2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#2034
Cikk az sg-n!
A valaha észlelt legnagyobb szupernóva-robbanás
2007. május 09., szerda
A 2006 szeptemberében felfedezett esemény a valaha észlelt legfényesebb és legkülönösebb szupernóva-robbanás.
Az először 2006. szeptember 18-án észlelt, s az SN 2006gy jelzéssel ellátott szupernóva a valaha megfigyelt legnagyobb és legfényesebb robbanást produkáló csillag, s valószínűleg első példája a régóta keresett új szupernóva-típusnak, a nagyon nagy tömegű csillagok robbanásának, ami nagyon gyakori lehetett a korai Univerzumban.
![]()
A Lick Obszervatórium adaptiv optikával készült infravörös és a Chandra műhold röntgenfelvétele az SN 2006gy-ról. Az infravörös felvételen a halványabb forrás a galaxis centruma, a fényesebb maga a szupernóva. A röntgenfelvételen a két forrás erőssége nagyjából megegyezik.
A "normál" szupernóvák legnagyobb fényességüket néhány naptól pár hétig terjedő időskálán érik el, majd ezután néhány hónap alatt teljesen elhalványodnak. Ezzel szemben az SN 2006gy-nak 70 napra volt szüksége a maximális fényesség eléréséhez, majd ezt követően három hónapon keresztül minden eddigi szupernóvánál fényesebben ragyogott. Még most, majdnem 8 hónap elteltével is fényesebb, mint egy szokásos SN a csúcsfényessége időszakában, s még mindig túlragyogja a Földtől 240 millió fényévre a Perseus csillagképben található, NGC 1260 katalógusjelű galaxisát.
A kaliforniai Berkeley Egyetem két csillagásza, N. Smith és D. Pooley a felrobbant csillag tömegét 100 és 200 naptömeg közé teszi, azaz a mai tudásunk alapján elméletileg egyáltalán elképzelhető legnagyobb csillagtömegről van szó. Az ilyen óriási csillagok olyan ritkák a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisokban, hogy egy 400 milliós populációban valószínűleg csak egy tucat található belőlük. A becslések szerint a robbanás során felszabaduló energia egy normál szupernóva-robbanásénak körülbelül százszorosa lehetett.
A kutatók az égitestet a felfedezés után több eszközzel is figyelték, többek között a Lick és a Keck obszervatóriumok távcsöveivel, illetve a Chandra röntgenműhold műszereivel. Az eredményekről az Astrophysical Journal szakfolyóirat hasábjain fognak beszámolni.
A legalább 10 naptömegű csillagok, miután belsejükben a hidrogénből kiindulva a vasig felépültek az elemek, befejezik aktív pályafutásukat, leáll bennük a termonukleáris fúzió. A folyamat vége felé a csillag belsejében termelődő, s kifelé haladó energia sugárnyomása már nem elegendő, hogy megtartsa a csillag külső rétegeit, melyek ezért bezuhannak, s összenyomják a csillag magját, amiből neutroncsillag vagy fekete lyuk lesz. Az összeroppanás egy kifelé haladó lökéshullámot indít, ami ledobja a külső rétegeket, s ezt a folyamatot látjuk óriási kifényesedésként.
A jóval nagyobb, 140-250 naptömegű csillagok esetében a csillag magjának hőmérséklete a fúziós folyamatok során olyan nagy értéket ér el, hogy még a fúziós végállapot elérése előtt a nagyenergiájú gammasugárzás ún. annihilációja következtében anyag-antianyag, tipikusan elektron-pozitron párok keletkeznek. Mivel a csillag egyensúlyát ebben az esetben a gammasugárzás tartja fenn, mihelyt ez elkezd csökkenni, a külső rétegek szintén bezuhannak. A folyamat végén egy olyan termonukleáris robbanás következik be, ami elméletileg bármely normál szupernóva-robbanásnál fényesebb, Univerzum-szerte megfigyelhető végeredményt produkál, s végül csak egy fekete lyukat hagy hátra.
![]()
Művészi elképzelés az SN 2006gy robbanásáról. A tüzijátékszerűen kidobódó, fehér színnel jelzett anyag maga a robbanás. A csillag korábbi, szintén nem eseménytelen élete során csillagszél és kisebb-nagyobb kitörések formájában eltávozott, vörös színnel jelölt hideg gáz két lebenybe rendeződött. Amikor a robbanás eléri ezt a korábban ledobott anyagot, egy lökéshullám-front keletkezik (zöld, kék és sárga szín), ami felmelegíti a gázt.
A Chandra mérései is megerősítették azt, hogy egy valóban extrém tömegű csillag halálát láttuk, s nem egy fehér törpe robbant egy hidrogénben gazdag környezetben. Ekkor ugyanis a forrásnak a Chandra által detektáltnál 1000-szer fényesebbnek kellett volna lennie.
Az ilyen új típusú robbanások az elméletek szerint jelentős mennyiségű nehézelemet is létrehoznak. A szupernóvák által a robbanás után kibocsátott energia a közben keletkezett 56-os nikkel radioaktív bomlásából származik. Smith szerint jelen esetben mintegy 20 naptömegnyi nikkel jött létre, míg egy Ia típusú robbanás során mindössze 0,6 naptömegnyi keletkezik. Az elképzelések szerint a korai Univerzumban nagy számban robbantak ilyen nagyon nagy tömegű csillagok, így jelentős mértékben hozzájárultak a Világegyetem nehéz elemekkel való "beszennyezéséhez", áttételesen a bolygók, majd az élet létrejöttéhez is.
Az SN 2006gy ún. progenitora, azaz szülőcsillaga tömegének jelentős részét már a robbanás előtt elveszítette, hasonlóan az η Carinae nevű, 100-120 naptömegű ún. LBV csillaghoz (LBV, Luminous Blue Variable, fényes kék változó), amely a Tejútrendszer legnagyobb tömegű csillaga. Az SN 2006gy esete azt is jelezheti, hogy a tőlünk mindössze 7500 fényévre lévő η Carinae is hasonló módon fog felrobbani, a legújabb "előrejelzések" szerint valószínűleg valamikor a nem túl távoli jövőben. Ha ez bekövetkezik, az η Carinae az emberiség történetének legbriliánsabb jelensége lesz az éjszakai égbolton.
