tartományban, a rádió és a látható hullámhosszak között végzi a megfigyeléseit a Hawaii-szigeteken lévő Mauna Kea vulkánról.
A legfontosabb fejlesztést a HARP és az ACSIS nevű, együttesen üzemelő detektor és spektrométer képezi. Előnyük, hogy egyszerre több ezer hullámhosszon rögzítenek adatokat a célterületről, ahol minden hullámhosszon képpontonként külön-külön megörökítik az adott sugárzás eloszlását. A HARP és az ACSIS együttesen elsősorban a csillagközi molekulák gyenge emisszióját vizsgálja.
Az égbolton látszólag megfigyelhető két irány mellett harmadik "dimenzióként" a sugárzás frekvenciája tanulmányozható. Az így nyert információk összevetésével a sugárzó anyag összetevői, sűrűsége és mozgása is megbecsülhető. A berendezés tehát minden más műszernél lényegesen több információt ad: egyszerre vizsgálható a segítségével a különböző kémiai összetevők helyzete és mozgása - ami kulcs a kiterjedt és átlátszatlan felhőkben zajló folyamatok megértéséhez.
A módszer segítségével elsősorban a viszonylag hideg csillagközi felhők jellemzői térképezhetők, amelyekben napjainkban is születnek égitestek. Eddig részletesen az Orion-ködben zajló csillagkeletkezést tanulmányozták vele, a fő cél a térségben zajló gázáramlás és az anyag összetételének megállapítása volt.
![]()
Fent a rögzítet adatok grafikus megjelenítése látható: az egymás mögött sorakozó, különböző színnel jelzett rétegek eltérő hullámhosszakon rögzített képeket jelentenek, amelyek mindegyike az adott hullámhosszon mutatja a gáz térbeli eloszlását.
Az Orion-köd esetében a szén-monoxid-molekulák eloszlásának vizsgálata révén 200 km/s sebességet meghaladó gázáramlást is sikerült kimutatni. Több olyan, néhányszor 10 fényév átmérőjű kisebb, sűrű felhő is mutatkozott a térségben, amelyek több száz, közel egyszerre keletkező csillagot tartalmaznak.
A gáz helyzetének, összetételének és mozgásának feltérképezése első alkalommal ad lehetőséget annak rekonstruálásra, hogy egy aktív csillagkeletkezési régió mely részein, milyen forrásokból származnak az eltérő anyagok, és miként fejlődik az egész rendszer. A műszeregyüttes jelenleg egyedülálló a Földön, képességei minden korábbiét meghaladják, amelyekkel a molekulafelhők jellemzőit eddig tanulmányozták.
![]()
Balra az UKIRT infravörös teleszkóppal készült felvétel látható az Orion-köd egy részéről, jobbra pedig a HARP és az ACSIS rendszer adatainak alapján a gáz eloszlása figyelhető meg (JCMT)
Kereszturi Ákos
-
#2049
Közepes tömegű fekete lyukat találtak egy galaxisban
2007. május 21., hétfő
Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópja segítségével újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott közepes tömegű fekete lyukak létezésére.
Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópjának méréseit egy új módszerrel elemezve újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott, ún. közepes tömegű fekete lyukak (IMBH, Intermediate Mass Black Hole) létezésére.
Az eljárást 1998-ban L. Titarchuk, a NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) kutatóközpontjának munkatársa javasolta, s első alkalmazásként kollégájával, N. Shaposhnikovval (szintén GSFC) meghatározta a tőlünk mintegy 10 ezer fényévre a Hattyú csillagképben található Cygnus X-1 katalógusjelű fekete lyuk tömegét. A számítások alapján a kettős rendszerben található objektum tömege 8,7 naptömegnek adódott, kb. 10%-os bizonytalansággal. A kettőscsillag másik komponense egyébként egy kék szuperóriás csillag, míg rendszerük azért is érdekes, mert ez volt az elsőként felfedezett, röntgensugárzása alapján már az 1970-es évek elején is fekete lyukat tartalmazónak tekintett égitest. Független módszerekkel mások korábban 10 naptömegnyire hozták ki a Cyg X-1 röntgensugárzását generáló objektum tömegét, ami azért jó, mert jelzi Titarchuk és Shaposhnikov módszerének alkalmazhatóságát – ez aztán olyan esetekben is jól jöhet, amikor az egyéb módszerek nem működnek.
![]()
Fantáziarajz a Cygnus X-1 röntgenforrásról, ami egy fekete lyukból és egy kék szuperóriás csillagból álló kettős rendszer.
Az előbbi kutatóktól függetlenül a GSFC egy másik csoportja T. Strohmayer és R. Mushotzky vezetésével a Titarchuk-módszert alkalmazta az XMM-Newton teleszkóppal gyűjtött adatokra, s ez alapján egy közepes tömegű fekete lyukra bukkant. Eredményeik szerint a közeli NGC 5408 katalógusjelű galaxisban az egyik ultrafényes röntgenforrás (ULX, Ultra Luminous X-ray) valójában egy körülbelül 2000 naptömegű fekete lyuk, s így ma a legjobb példa az IMBH-k létezésére.
A kérdés elméleti szempontból azért érdekes, mert nincs általánosan elfogadott mechanizmus a közepes tömegű fekete lyukak keletkezésére. Létezésük ugyanakkor "kívánatos" lenne, mert kitöltenék a Cygnus X-1-hez hasonló, nagytömegű csillagok összeomlásakor keletkező 5-20 naptömegnyi és a galaxisok centrumában található óriási, akár 1 milliárd naptömeget is elérő fekete lyukak közötti űrt.
A fekete lyuk tömegének becslésére szolgáló Titarchuk-féle módszer a fekete lyuk és az azt körülvevő anyagbefogási (akkréciós) korong közötti kapcsolatot használja ki. A korongban lévő gáz nem egyenes vonalú, hanem spirális pályán halad a fekete lyuk felé, aminek oka az egyik legáltalánosabb természeti törvény, az impulzusnyomaték megmaradása. Ha a fekete lyuk anyagbefogási rátája túlságosan megnő, akkor a fekete lyuk közelében az anyag egy forró területen feltorlódik. Az ilyen típusú feketelyuk-jelöltek egyébként elsősorban ezen forró foltok intenzív röntgensugárzása alapján azonosíthatók.
A forró területek azért alkalmazhatók a központi tömeg becslésére, mert mint azt Titarchukék kimutatták, egyenes arányosság áll fenn a torlódási területek fekete lyuktól mért távolsága (s így keringési periódusa) és a fekete lyuk tömege között: minél nagyobb a centrum tömege, annál messzebb alakulnak ki a röntgensugárzó forró foltok, azaz annál hosszabb lesz a keringési periódusuk. A modellben az anyagbefogási ráta változása a feltorlódó forró gáz röntgensugárzásának intenzitásában bekövetkező majdnem periodikus változások (QPO, Quasi-Periodic Oscillations) formájában jelentkezik, ami nagyon sok fekete lyukat tartalmazó rendszernél megfigyelhető. Ezen oszcillációkhoz ugyanakkor a rendszer spektrumában bekövetkező, viszonylag egyszerű és könnyen előrejelezhető változások is kapcsolódnak, aminek oka a beáramló gáz hőmérsékletében a tömegátadás sebességének változása miatt bekövetkező emelkedés, illetve csökkenés. A NASA Rossi röntgenteleszkópjának (RXTE, Rossi X-ray Timing Explorer) mérései alapján szoros összefüggés van a QPO-k frekvenciája és a röntgenspektrum között, ami jelzés arra, hogy a fekete lyuk milyen hatásfokkal bocsát ki röntgensugárzást.
![]()
Fantáziarajz egy ultrafényes röntgenforrásról (ULX), melyekről sok kutató azt gondolja, hogy egy közepes tömegű fekete lyukat (IMBH) tartalmaznak, ami anyagot szív át a kísérőjéről, s a detektálható röntgensugárzás forrása az akkréciós korongban keletkező forró folt.
Shaposhnikov és Titarchuk az RXTE segítségével a módszert egy 3 naptömegű fekete lyukra alkalmazta a Tejútrendszerben, s azt találták, hogy ez a tömegmérési eljárás nagyon jól használható más, konkurens módszerekkel összehasonlítva. Strohmayer és Mushotzky munkacsoportja az XMM-Newton mérései alapján két QPO-t azonosított a Centaurus csillagképben 16 millió fényévre található NGC 5408 jelzésű galaxis legfényesebb röntgenforrása, az NGC 5408 X-1 sugárzásában. A detektált QPO frekvenciák, valamint a forrás luminozitása és spektrális jellemzői mind azt sugallják, hogy itt egy közepes tömegű fekete lyuk hatását figyelhetjük meg. Mivel másik két független tömegmeghatározási módszer is egy kettes faktoron belül hasonló eredményt ad, ezért a kutatók úgy gondolják, hogy valóban a közbülső tömegtartományba eső fekete lyukak egy példányát találták meg. Az esetleges bizonytalanságot talán csak az jelzi, hogy az egyik társszerző az NGC 5408 X-1 tömegét inkább 100 naptömeghez közelinek becsüli.
A két kutatócsoport eredményei két cikkben fognak megjelenni az Astrophysical Journal c. szakfolyóiratban.
Forrás: ESA News, 2007. május 16.
-
#2048
ez sajnos így van 
-
#2047
oh, thx.
most egy ideig netmentes szabin voltam, így elmaradtak a cikkek, de pótlom őket...
Egyébként engem nagyon meglep, hogy az emberek nagy részét mennyire nem érdekli ez a téma, pedig amellett, hogy rendkívül érdekes, még rengeteg szép (csodálatos) dolgot is tartalmaz. No mindegy, ez van. -
tomcat1 #2046 Ya -
Rumcájsz61 #2045 Csatlakozom az előző két hozzászóláshoz. Csak így tovább! -
#2044
Tényleg respekt...
Napi SG-s körutam során mindig benézek ide. Köszönjük ezeket a jó cikkeket, ill. leírásokat.
-
patiang #2043 Őszintén gratulálok, ahhoz amit teszel.