![]()
A Tejútrendszer legnagyobb, körülbelül 100 naptömegű csillaga, az η Carinae környezete. Jó eséllyel ez a csillag lesz a következő, szupernóva-robbanást elszenvedő objektum a Galaxisban. A Hubble Űrteleszkóp felvételén jól látszik az 1842-es óriás kitörés során ledobott, két lebenybe rendeződött por és gáz. A XIX. század közepén néhány évig az η Carinae a Sirius után az éjszakai égbolt második legfényesebb objektuma volt.
Ha ezek a szuper-szupernovák valóban olyan fényesek, mint az SN 2006gy, akkor a kutatók reményei szerint az új generációs James Webb Űrteleszkóppal lehetőség nyílik arra, hogy az Univerzumban legelsőként bekövetkezett hasonló robbanásokat is detektálják, s így közvetve is igazolják ezen nagytömegű csillagok létezését.
Forrás: University of Berkeley PR 2007. máj. 7.
-
#2033
Bolygókeletkezés szoros kettőscsillagok körül
2007. május 08., kedd
A Spitzer infravörös űrtávcsővel végzett felmérés alapján kettőscsillagok körül ugyanolyan valószínű bolygók kialakulása, mint a Naphoz hasonló magányos csillagok esetében.
Mivel a csillagok többsége nem magányos, meglepő, hogy a jelenleg ismert 200 exobolygó közül csupán 50 olyan akad, mely egy többtagú csillagrendszer valamely csillaga körül kering. Egy amerikai kutatócsoport arra keresett választ, hogy vajon különbözik-e a bolygókeletkezés valószínűsége magányos és kettős csillagrendszerekben. Ehhez hatvankilenc A3-F8 típusú fősorozati csillagpárt tanulmányoztak a Spitzer infravörös űrteleszkóp segítségével.
A csillagászcsoport negyven rendszerben talált porkorongot, s ez arra enged következtetni, hogy nagyobb számban fordulnak elő kettőscsillagokban bolygókeletkezéshez szükséges törmelékkorong, mint magányos csillagok körül. Még nagyobb meglepetést okozott, hogy gyakrabban fordult elő ilyen porgyűrű a szoros kettősöknél, melyek 0-3 CsE-re keringenek egymástól. Három esetben pedig a kutatók olyan korongot fedeztek fel, melyek dinamikailag instabil helyen húzódnak.
![]()
A Spitzer megfigyelései alapján készített ábra (magyarázat a szövegben). (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle nyomán)
A vizsgálatok azt mutatták, hogy egymástól 0-3 CsE, ill. 50-500 CsE-re levő csillagpárosok körül alakulnak csak ki korongok. Míg az előbbieknél a két csillag körül egy közös gyűrű jött létre, addig az egymástól nagyobb távolságban keringő párosoknál csupán az egyik csillag körül találtak ilyet. A 3-50 CsE távolságban keringő kettőscsillagok viszont már túl távol vannak egymástól ahhoz, hogy egy nagy közös gyűrű jöjjön létre körülöttük, azonban túl közeliek ahhoz, hogy bármelyik csillag körül külön kialakulhasson egy.
A kutatócsoport további kutatásokat tervez, hiszen 69 csillagpáros még nem elegendő minta ahhoz, hogy a vizsgálatukból messzemenő következtetéseket lehessen levonni a bolygóformálódással kapcsolatban.
Forrás: astro-ph/0612029, Spitzer PR 2007.03.29.
-
#2032
Féloldalas porkorong egy fiatal csillag körül
2007. május 07., hétfő
Rendkívül aszimmetrikus törmelékkorongot fedeztek fel egy csillag körül.
A tudomány mai állása szerint nagy valószínűséggel a legtöbb csillag körül található valamiféle törmelék- vagy porkorong, de ezek kimutatásához nagyon érzékeny műszerekre van szükség. Fiatal csillagok esetén szinte mindig, de életük közepén járó csillagok körül is sok esetben találtak már porkorongot. Ezekben a korongokban gyakran éppen bolygókeletkezés folyik, vagy már kialakult bolygók is keringenek csillaguk körül, esetleg kisebb törmelékdarabok (kisbolygók, üstökösök) ütköznek egymással. A központi csillag sugárzása felmelegíti a korongot alkotó részecskéket (hasonlóan ahhoz, ahogyan a Nap is melegíti a Földet), az így nyert energia egy részét azonban a részecskék az infravörös tartományban kisugározzák, s ott plusz sugárzásként ki is mutatható.
![]()
Illusztráció: Hogyan változtatják meg a különböző típusú porkorongok egy csillag sugárzásának hullámhossz szerinti eloszlását.
Az első porkorong felfedezése 1985-re tehető, a Vega csillag körül detektálták az IRAS műhold segítségével. A központi csillag fiatal kora miatt eredetileg protoplanetáris (olyan korong, amelyben még nem játszódott le bolygókeletkezés) korongnak gondolták, de később bolygószerű testek jelenlétére utaló jeleket találtak. Hasonló törmelékkorongot fedeztek fel a Fomalhaut és β Pictoris körül is, amelyekről közvetlenül is sikerült felvételt készíteni. Nagyon sötét helyről Napunk saját porkorongja is látható. Az állatövi fénynek nevezett jelenség világító sávként figyelhető meg naplemente után a Naprendszer fősíkja közelében.
![]()
Balra: a Fomalhaut és korongja. Jobbra: állatövi fény - a Nap porkorongja.