Legtöbbet a Te "oldalaidat" olvasom / engem is érdekel az univerzum /, és "elborzaszt", hogy mily hatalmas az űr, és mily aprók vagyunk mi. -
#2042
Gigantikus láthatatlan gyűrű az űrben
2007. május 16., szerda, 8:33
Gigantikus méretű, jelenleg is táguló, láthatatlan anyagból álló gyűrűt találtak egy galaxishalmazban. Most első alkalommal sikerült kimutatni, hogy a láthatatlan tömeg nem minden esetben követi a látható anyag eloszlását.
A Világegyetem anyagának nagyobb részét kitevő láthatatlan tömeg jelenlétét közvetetten, annak gravitációs hatása révén tudjuk kimutatni. Ennek gyakori módszere, hogy megfigyeljük, miként torzítja el egy távoli galaxishalmaz egy nála még messzebb lévő objektum képét. E gravitációslencse-hatásnak nevezett folyamat eredményeként kialakuló ívek, "szellemképek" alakja és eloszlása a lencsehatást kiváltó objektum (esetünkben a galaxishalmaz) tömegét és annak eloszlását fedi fel. (A gravitációslencse-hatás működését lásd a cikk második oldalán.)
Egy nemzetközi csillagászcsoport a Cl 0024+17 (ZwCl0024+1652) jelű, közel 5 milliárd fényévre található galaxishalmaznál vizsgálták a jelenséget. Az első eredmények alapján a halmazban a láthatatlan tömeg jelentős része nem követte a sugárzó galaxisok térbeli eloszlását. Ez annyira meglepte a szakembereket, hogy először nem is bíztak az adatok valóságában, egy éven keresztül elemezték azokat, illetve gyűjtöttek új információkat.
Végül bebizonyosodott: a láthatatlan tömeg egy furcsa, gyűrűhöz hasonló alakzatot formál a halmazban. A gyűrű átmérője 2,6 millió fényév - azaz alig valamivel több, mint amilyen messze az Androméda-galaxis található a Tejútrendszertől. Ez az első olyan azonosított szerkezet, amelyben a láthatatlan tömeg eloszlása jelentősen eltér a láthatóétól - minden más korábbi megfigyelésnél a kettő szorosan követte egymást.
A "láthatatlan gyűrű" a modellek szerint két galaxishalmaz 1-2 milliárd évvel ezelőtt bekövetkezett ütközésétől jött létre. A találkozó során a láthatatlan tömeg előbb a két halmaz centrumába zuhant, majd tovább mozogva, a geometriai centrumon túllendülve tágulni kezdett. A tágulás jelenleg lassul, és idővel zsugorodásba válthat.
![]()
A cikkben ismertetett ütközés lezajlása. Fent a Földről megfigyelhető, lent az "oldalról mutatkozó" látvánnyal (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)
A halmaz korábbi spektroszkópikus megfigyelései valóban rámutattak, hogy tagjai nagyjából két elkülönülő csoportot alkotnak - ezek a két összeütközött halmaz maradványai lehetnek. A találkozóra a látóirányunkkal párhuzamosan került sor, ezért mutatkozik felőlünk a kataklizma során kilökődött láthatatlan tömeg gyűrű alakban (lásd a fenti ábrán).
![]()
A halmaz galaxisai és a láthatatlan tömeg feltérképezett eloszlása, utóbbit sötékék színnel jelölték (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)
A kifelé haladó, hullám jellegű gyűrű egy medencébe dobott kavics nyomán támadt hullámhoz hasonló. A gravitációslencse-hatás megfigyelése pedig részben annak az analógiája, ahogy a medence fenekén a gyűrű nyoma látszik: míg a vízfelszínen megtörő fénysugarak az aljzatra rajzolják ki a gyűrűt, addig a láthatatlan tömeg alkotta gyűrű gravitációs terével rajzolja át a még távolabbi égitestek képét.
A gravitációslencse-hatás
A gravitációs tér a fény haladási irányát is befolyásolja, ahogyan azt már Einstein feltételezte általános relativitáselméletében. Ha véletlenül egy nagytömegű égitest közelében halad el, akkor az hatással van rá: eredeti irányától kissé eltéríti. Mivel egy nagy galaxishalmaz tömege óriási, a mellette elhaladó, illetve a belsején keresztülhaladó fénysugarak útja jelentősen megváltozik.
![]()
A gravitációslencse-hatás elve
A halmaz tárgylencseként működhet, és "mögötte", a távolban elhelyezkedő objektum képét felénk fókuszálja, akárcsak egy optikai lencse. Az így keletkezett képeket szokták kozmikus délibáboknak, a jelenséget pedig gravitációslencse-hatásnak nevezni.
A gravitációslencse-hatás a távoli galaxisok fényességét is megnövelheti, és egyébként észrevehetetlenül halvány csillagvárosokat tehet láthatóvá. Felléphet a többszörös leképezés jelensége is: ilyenkor egy adott objektum képét megsokszorozva láthatjuk.
-
#2041
Gázlövedékek az Orion-ködben
2007. május 15., kedd
Az északi Gemini-távcső közelmúltban átadott lézeres műcsillagos adaptív optikai rendszere páratlan felvételeket készített az Orion-köd különleges gázcsóváiról.