Amerikai csillagászok egy csoportjának most újabb porkorongot sikerült közvetlenül lefényképezni, amelyhez a Hubble Űrteleszkóp és a Keck adaptív optikája nyújtott segítséget. A HD 15115 katalógusszámú csillag korongjának az az érdekessége, hogy rendkívül aszimmetrikus, közel 1:2 arányban torzult, nyugati oldali sugara minimum 550 csillagászati egység, míg keleti sugara kb. 315 csillagászati egység. Nagyságát tekintve egyébként az ismert második legnagyobb csillag körüli porkorong a β Pictoris korongja után, de annál jóval aszimmetrikusabb. A korong jelenléte további bizonyítékot szolgáltatott arra, hogy az anyacsillag a β Pictoris kb. 10 millió év korú mozgási halmazának tagja. Egy ilyen objektum viszonylag fiatal csillagokat tartalmazó és az égen nagy kiterjedésű csillagcsoport, melynek tagjai térben és időben közel egyszerre keletkeztek, de a laza kötöttség miatt azóta nagyrészt szétszóródtak az űrben. Ma már csak azonos koruk és térbeli mozgásuk vektora árulkodik a csillagcsalád eredetéről. A β Pictoris mozgási halmaznak jelenleg 17 tagját ismerjük.
![]()
Hamisszínes kép a HD 15115 korongjáról: a baloldali kép a Hubble
Űrteleszkóp, a jobboldali a Keck teleszkóp felvétele (észak felfelé, kelet balra).
A HD 15115 korongjának nagyfokú aszimmetriáját a felfedezők azzal magyarázzák, hogy azt a csillagtól keletre, meglehetősen közel (kb. kétszeres Nap-Plútó távolságra) elhelyezkedő HIP12545 számú csillag gravitációs hatása okozza. A rendszernek egyébként magyar vonatkozásai is vannak: az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének infravörös csillagászati kutatócsoportja (KISAG) mutatta ki először a csillagról, hogy a β Pictoris mozgási halmaz tagja.
Forrás: Paul Kalas és munkatársai, ApJ Letter - megjelenés alatt (astro-ph: 0704.0645)
-
#2031
NGC4449:
![]()
-
#2030
A COROT műhold első exobolygója
2007. május 05., szombat
A 2006 decemberében felbocsátott COROT műhold felfedezte az első exobolygóját.
Megérkeztek az első eredmények a 2006 decemberében felbocsátott űreszközről. A COROT felfedezte az első exobolygóját, egy távoli csillag körül keringő óriásplanétát, illetve nem várt pontossággal detektált csillagrezgésekre utaló "szeizmikus" információkat egy Naphoz hasonló csillagról.
A COROT misszió a CNES (Centre National d'Études Spatiales, Francia Űrügynökség) projektje, melyben tevékenyen részt vállal az ESA (European Space Agency) is. A küldetés célja kettős: Egyrészt ez az első űrmisszió, melyet teljes egészében a Földhöz hasonló exobolygók kutatásának szentelnek, másrészt a fő feladat mellett elvégzi a Naphoz hasonló csillagok belső szerkezetére vonatkozó első átfogó felmérést is. A szakemberek mindkét célt a vizsgálatba bevont csillagok fényváltozásának rendkívül pontos mérésével valósítják meg. Az első eredmények várakozásokhoz képest is meglepő pontossága arra enged következtetni, hogy az űreszköz alkalmas lesz földméretű, vagy még annál is kisebb kőzetbolygók detektálására, illetve ezen túl még információt nyújthat a kémiai összetételükről is.
A COROT az exobolygók keresésére az ún. tranzit-módszert alkalmazza. Ennek lényege, hogy a csillag fényében azt a nagyon kicsiny csökkenést keresik, amit az okoz, hogy a (feltételezett) kísérője elhalad előtte. Természetesen a módszer alkalmazhatóságához az kell, hogy a bolygó pályasíkját majdnem éléről lássuk, azaz valóban periodikusan a napja elé kerüljön.
![]()
A tranzit-módszer lényege: a csillag fényessége csökken, amint a kísérője elhalad előtte, s a sugárzó felszín egy kis részét kitakarja.
A csillagok belső szerkezetének felderítése (ezzel az ún. asztroszeizmológia foglalkozik) szintén a fénygörbéjük tanulmányozásával lehetséges. A látszó fényességben megfigyelhető oszcillációk oka ugyanis a csillag rezgése. Ezen oszcillációk analizálásával információ szerezhető a csillagok belsejében haladó mechanikai hullámokról, ezen keresztül pedig a csillagbelsőről magáról, hasonlóan ahhoz, ahogyan a geofizikusok vizsgálják a Föld belsejét mesterségesen keltett hullámok, ill. földrengések segítségével.
A COROT legfőbb erőssége abban áll, hogy egyrészt az égbolt egy adott területén folyamatosan monitorozza ugyanazokat az objektumokat, másrészt rendkívüli pontossággal képes mérni a csillagok fényességében bekövetkező változásokat. A mérések teljes kiértékelése hosszabb időt vesz igénybe, de az már most látszik, hogy a fedélzeti műszerek pontosabban működnek, mint azt a felbocsátás előtt becsülték, egyes esetekben a pontosságban egy nagyságrendnyi javulás is bekövetkezhet, ami természetesen jótékonyan hat a küldetés eredményességére is.
A most felfedezett, COROT-Exo-1b jelzéssel ellátott forró óriásbolygó sugara 1,78-szorosa a Jupiterének. A Földtől 1500 fényévre, a Monoceros csillagképben található, Naphoz hasonló sárga törpecsillagát mindössze 1,5 nap alatt kerüli meg. A párhuzamosan elvégzett földi bázisú spektroszkópiai megfigyelések alapján a bolygó tömege is meghatározható volt, értékére a Jupiter tömegének 1,3-szerese adódott. A kutatók szerint az adatok teljes körű feldolgozása után a meghatározott paraméterek hibája, ami az előzetes eredmények szerint is meglepően kicsi, mindössze néhány százezrednyi, még tovább csökkenhet.
![]()
A csillagról érkező fény intenzitása a fázis függvényében. A 0 fázis környékén megfigyelhető mintegy két százaléknyi fényességcsökkenést a COROT-Exo-1b óriásbolygó okozza.
A rendkívüli mérési pontosság következtében a COROT az előzetesen becsültnél háromszor kisebb méretű bolygók megfigyelésére is képes lesz, ami azt jelenti, hogy a földméretű planéták tömegesen kerülhetnek a hatósugarába, sőt egyes bolygók esetében remény lehet a bolygóról magáról visszavert csillagfény detektálására is, ami alapján aztán a bolygó kémiai összetételére is becslés adható.