A téli égbolt kisebb műszerekkel is elérhető látványossága az Orion-köd. A nagy kiterjedésű ködösség egy viszonylag közeli, alig 1500 fényévnyire található csillagkeletkezési régió, melynek sűrű gáz- és poranyagát a belsejében található, nagy tömegű csillagok módosítják. Már 1983-ban, a látható fény tartományában készített képeken is sikerült azonosítani néhány érdekes kozmikus “lövedékeket”, amelyek a központból kifelé haladnak. Közel tíz évig tartott, mire fény derült a természetükre: ezek valójában olyan gázcsomók, amelyeket a ködösség belsejében a nagy tömegű csillagok keletkezésékor lezajlott, nagy energiájú folyamatok dobtak ki, és jelenleg is akár 400 km/s sebességgel, vagyis körülbelül a lokális hangsebesség tízszeresével haladnak kifelé. Az érdekes szuperszonikus képződmények, valamint a ködösségben hagyott nyomaik finom részleteit azonban a földi légkör folyamatosan változó torzító hatása elmosta a felvételeken.
A valóságban igen nagy kiterjedésű, tetejüknél a Pluto átlagos naptávolságánál akár tízszer nagyobb átmérőjű struktúrák részletesebb tanulmányozását teszik lehetővé a 8,1 m-es északi Gemini-teleszkóp új felvételei. Elkészítésüket lézerrel előállított műcsillag és adaptív optikás kamera tette lehetővé. A rendszerben mükődő szilárdtestlézer keskeny nyalábja a földi légkörben kb. 90 km-es magasságban lévő nátriumréteget gerjeszti, és a műszer az így kialakuló világító referenciacsillagot használja fel a légkör pillanatnyi torzításának meghatározására. Ezt ismerve az éppen felvett égterület eredeti, torzításmentes képe is visszaállítható.
A közeli infravörös tartományban készített képekből összeállított felvételen jól látszik, amint az ütközések következtében mintegy 5000 fokra felhevülő vasatomok kékes színben világítanak az egyes “lövedékek” csúcsaiban. A kölcsönhatások során mind a lövedékeket, mind pedig a felhő anyagát alkotó molekuláris hidrogén 2000 fokra hevül fel. A csőszerű nyomok narancssárga színben fénylő tartományokként jelennek meg a képen – egy-egy ilyen nyom hosszúsága mintegy fényévnyi. A számítások szerint a lövedékek viszonylag fiatalok, kidobódásuk óta még ezer esztendő sem telt el. Az elkészített képek rendkívüli felbontása és részletgazdagsága pedig lehetővé teszi, hogy az elkövetkező időszakban a lövedékek haladása miatt évről-évre bekövetkező változások is nyomon követhetők legyenek.
Elsőként a vizsgált tartományt ábrázoló nagy felbontású felvételt mutatjuk be. Ez az égbolt mintegy 50×50 ívmásodperces tartományát ábrázolja, a kép eredetijének felbontása pedig mintegy egytized ívmásodperc.
![]()
A Gemini Obszervatórium felvétele. A kép a teleszkóp NIRI kamerájával, az ALTAIR adaptív optikai rendszer és lézeres műcsillag felhasználásával készült (Forrás: Gemini Observatory)
A következő, nagy látószögű felvétel mutatja a részletesen megvizsgált terület pontos elhelyezkedését a nagy kiterjedésű Orion-ködkomplexumon belül.
![]()
A 4 méteres Blanco-teleszkóp ISPI műszerével készített infravörös felvétel az Orion-ködről. A jobb felső részen látható négyzet alakú terület jelzi a Gemini által megörökített égrészt (Inter-American Observatory, Cerro Tololo, Chile. Forrás: Gemini Observatory)
Utolsó képünkön a műcsillagot létrehozó lézernyaláb látható. A felvétel a rendszer 2006. júliusi telepítését követően készült, egy perces expozícióval.
![]()
Forrás: Gemini Observatory, 2007. március 22.
-
#2040
Molekulagyár a Titan felsőlégkörében
2007. május 14., hétfő, 8:45
A Szaturnusz Titan nevű óriásholdja nem csupán a csillagászokat és a bolygókutatókat, de a biológusokat is foglalkoztatja. Az égitest légkörében ugyanis olyan kémiai reakciók zajlanak, amelyekhez hasonlók a Földön, az élet kialakulása előtt történhettek. A Cassini-szonda újabb megfigyelései alapján a hold felsőlégkörében aktív kémiai folyamatok zajlanak, egészen 1000 kilométeres magasságig.
Azt már több korábbi mérés alapján tudják, hogy a Titan légkörében sok szerves eredetű aeroszol (apró folyékony és szilárd szemcse) lebeg, amelyeket összefoglalóan tholinoknak is nevezik. Ez egy széles körben használt, ám gyengén definiált fogalom, amely hosszú molekulaláncú, összetett szerves anyagokat jelent. A tholinok a Naprendszer külső régiójában gyakoriak, például sok távoli Kuiper-objektum felszínét borítják.
A Titan esetében a korábbi megfigyelések és modellek alapján azt feltételezték, hogy ott a tholinok a légkörben, 100-200 km körüli magasságban keletkeznek, elsősorban a Nap ultraibolya sugárzásának hatására. A napfénytől sok molekula lebomlik, emellett nagy mennyiségű szabad hidrogén keletkezik, amely közvetetten segíti a hosszú láncú molekulák kialakulását. Ezek egy összefüggő, átlátszatlan szmogréteget alkotnak, amelyben a lebegő aeroszolok felülete további kémiai átalakulásokra ad lehetőséget. Az eddigi megfigyelések közül kiemelkedik a benzol azonosítása, amely az aromás szénhidrogének egyik alapköve.
A Cassini-szonda három részecske-spektrométerének újabb megfigyelései alapján úgy fest, hogy az imént említettnél sokkal magasabban is zajlanak fontos reakciók a Titan légkörében. Eszerint a felszín felett akár 1000 km magasan is képződnek ilyen anyagok. Az itt kialakult molekulák összetétele némileg eltér a korábban megfigyeltekétől - bár a pontos megállapításokhoz további mérések kellenek.
Korábban egyes földi laborvizsgálatok is utaltak arra, hogy az aromás, gyűrűs szénhidrogén-molekulák a kisebb gáznyomású környezetben könnyebben alakulnak ki, és a nitrogénatomok könnyebben épülnek beléjük, mint nagyobb nyomás alatt. Ez tehát már előrevetítette a most azonosított hatékony "molekulagyár" létét a légkör ritka, felső tartományaiban - ahol a sok töltött részecskét tartalmazó, változékony környezet ideális a kémiai átalakulásokhoz.
A légkör felső tartományában a beeső sugárzásoknak jelentős része nyelődik el, energiát szolgáltatva a különböző átalakulásokhoz. Emellett az ide becsapódó magnetoszférikus ionok is fontos energiaforrásként szerepelnek. Szintén meglepetés, hogy a Cassini detektorai sok negatív töltésű iont azonosítottak a légkör magasabb régióiban. Ezek tovább bonyolíthatják a már így is nehezen áttekinthető reakciók sorát, részben a nitrogént is beépítve a szénhidrogén-molekulákba.
![]()
Vázlat a hold felsőlégkörében zajló fontosabb kémiai reakciókról (NASA, JPL, SSI)
Az 1000 km körüli magasságban kialakult molekulák jellege erősen függ a napsugárzástól és magnetoszférikus bombázástól. Ezeknek megfelelően változik az összetételük, majd lassan a felszínre ülepednek, ahol a kémiai környezetet befolyásolják. A ritka felsőlégkör és a sűrű gázzal borított felszín kémiai viszonyai között tehát szoros a kapcsolat.
A Titanon, az ott uralkodó érdekes körülmények ellenére feltehetőleg nem alakult ki a földihez hasonló élet - ugyanakkor a földi élővilág megjelenéséhez vezető folyamatok megértésében nyújthat fontos támpontokat.
Kereszturi Ákos
-
#2039
A Tejútrendszer legöregebb csillaga
2007. május 14., hétfő
A Chilében működő VLT távcsőegyüttes egyik teleszkópjával megtalálták a Tejútrendszer legöregebb csillagát, melynek becsült kora 13,2 milliárd év.
A chilei Paranal csúcson működő VLT (Very Large Telescope) távcsőegyüttes Kueyen teleszkópjának UVES spektrográfjával egy nagyon öreg csillagot találtak a Tejútrendszerben. A HE 1523-0901 katalógusjelű objektum becsült kora 13,2 milliárd év, ami alig marad el az Univerzum 13,7 milliárd éves korától, azaz a csillag valóban a kozmikus idők hajnalán, nem sokkal az Ősrobbanás után született.
Egy csillag korának meghatározása korántsem egyszerű feladat, különösen akkor, ha ilyen öreg objektumról van szó. Ehhez nagyon pontosan meg kell becsülni a radioktív tórium- és uránizotópok gyakoriságát a csillagban, s ez csak a VLT teleszkópjaihoz hasonló nagy távcsövekkel lehetséges. A módszer hasonlít a 14-es szénizotóp gyakoriságának mérésén alapuló ún. radiokarbon módszerhez, amit a régészetben nagyon gyakran használnak a leletek korbecsléséhez. Míg azonban ez az eljárás mindössze néhány tízezer évre visszamenőleg alkalmazható, a csillagászatban összehasonlíthatatlanul hosszabb időtartamokat kell felmérnünk a fenti módszerrel.
![]()
Fantáziarajz a radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló kormeghatározás csillagászati alkalmazásáról.
A radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló módszer jó alkalmazhatósága szempontjából kritikus a megfelelő izotóp kiválasztása. Ezek mennyisége egy adott mintában, ellentétben a stabil elemekével, az idő előrehaladtával csökken. Elegendően sok idő elteltével α- és β-bomlások során minden aktív izotóp stabil állapotba jut, és az ún. radioaktív bomlási sorok végén tovább már nem bomló ólomizotópok állnak. A folyamat jellemzésére a felezési időt használják, ami azt mutatja meg, hogy egy mintában mennyi idő alatt csökken egy adott bomlásképes izotóp aránya a felére. A felezési idő, az izotóp ma mérhető és a kiindulási állapotbeli gyakorisága ismeretében az izotópot tartalmazó objektum kora a bomlástörvényből meghatározható. Jelen esetben a kiindulási gyakoriság a Világegyetem fiatal korára vonatkozó különböző elméletekből nyerhető, s így természetesen a bizonytalansága is nagy lehet. A rövid felezési idejű izotópok értelemszerűen csak rövidebb időskálán alkalmasak kormeghatározásra, míg a hosszú felezési idejű izotópok lassabban bomlanak, azaz nagyon hosszú, milliárd éves időskálákon is alkalmazhatók. Ilyen nagyon hosszú, több milliárd éves felezési idejű izotópjai elsősorban az uránnak és a tóriumnak vannak. Előbbi felezési ideje 4,7 milliárd év, míg utóbbié a 14 milliárd évet is meghaladja, azaz hosszabb az Univerzum becsült koránál!
A Kueyen teleszkópra szerelt UVES spektrográffal 7,5 órás észlelési idővel a kutatóknak olyan ultraibolya színképeket sikerült rögzíteni a fémszegény ([Fe/H] = -2,95), azaz kevés nehéz elemet tartalmazó HE 1523-0901 csillagról, melyeken nem csak az előbb említett izotópok egymáshoz, de másik három, neutronbefogásra alkalmas stabil elemhez (Eu, Os, Ir) viszonyított gyakoriságát is sikerült meghatározni, azaz a kormeghatározás ebben az esetben "több lábon áll". A HE 1523-0901 ún. második generációs csillag, a benne található urán- és tóriumizotópok az Univerzum első, szupernóvaként felrobbant csillagainak kohóiban keletkeztek, így a 13,2 milliárd év valójában annak a szupernóvának a kora, ami a HE 1523-0901 szülőanyagát beszennyezte a nehézelemekkel. Minthogy a szupernóva és a mostani csillag kialakulása között nem telhetett el sok idő, most csak azt mondhatjuk, hogy az élete vége felé járó HE 1523-0901 a jelenleg ismert legöregebb csillag a Tejútrendszerben. Elképzelhető, hogy később más fémszegény csillagok között még öregebbet is találunk.
![]()
A HE 1523-0901 csillag spektruma az ionizált urán 385,96 nm-es vonala környékén.
Az elméletek szerint az első csillaggeneráció az Ősrobbanás után 30-150 millió évvel keletkezett. Ezek a csillagok valószínűleg óriási, 200 naptömeget is elérő objektumok voltak, s emiatt életüket nagyon gyorsan élték. Alig néhány százmillió év alatt elfogyasztották üzemanyagukat, s életüket fellángoló szupernóvaként fejezték be. Közben kozmikus környezetüket nehézelemekkel szennyezték be, melyek aztán a következő csillaggeneráció építőköveivé váltak. Ezen behemótokkal ellentétben a HE 1523-0901 valószínűleg csak 0,8 naptömegnyi lehet, így még születése után 13 milliárd évvel is stabilan termeli az energiát.
Forrás: ESO 23/07 Science Release
-
#2038
Születésnapi ajándék a Hubble Űrtávcsőtől
2007. május 13., vasárnap
A Hubble Űrtávcső felbocsátásának 17. évfordulója alkalmából egy igen részletes és látványos mozaikfelvételt tettek közzé az η Carinae-köd központi régiójáról.
Az η (éta) Carinae-köd (NGC 3372) az égbolt egyik legszebb – sajnos csak a déli félgömbről, a Carina (Hajógerinc) csillagképben látható – objektuma, s egyben Tejútrendszerünk egyik legnagyobb méretű ionizált hidrogénfelhője. A kb. 7500 fényévnyire lévő köd igen aktív csillagkeletkezési régió, melyben több mint egy tucat fiatal, 50-100 naptömegű forró óriáscsillag található, köztük Galaxisunk egyik legnagyobb tömegű és legnagyobb abszolút fényességű csillagával, a névadó η Carinae-vel. Utóbbi heves tömegvesztési folyamatok révén többször fellángolt az elmúlt évszázadokban – a legmarkánsabb nagy kitörés az 1835-1855 közötti időszak volt, amikor az egész égbolt második legfényesebb csillagaként ragyogott!
Az április 24-én felbocsátásának 17. évfordulóját ünneplő Hubble Űrtávcső történetének egyik legnagyobb méretű panorámaképét készítette el az η Carinae-köd centrális vidékéről. A 48 képkockából összeállított felvétel a gázfelhő mintegy ötven fényév átmérőjű területét mutatja be, s ezzel rendkívül részletes betekintést nyújt a csillagkeletkezés igen heves folyamataiba.
A régió első csillagai kb. három milliárd évvel ezelőtt keletkeztek egy hideg molekulafelhő összesűrűsödése révén. A fiatal, forró óriáscsillagokból érkező erős ultraibolya sugárzás, valamint az igen nagy sebességű anyagkiáramlások folyamatosan szétdarabolják a felhőt, ezzel dinamikusan változó környezetet hozva létre annak belsejében. Az első csillagok intenzív tevékenységének köszönhetően a kialakult központi "üreg" körüli hideg hidrogéngáz folyamatosan melegszik és sűrűsödik – ez pedig újabb csillagkeletkezési fázis beindulását segíti elő.