Hasonlóan impozáns a COROT asztroszeizmológiával kapcsolatos adatainak minősége is. A működés első 60 napja alatt volt olyan mérés, aminek 5 perces integrációs időre vetített hibája 1 milliomodnál is kisebb, amivel a távcső gyakorlatilag elérte az elméletileg lehetséges legkisebb hibakorlátját! Az űreszközzel 50 napon keresztül folyamatosan észleltek egy fényes, Naphoz hasonló csillagot, s egy váratlan, néhány napos időskálájú fényességváltozást találtak, ami a csillag mágneses aktivitására utalhat, ugyanis az oszcillációk nagyon hasonlóak egy Nap típusú csillag megfelelő rezgéseihez.
A COROT műholdat 2006. december 27-én bocsátották fel a kazahsztáni űrközpontból egy Szojuz hordozórakétával. 900 kilométer magasságú poláris pályája majdnem teljesen kör alakú. Az eszközt 2007. január 2-án kapcsolták be, a folyamatos mérések pedig február 3-án indultak.
Forrás: ESA PR 2007. május 3.
-
#2029
A "leg"-ek exobolygója - újabb magyar felfedezés!
2007. május 02., szerda
A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta.
A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges fedési exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta. A Hungarian Automated Telescopes Network (HATNet) második „gyermekének” tömege 8,17-szeresen múlja felül a Jupiterét, ezzel az eddig megismert 14 fedési exobolygó közül a legnagyobb. További érdekesség, hogy a HAT-P-2b egyben a leghosszabb keringési idejű, és leginkább elnyúlt pályán keringő Naprendszerünkön kívüli fedési planéta, amit eddig találtak.
A fedési exobolygók a látóirányunkból nézve elhaladnak központi csillaguk előtt, így csekély elhalványodást okoznak annak fényességében, amit szerencsés esetben detektálni lehet. Az ilyen kicsiny fényváltozást keresi a HATNet hat darab teleszkópja is. Az egyenként 11 cm átmérőjű távcsöveket Bakos Gáspár mellett Sári Pál, Papp István, és Lázár József (Magyar Csillagászati Egyesület) építette, az automata távcsövek Arizonában és Hawaii-n üzemelnek. A felfedezésben fontos szerepet játszott Dr. Kovács Géza (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete) is, többek közt az általa kifejlesztett algoritmussal, mellyel a HAT-P-2b-t is megtalálták. A kutatócsoport első exobolygója, a HAT-P-1b, amint arról korábban beszámoltunk, ugyancsak rekorder: az eddig talált legkisebb sűrűségű fedési exobolygó.
![]()
HAT-P-2b által okozott fényességcsökkenés a HD 147506 fénygörbéjében
A most felfedezett HAT-P-2b a HD 147506 jelű csillag körül kering, attól körülbelül 0,069 Csillagászati Egység (CSE) távolságban (1 CSE = 150 millió km). A bolygó a Napunknál valamivel nagyobb csillagát 5,63 nap alatt kerüli meg, s ezzel az eddig ismert leghosszabb periódusú fedési exobolygó. Sűrűsége nagyobb a Földénél, feltehetőleg főként hidrogénből és héliumból áll. A hatalmas tömegű gázóriás mintegy 440 fényév távolságban található, és 1,18 jupitersugárral rendelkezik.
A meglepően nagy, 0,5-ös excentricitásra jelenleg még nincs világos magyarázat. Elképzelhető, hogy egy másik bolygó is kering a rendszerben, mely ilyen elnyúlt pályára kényszerítette a HAT-P-2b-t, de erre jelenleg még nincs egyértelmű bizonyíték, így további kutatások szükségesek.
![]()
Együtt a HAT-team: Bakos Gáspár, Sári Pál, Papp István és Lázár József a Fred L. Whipple Obszervatóriumban (Arizona), a HATNet projekt főhadiszállásán
Érdekességek az új bolygóról:
-Ha kicsivel nagyobb lenne a tömege, akkor ez a bolygó már néha "begyulladna", tehát megközelítené a barna törpe csillagok mágikus 13-szoros jupitertömeg-határát.
-A pálya excentricitására, vagyis megnyúltságára jellemző, hogy ha a Föld ilyen elnyúlt pályán keringene, akkor napközelben olyan közel lenne a Naphoz, mint a Merkúr, naptávolban pedig a Marsig jutna.
-A nagy excentricitás miatt szinte parittyaszerűen mozog: a csillag közelében gyorsan, míg csillagtávolban nagyon lassan kering. Emiatt garantált, hogy a bolygó nem forog a tengelye körül szinkronban a keringéssel, tehát nem mindig ugyanazt az oldalát fordítja a központi csillag felé.
-A bolygót érő besugárzás 9-szeres faktor szerint változik. Emiatt nagyon érdekes atmoszférája és időjárása lehet!
A felszíni gravitáció 15-szöröse a földinek. Ez teljesen egyedi eddig az exobolygók világában.
-Nem csak a legnagyobb sűrűségű exobolygó, hanem a Naprendszer kőzetbolygóinak a sűrűségét is meghaladja. Míg a Föld sűrűsége 5,52 g/cm3, addig a HAT-P-2B sűrűsége 6,6 g/cm3. Így elmondhatjuk, hogy ez az égitest a legnagyobb sűrűségű ismert bolygó.
-
#2028
Égitestcsalád a Kuiper-övben
2007. május 2., szerda, 8:57
Elsőként sikerült a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben olyan égitesteket azonosítani, amelyek egy ősi objektum széttörésével keletkeztek.
![]()
A 2003 EL61 és két holdjának modellje (NASA)
A Mars és a Jupiter közötti kisbolygóövben lévő égitestek családokat alkotnak. Egy-egy családba hasonló térbeli helyzetű és összetételű objektumok tartoznak, amelyek valamikor egy-egy nagyobb ősi kisbolygó széttörésével és töredékeinek szétszóródásával keletkeztek. Kérdés, hogy hasonló csoportokat sikerül-e a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben is lehatárolni.