![]()
Az η Carinae-köd forrongó belseje; a vörös szín a kén, a zöld a hidrogén, a kék pedig az oxigén emissziójára utal Nagyobb méretben.
(forrás: NASA, ESA, Hubble Heritage Survey és N. Smith (UCLA, Berkeley))
Röviden azért emlékezzünk meg a születésnapos Űrtávcső teljesítményéről is, hiszen a csillagászati kutatások talán legsikeresebb eszközéről van szó. Pályafutása eddigi 17 éve alatt – amely során mintegy százezerszer kerülte meg bolygónkat – a HST több mint 25 ezer objektumot vizsgált, melyekről közel 800 ezer mérési adatot és félmillió képet készített. Ez összesen kb. 30 TB (terabájt) adatmennyiséget jelent, azaz átlagosan napi 66 GB információt. A Hubble által szolgáltatott képek, mérések már eddig is csaknem 7000 publikációt eredményeztek, s még rengeteg a feldolgozásra váró adat.
A Hubble Űrtávcső forradalmi megújulást eredményezett a csillagászatban; ráadásul már csak bő másfél évet kell eltöltenie a világűrben, hogy elnyerje a "minden idők legtovább működő űrtávcsöve" címet – ezt jelenleg még az International Ultraviolet Explorer (IUE, 1978-1996) birtokolja.
Források:
STScI-PR-2007-16
www. spaceflightnow.com
-
#2037
Hírek a Marsról, marsjáróverseny Magyarországon
2007. május 11., péntek, 9:42
A Spirit robbanásos vulkánkitörés nyomát azonosította a Marson, a Földön pedig a jövő lehetséges marsjáróinak versenye lesz Kiskunhalason.
A Spirit az elmúlt időszakban a Gusev-kráter központi csúcsait alkotó Columbia-hegyek között húzódó kisebb belső medencét tanulmányozta. Itt található egy feltűnő, lapos és a környezete fölé kb. 2 méterrel kiemelkedő réteges szerkezetű képződmény, amelyet Home Plate-nek neveztek el. A Spirit 2006 februárjában érkezett ide, és több hónapot töltött a képződmény északi és keleti részének a vizsgálatával. Jelenleg a képződménynek a déli és a nyugati részét tanulmányozza.
A területen bazaltos vulkáni kőzetek vannak. A Home Plate anyagát is ez alkotja, méghozzá látványosan rétegzett formában. A vulkáni eredetű bazaltok az esetek legnagyobb részében nyugodt lávaömlések keretében jutnak a felszínre. Ugyanakkor ritkán előfordul, hogy a bazalt vízzel vagy víztartalmú anyaggal lép kölcsönhatásba, és nagy nyomású, forró gőz képződik. Ez pedig robbanásossá teszi a kitörést.
A robbanásos jelleg kialakulását a Mars légkörének alacsony nyomása is segíti: ez kisebb ún. bezáró nyomást eredményez. A magmában lévő gáztartalom ezért könnyebben fel tud szabadulni és buborékokat alkot. A jelenség hátterében ugyanaz áll, amiért a magas földi hegyeken a kisebb légnyomástól alacsonyabb lesz a víz forráspontja. A vörös bolygón tehát a kis légnyomás révén könnyebben keletkeznek buborékok a magmában, amiket a bennük lévő forró gázok feszítenek - ami végül robbanáshoz vezet.
A magma, illetve láva és a víz keveredésére más jelek is utalnak. A vizsgált kőzetek magas klórtartalmat mutatnak, amely a Mars felszíne közelében lévő, egykor betöményedett sóoldatok gyakori összetevője. Feltehetőleg egykor vízzel keveredett a kitörni készülő anyag a bolygón. A megfigyelt bazaltrobbanásos eredetére legerősebben a kőzetek finomszemcsés, réteges szerkezete utal, amely a levegőből hulló vulkáni törmeléknél gyakori. Emellett egy olyan vulkáni bomba (a robbanástól kidobott és visszahullott kődarab) is látható benne, amely a rétegek lerakódása során becsapódva látványosan eltorzította azokat.
![]()
A Home Plate rétegzett szerkezetének részlete, ahol a vulkáni törmelékbe a rétegek lerakódása után egy kődarab is belehullott.(NASA, JPL, Caltech, USGS, Cornell)
Mindkét rover messze túlteljesítette az eredeti terveket, a Spirit eddig 1177 marsi nap (sol) alatt 7095 métert tett meg, míg az Opportunuty esetében az eddigi 1157 sol 10 509 méter bejárására volt elegendő.
Roverek versenye Kiskunhalason
A Mars-roverekhez kapcsolódó érdekesség, hogy szombaton, 2007. május 12-én Kiskunhalason egy marsjárómodell-versenyt rendeznek. A rendezvényen nem valódi marsjárók, hanem földi kísérleti példányok mérettetnek meg. A vörös bolygó felszínére tervezett járműveknél a kreatív megoldásokra nagy szükség van - ezúttal hazai mérnökhallgatók tehetik próbára leleményességüket.