Az ott található objektumokat korábban csak pályájuk jellege alapján sikerült csoportosítani -közülük a leghíresebb a Plútóhoz hasonló dinamikai helyzetű csoport, a Plútínók társasága. Összetétel szempontjából azonban eddig nem mutatkoztak hasonlóságok, és így nem tudni, hogy az egyes csoportok azonos szülőégitest széttörésével keletkeztek-e - ami a Plútínók esetében nem is túl valószínű.
A Kuiper-öv tagjait színképük és ebből durván közelített felszíni összetételük alapján három nagy csoportba soroljuk. Az első csoportot a felszínükön sok fagyott metánjeget tartalmazó égitestek alkotják - ilyen például a Plútó, az Eris vagy a 2005 FY6 -, a másik osztályt azok az égitestek képezik, amelyek felszíne sok vízjégre utal, míg a harmadik csoport tagjai infravörös színképükben nem mutatnak semmilyen erős, karakterisztikus jelleget.
A második csoporton belül is elkülönül néhány olyan objektum, amelynek spektrumában feltűnően erős a vízjég jelenléte. Ide tartozik a viszonylag nagyméretű 2003 EL61 és annak egyik holdja, továbbá az 1995 SM55, az 1996 TO66, a 2002 TX30 és a 2005 RR43. Ezek az objektumok térben is aránylag koncentráltan oszlanak el, a Kuiper-öv kisebb zónájában találhatók. A csoport legjelentősebb tagja az 1960×1518×996 km méretű 2003 EL61, ennek tömege körülbelül 100-szor nagyobb, mint a fent felsorolt többi égitesté együttesen.
A 2003 EL61 esetében több érdekes jellemző alapján már korábban is feltételezték, hogy egy nagyobb objektum szétdarabolódásával keletkezett. Erre utalt viszonylag nagy, 2,2-3,3 g/cm3 közötti sűrűsége, közel 4 órás tengelyforgási ideje, azaz gyors pörgése, továbbá két, S/2005(136108)1 és S/2005(136108)2 jelű holdja.
Mike Brown (CALTECH) és kollégái az objektumot részletesebben is vizsgálták. Modelljeik arra utalnak, hogy a 2003 EL61 őse egy olyan Plútóhoz hasonló méretű égitest lehetett, amely nem sokkal a Naprendszer kialakulása után szétdarabolódott. Így maradt vissza a sűrűbb mag egy vékonyabb felszíni vízjégtakaróval, és keletkezett annak gyors forgása - amitől pedig elnyúlt az alakja. A robbanás nyomán messzebbre repült töredékek pedig a fenti öt égitestet alkotják.
A széttörés során az illékonyabb metánjég könnyebben elszökött, míg a H2O-ból több maradt vissza - ezért mutatnak a csoport tagjai hasonlóan erős, a vízjégre utaló elnyelési vonalakat. A széttört objektumok csoportja egyébként rezonanciában mozog a Neptunusszal, és 7-szer kerülik meg a Napot, míg a Neptunusz 12-szer teszi ezt. A jelenség keretében fellépő gravitációs hatások révén az egykori töredékek többsége mára kiszóródhatott a térségből.
A modell viszonylag jól megmagyarázza a fenti megfigyeléseket, ugyanakkor sok megválaszolatlan kérdés is felvetődik a csoport képződésével kapcsolatban. Mindent összevetve feltehetőleg sikerült megtalálni az első olyan Kuiper-objektum családot, amelynek tagjai egy ősi égitest szétdarabolódásával születtek.
Kereszturi Ákos
-
#2027
A Föld második holdja
2007. április 30., hétfő
A 6R10DB9 ideiglenes elnevezésű, néhány méter átmérőjű égitest immár harmadik keringését kezdte meg bolygónk körül, amióta tavaly szeptemberben átmenetileg Föld körüli pályára állt. A furcsa égitest június 14-én éri el perigeumát, majd elhagyja a Föld-Hold rendszert.
Tavaly szeptember 14-én egy szokványosnak tűnő, 19,3 magnitúdós földközeli kisbolygót rögzítettek a Catalina Sky Survey 68 cm-es Schmidt-távcsövének felvételein. A megfigyelt koordinátákra azonban nem lehetett Nap körüli pályát illeszteni. Gyorsan kiderült, hogy a néhány méter átmérőjű égitest bolygónk körül kering! Mivel azonban pályája szinte merőleges a Hold pályasíkjára, nem maradhat hosszú ideig a közelünkben. Három keringés után, szeptember elején elhagyja bolygónk környezetét. Mint a mellékelt ábrán látható, a pályára állás utáni első földközelsége január 3-án, a második pedig március 25-én volt. A harmadik, egyben legkisebb távolságú perigeum június 14-én lesz, amely után olyan sebességre gyorsul, ami a Föld-Hold rendszer elhagyására kényszeríti. Felfedezése után mindkét földközelség alkalmával észlelték a 19 magnitúdós objektumot, így minden bizonnyal a júniusi esemény sem marad rejtve előlünk.
![]()
Peter Birtwhistle március 20-ai felvétele 176 (!) darab hat másodperces kép összegzésével született. A Geminiben járó halovány égitestet az inzertben kinagyítva láthatjuk.
![]()
Az égitest mozgása a Föld-Hold rendszerben 2006 áprilisa és 2007 szeptembere között a Sky and Telescope nyomán.
Fontos kérdés, hogy vajon milyen pályán keringett az égitest mielőtt befogtuk volna? Annyi bizonyos, hogy közel kör alakú, a Földéhez nagyon hasonló pályán járhatott. Megeshet, hogy a 60-as, 70-es évek egyik űrkísérlete során Nap körüli pályára állt rakétafokozat, bár ekkor a kis tömeg miatt már észlelnünk kellett volna a Nap sugárnyomása okozta pályaváltozást. Mivel ilyet eddig nem tapasztaltak, a kutatók többsége inkább egy természetes eredetű, tömör égitestre gyanakszik. A kérdést a júniusi perigeum idején végzett spektroszkópiai mérésekkel lehetne végérvényesen eldönteni, hiszen egy földközeli kisbolygó és egy speciális festékkel borított rakétafokozat egészen másként veri vissza a napfényt.
-
#2026
A legsötétebb galaxisok kialakulása
2007. április 28., szombat
A sok sötét anyagot tartalmazó törpegalaxisok kozmikus értelemben igen korán elvesztették tömegük és gázanyaguk nagy részét anyagalaxisuk közelsége miatt.
A Tejútrendszerünkhöz hasonló, nagyobb galaxisok körül számos kisebb törpegalaxis kering. Néhány ezek közül, például a Tejútrendszer Draco és Ursa Minor törpegalaxisai, illetve az M31 Andromeda IX jelű kísérője, a szokásosnál is különösebbnek tűnnek. Ezek a rendszerek a törpe szferoidális galaxisok (dSph) csoportjába tartoznak – gázanyagban rendkívül szegények, emellett felületi fényességük is igen alacsony. Különlegessé az teszi őket, hogy a legnagyobb arányban tartalmaznak sötét anyagot a normális, világító anyaghoz képest. Esetükben a tömeg–fényesség-arány 100 feletti (napluminozitás per naptömeg egységben), míg a Lokális Csoporthoz tartozó többi dSph galaxis esetében a hasonló arányszám 10 és 30 közötti. A jelek szerint bennük a csillagkeletkezési folyamatok nagyon régen, közel 10 milliárd éve leálltak – míg a többi, hasonló rendszerben még további évmilliárdokig keletkeztek új csillagok. Központi rendszerüktől való távolságuk is megkülönbözteti őket a jellegzetes kísérőktől: a megszokott kb. 600-650 ezer fényév távolsággal szemben mindössze 150-300 ezer fényévre keringenek anyagalaxisuktól. A probléma, hogy a jelenlegi galaxiskeletkezési modellek egyike sem képes egyidejűleg magyarázatot adni a rendszerek összes megfigyelt különös tulajdonságára.
L. Mayer (ETH Zürich) és kutatócsoportja a Nature február 15-i számában számolt be egy új számítógépes szimuláció eredményeiről, melyek új fényt vetettek a rejtélyes objektumok keletkezésére. Ezek szerint a különleges rendszerek ősei is gázanyagot nagy mennyiségben tartalmazó törpegalaxisok voltak, amelyek azonban a többieknél sokkal korábban váltak a központi galaxis kísérőivé. A modell futtatása során a Tejútrendszerünkéhez igen hasonló méretű halo kialakulását modellezték. Az induláskor a kísérőgalaxis, amely tömegének 80%-a gázanyagként volt jelen, a központi rendszer körül igen elnyúlt pályán keringett mintegy 1,7 milliárd éves periódussal. A szimuláció 10 milliárd éves időtartama alatt a kísérő ötször haladt át pályájának a központi galaxishoz legközelebb eső pontján. Az eredmények szerint már a legelső áthaladás is drámai hatással volt rá: sötét halojának mintegy 60%-át veszítette el, ami mellett a galaktikus árapályhatások révén kialakuló instabilitások mintegy 100 millió év alatt eltávolították a gázanyagot. A második közelítés alkalmával a kísérő halojának sűrűsége közelítőleg a felére zuhant, ezzel párhuzamosan keringési sebessége is 30 km/s alá esett. A belsejében fellépő átrendeződések miatt az eddig szorosabban kötött anyag is kidobódhatott, ennek megfelelően az első két közelítés után gyakorlatilag nem maradt gázanyag, míg a kezdeti, közelítőleg korong alakú csillageloszlás fokozatosan gömbszerűvé alakul át.
![]()
Egy szimulált törpegalaxis fejlődése az idők folyamán. A modell indulásakor (t=0,0 milliárd év, jobbra fent) egy korong alakú objektumot látunk éléről nézve. t=3,0 milliárd évkor a csillagok eloszlása már torzul (középső kép), míg a gázanyag eloszlása már jelentős változásokon ment át (jobbra). t=10,0 milliárd évkor, vagyis napjainkban (jobb alsó kép), már egy teljesen diffúz, a törpe szferoidális galaxisokra jellemző csillageloszlás tapasztalható.
A számítások szerint tehát a kozmikus értelemben korán kísérőgalaxisokká vált rendszerekből a gázanyag eltűnik, a csillagkeletkezési folyamatok leállnak, míg a távolabbi kísérőkben még évmilliárdokig folytatódik a csillagok keletkezése. Ez magyarázza például azt is, miért fényesebb kb. tízszer a Fornax törpegalaxis a Draconál. Az előrejelzések szerint a fényes, nagyobb galaxisok mindegyike körül viszonylag csekély számú, sötét anyag által dominált kísérőnek kell lennie, amelyek igen gyorsan keringenek rendszerük központja körül. Ugyanakkor ezek a törpék igen halványak is, ami magyarázatot ad arra, hogyan kerülhették el egészen idáig a felfedezést. A modell által előrejelzett igen sötét kísérőgalaxisok megoldhatják a „hiányzó kísérőgalaxisok” rejtélyét – Tejútrendszerünk körül még három, hasonló tulajdonságú objektum felfedezése már összhangba hozná az elméleteket a megfigyelési adatokkal.
Forrás: Mayer L. és mtsai, Nature 2007. febr. 5. (astro-ph/0702495)
-
#2025
Intergalaktikus "környezetszennyezés" óriási fekete lyukakkal
2007. április 27., péntek
Galaxismagok nagy tömegű fekete lyukai fontos szerepet játszhatnak az intergalaktikus tér nehéz elemekkel történő feldúsításában, s így áttételesen az élet kialakulásában is.
Az ESA (European Space Agency) XMM-Newton röntgenteleszkópjának új eredményei szerint a nagy tömegű fekete lyukak közeléből kiszökő, nehéz elemeket is tartalmazó forró gáz jelentős szerepet játszhat az intergalaktikus térnek az élet későbbi keletkezéséhez nélkülözhetetlen összetevőket is hordozó anyaggal történő "beszennyezésében", bár elképzelhető, hogy más forrásokat is figyelembe kell venni.
Ha egy fekete lyuk közvetlen közelébe jutó gáz kellően forró, egy része egészen addig megszökhet, amíg át nem lépi a végső határt, a fekete lyuk ún. eseményhorizontját. A legnagyobb fekete lyukak környezetében megfigyelt "szökési" sebességek elérik az 1000-2000 km/s-ot is, de a kutatók előtt még nem egészen világos, mennyi gáz is képes ilyen módon megmenekülni a végső eltűnés elől. Az XMM-Newton röntgenteleszkóp új mérései, illetve az ezen alapuló későbbi kutatások talán segíthetnek ezen kérdés tisztázásában is.