Ennek keretében közel egytucat fiatal fogja a maga készítette rovereket próbák elé állítani reggel 9:30-tól Kiskunhalason, a II. Rákóczi Ferenc Mezőgazdasági, Közgazdasági Informatiokai Szakközépiskola és Kollégiumban. Első feladatként a tornateremben felépített "Marson" található élet nyomainak felkutatását kell szimulálniuk egyszerű, stilizált formában: kockákat kell összegyűjteniük a járműveknek.
![]()
Pillanatkép a tavalyi Mars-rover versenyről (magyarokamarson.hu)
A versenyre eddig 16 csapat jelentkezett. További információ és a helyszín elérhetősége a http://www.magyarokamarson.hu/ honlapon olvasható.
Kereszturi Ákos
-
#2036
Az első világtérkép egy Naprendszeren kívüli bolygóról
2007. május 10., csütörtök, 10:53
A Spitzer-űrteleszkóppal először sikerült feltérképezni egy Naprendszeren kívüli planéta felhőzetét, illetve annak hőmérsékleti eloszlását. Kis túlzással egy az első "világtérkép" egy exobolygóról.
A HD 189733b jelű planéta a Vulpecula csillagképben tőlünk 60 fényévre lévő, a Napnál valamivel kisebb és hűvösebb csillag körül mozog. Ez a legközelebbi a ma ismert olyan exobolygók közül, amelyek a Földről nézve időnként elhaladnak saját csillaguk előtt, periodikusán csökkentve annak fényét. Az égitest körülbelül 5 millió kilométerre kering csillagától, ahol mindössze 2,2 nap alatt végez egy teljes keringést. Mérete és tömege valamivel nagyobb lehet a mi Jupiterünknél, a kis távolság miatt pedig feltehetőleg kötött a tengelyforgása, tehát mindig ugyanazt az oldalát fordítja a csillaga felé.
Heather Knutson (Harvard University) és kollégái a Spitzer-űrteleszkóppal tanulmányozták a bolygóról és a csillagról együttesen érkező hősugárzást. A megfigyelés keretében 33 órán keresztül mintegy negyedmillió mérést végeztek. Az ezekben azonosított változások révén sikerült durva térképet készíteni a hőmérsékletnek a földrajzi hosszúság szerinti eloszlásáról a bolygón. Az alábbi térkép a felhőzet tetején mutatja a mért hőmérsékleti eloszlást.
A légkörben egy látványos forró foltot mutatkozott, amelynek mérete a Jupiteren megfigyelhető Nagy Vörös Foltnak közel duplája. Míg a Jupiteren látható (és az exobolygón megfigyelttől feltehetőleg eltérő eredetű) folt hőmérséklete -120 oC körüli, a most azonosított folt közel 1000 Celsius-fokos. A HD 189733b foltja ugyanis csillagának intenzív sugárzásától keletkezik az állandó fényben füredő nappali oldalon.
További érdekesség, hogy a folt nem ott mutatkozott, ahol legerősebb a besugárzás, hanem az egyenlítő mentén mintegy 30 fokkal eltolódva. Az eltérést talán a rendkívül erős szelek magyarázzák. Ezek az ún. földi futóáramlásokra (jet stream) hasonlíthatnak, amelyek közel 10 ezer km/h sebességgel is fújhatnak. Sebességük tehát szuperszonikus, és kb. hatszor gyorsabbak, mint a Jupiternél eddig megfigyelt legsebesebb áramlások.
Az erős szelek nemcsak a forró foltot tolják arrébb a legerősebb besugárzási helyről, hanem közreműködnek a bolygó légköri hőmérsékletének egyenletes elosztásában is. A mérések alapján ugyanis az éjszakai oldal csak kb. 2-300 fokkal hidegebb a forró nappali féltekénél. A csillaggal átellenben lévő, örökös éjszakai félteke ezért így is 600-700 oC körüli hőmérsékletű, a nappali oldalon pedig átlagosan 900-1000 oC jellemző. A gyors szelek olyan rövid idő alatt viszik a gázt az éjszakai oldalra, hogy annak alig van ideje lehűlni.
![]()
Az exobolygó légköri hőmérsékletének eloszlása. A nyíl azt a pontot mutatja, ahol legerősebb a csillag besugárzása - a legforróbb vidék, melyet sárgás szín jelöl, az erős szeleknek megfelelően ettől eltoldódott helyzetben van (NASA, JPL, Knutson, CfA)
Jelenleg a Spitzer-űrteleszkóp csak olyan forró égitesteket tud ennyire részletesen megfigyelni, amelyek hőmérséklete túl magas a folyékony víz előfordulásához. Ugyanakkor eredményei sokat segítenek a 2013-ra tervezett James Webb-űrteleszkóp programjának és észlelési módszereinek kidolgozásában. Ez a műszer már akár a Földünkhöz hasonló exobolygókról is készíthet hasonló hőtérképet - sőt hosszú megfigyelések révén akár éghajlati térképeket is nyerhetünk, amelyeken az évszakok, a felhőborítottság változása nyomozható.
Kereszturi Ákos
-
#2035
![]()