A munka során egy nemzetközi kutatócsoport az NGC 4051 katalógusjelű aktív galaxis magjában található, a Napnál kétmilliószor nagyobb tömegű fekete lyuk környezetét vizsgálta az XMM-Newton több műszerével párhuzamosan. Míg a korábbi észlelések csak a kiszökő gáz általános tulajdonságait tudták feltárni, a mostani vizsgálatok során a kutatóknak részletes információkat sikerült gyűjteniük a gáz luminozitásában és ionizációs viszonyaiban bekövetkező változásokról. Az eredményeket az Astrophysical Journal c. szakfolyóirat április 20-ai számában tették közzé.
![]()
A National Optical Astronomy Observatory (NOAO, Kitt Peak, Arizona, USA) felvétele az NGC 4051 katalógusjelű aktív magú galaxisról.
A csoport megállapította, hogy a gáz a fekete lyukhoz sokkal közelebbi régióból áramlik vissza, mint azt korábban gondolták. A számítások szerint a fekete lyukba spirálozó anyag 2-5 százaléka szökik meg, ami szintén kevesebb a korábban vártnál.
Ugyanaz a fűtőfolyamat, ami lehetővé teszi a beáramló gáz egy részének megszökését, a gázt ionizálja is, azaz elektronokat szakít le az atomokról, pozitív töltésű ionokat és szabad elektronokat létrehozva. A forró gáz hidrogénen és héliumon kívül más, nehezebb elemeket is tartalmaz. A csillagászati terminológiában az összes ilyen elemet fémnek nevezik. Köztük van a földi élet szempontjából egyik legfontosabb, a szén is. A fémek a csillagok belsejében keletkeznek az ott zajló termonukleáris folyamatok közben, ennek ellenére az intergalaktikus térben szinte mindenhol megtalálhatók. A csillagászok régóta kutatják, milyen módokon juthat ki a nehéz elemekben gazdag anyag a galaxisok közötti térbe.
Az egyik lehetőséget az Univerzum legnagyobb teljesítményű energiaforrásai, a kvazárok szolgáltathatják. Ezek olyan aktív galaxisok, melyek magjában óriási étvágyú fekete lyukak nyelik el a beáramló anyagot. Ez azonban azt is jelenti, hogy a kvazárok környezetéből megszökő gáz is jelentős mennyiségű, s így ez transzportálhatná a fémeket az intergalaktikus térbe. Ha a kvazárok lennének teljes egészében felelősek a galaxisok közti tér fémekkel történő beszennyezéséért, akkor a fémgyakoriságnak nagyobbnak kell lennie a kvazárok körüli térrészekben, mint máshol. Ez magyarázná is azt a tényt, hogy intergalaktikus léptékben a kozmikus elemgyakoriság valóban irányfüggő.
Ha azonban a kiszökő gáz mennyisége valóban olyan kicsiny, mint az új mérések az NGC 4051 esetében mutatják, akkor a kvazárok mellett még más forrásokat is kell találni az intergalaktikus térben megfigyelhető fémgyakoriság magyarázatára. Ezek lehetnének a csillagkeletkezési területekben rendkívül gazdag, poros, sok esetben aktív magú, illetve kölcsönható, a távoli infravörös tartományban óriási, a Napét ezermilliárdszorosan meghaladó energiakibocsátású galaxisok, az ún. ultrafényes infravörös galaxisok (Ultra Luminous Infra Red Galaxies).
A probléma tisztázására a kutatók további vizsgálatokat terveznek az XMM-Newton teleszkóppal az NGC 4051 galaxisnál nagyobb teljesítményű aktív galaxisok körében. Ha a kiáramló gáz aránya nagyobbnak adódna, mint az NGC 4051 esetében, akkor a kérdés megoldódik, ha azonban ugyanaz lesz, akkor a probléma továbbra is fennáll. (Az első esetben természetesen az az új kérdés vetődhetne fel, hogy az NGC 4051 esetében miért ilyen kicsi a visszaáramlási arány.)
Forrás: ESA News, 20 April 2007
-
#2024
A Nap három dimenzióban
2007. április 25., szerda
Nevéhez méltóan a STEREO űrszonda közvetítette a Nap első térbeli képét.
Az Amerikai Űrügynökség, a NASA új napkutató szondapárosa, a STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory, kb. Nap-Föld Kapcsolatok Obszervatóriuma) áprilisban küldött először olyan felvételeket, amelyek három dimenzióban mutatják központi csillagunkat. A STEREO A és a STEREO B jelű űreszköz ellenkező irányban távolodik a Földtől, és feladata a Nap fizikája pontosabb megértésének segítése valamint az "űridőjárásra" vonatkozó előrejelzések javítása.
A szondák által közvetített térbeli képek ezekhez nagymértékben hozzájárulnak, hiszen segítségükkel a Nap légkörében lévő alakzatok három dimenzióban láthatóak, például a koronakilövellések iránya is pontosabban számítható. Nevével némiképp ellentétben az űridőjárásnak komoly hatása van az emberiségre: a nagyenergiájú napkitörések veszélyt jelentenek nemcsak a Föld körül keringő űrhajósokra, kommunikációs műholdak százaira, de az elektromos távvezeték-hálózatra is, ezért az előrejelzés finomítása fontos feladat.
Agyunk a két egymástól néhány centiméterre lévő szemgolyók segítségével alkot térbeli képet, a STEREO szondái által küldött felvételeket ugyanezen elv alapján kombinálják térbeli képpé az azokat kiértékelő tudósok, majd ezeket speciális szemüveggel szemlélve nézve valódi térhatású élményhez jutunk. A képeket a STEREO műholdak SECCHI nevű, extrém ultraibolya tartományban működő leképező berendezése készítette.
A STEREO honlapján számos 3D-s képet megcsodálhatunk, emellett lehetőségünk van azokat a két dimenzióban készült felvétellel összevetni. A különböző színek eltérő hőmérsékleteket jelentenek: a sárga két és fél millió, a zöld másfél millió, a kék egymillió, a piros 60000-80000 fokos tartományt jelöl. A három dimenziós képek igazi élvezetéhez szükségünk van egy kétszínű, piros-kék 3D-s szemüvegre!
![]()
A teljes napkorong kétdimenziós képe, az egymillió fokos alakzatokat kihangsúlyozó 17,1 nanométeres extrém ultraibolya hullámhosszon.
![]()
Ugyanaz, immáron három dimenzióban...
Forrás: A STEREO honlapja
-
#2023
Bolygók vagy csillagok maradványai-e a fehér törpék porkorongjai?
2007. április 24., kedd
A közelmúltban két kutatócsoport is azt vizsgálta, milyen folyamatok vezethetnek fehér törpék körül talált porkorongok kialakulásához.
A fehér törpék a kb. 8 naptömegnél kisebb kezdeti tömegű csillagok végállapotai. Inaktívak, nukleáris energiatermelés már egyáltalán nem zajlik bennük. Magjuk oxigénből és szénből (vagy nagyobb tömegű objektumok esetén oxigénből és neonból) áll, a külső rétegek ugyanakkor főként héliumot vagy hidrogént tartalmaznak.
A magányos fehér törpék élete igencsak "unalmasnak" tűnik: felgyülemlett energiájukat évmilliárdok alatt sugározzák ki, míg végül teljesen elhalványulnak. Ha azonban a létrejövő fehér törpe egy óriáscsillagot is tartalmazó kettős rendszer tagja, a vég már korántsem lesz ennyire nyugodt. A másik csillagról ugyanis folyamatosan anyag áramlik át a fehér törpére, mely a kb. 1,4 naptömegnyi Chandrasekhar-határtömeg elérésekor összezuhan, s szupernóvaként felrobban.
Az utóbbi évek vizsgálatai azonban arra utalnak, hogy a magányos fehér törpék élete sem teljesen egyhangú (lásd korábbi cikkeinket: Egy fehér törpe porkorongja, Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül). Egyre több "halott" csillag körül találnak például porkorongokat (melyekről korábban azt hitték, hogy - a bolygórendszerek előzményeiként - csak a fiatal csillagokra jellemzőek), illetve a Naprendszerünkben lévő kisbolygóövhöz hasonló képződményeket. A koronggal rendelkező fehér törpék vizsgálata fontos lépcsőfok lehet a Napunkhoz hasonló csillagok fejlődésének, valamint Naprendszerünk jövőjének kutatásában.
M. Jura (University of California) és munkatársai 11 fehér törpét vizsgáltak a Spitzer Űrtávcső műszereivel. A kiválasztott objektumok közös jellemzője, hogy korábbi, spektroszkópiai mérések során fémvonalakat (azaz a héliumnál nagyobb rendszámú elemek nyomait) találtak a színképükben. Ez azért számít különleges esetnek, mert a nehezebb elemek igen rövid idő (a hidrogénben gazdag fehér törpéknél néhány száz, míg a főként héliumot tartalmazó társaik esetén néhány tízezer-százezer év) alatt lesüllyednek a csillag látható, felszíni tartománya alá - azaz a fémnyomokat mutató fehér törpék felszínére valószínűleg jelenleg is áramlik a nehezebb elemekben dús anyag. Ez egy csillag körüli (ún. akkréciós) porkorong segítségével valósulhat meg, mely egy korábbi bolygórendszer maradványa lehet. A jelenlegi elméletek szerint a legjobb magyarázat a megfigyelt fémfeldúsulásokra egy bolygó- vagy aszteroida-szerű test, mely - túl közel kerülve a fehér törpéhez - az erős árapály-erők hatására feldarabolódott, maradványai pedig a csillag körüli korongba kerültek.
Jura és kollégái a porkorongokból származó infravörös többletsugárzás jeleit keresték a fotometriai adatsorokban. Az adatok feldolgozása és a modellszámítások elvégzése után három fehér törpe (GD 40, GD 133, PG 1015+161) esetében sikerült a kimutatott infravörös többletsugárzást egyértelműen egy csillag körüli porkorong jelenlétére visszavezetni. A GD 40 esetében a szénatomok relatíve kisebb arányát a kutatók egy főleg szilikátvegyületeket tartalmazó (ún. kondritos), szénben szegény aszteroida feldarabolódásával magyarázták. Egy negyedik objektumnál (GD 56) is detektáltak infravörös többletet, de ennél a csillagnál a modellszámítások egyelőre nem adták vissza egy porkorong lehetséges fizikai paramétereit. A többi, fémvonalakat mutató fehér törpénél viszont egyáltalán nem volt jele infravörös többletsugárzásnak. A kutatócsoport tagjai ezt porból és gázból álló, kevésbé sűrű korongok jelenlétével magyarázták - azonban ez a kérdés még nem teljesen tisztázott.
A fentebb taglalt eredményeknek némiképp ellentmondhat egy másik kutatócsoport vizsgálata. E. Garcia-Berro (Universitat Politecnica de Catalunya) és munkatársai egy régóta ismert, porkoronggal rendelkező fehér törpét, a GD 362-t tanulmányozták. Számításaik alapján elképzelhető, hogy az ilyen típusú csillagok korongjai, illetve a színképükben kimutatható fémvonalak nem bolygótestek feldarabolódása során keletkeztek. Alternatív megoldásként egy még egzotikusabb folyamatot, két fehér törpe összeolvadását javasolták. Korábbi tanulmányok is foglalkoztak már hasonló kettős rendszerek kialakulásának és egyesülésének lehetőségével (lásd cikkünket: Degenerált csillagok furcsa leszármazottai), azonban a csillagok körüli korongok létrejöttének okaként még nem szerepelt ez a magyarázat.
![]()
A GD 362 és porkorongjának mérete, összehasonlítva a Föld és a Szaturnusz méretével
(forrás: UCLA)
A kutatók elmélete szerint a GD 362 korábban egy két fehér törpét tartalmazó rendszer volt; a kisebbik komponens azonban idővel szétszakadt, és anyagából akkréciós korong alakult ki a nagyobb csillag körül. A heves folyamat során a hőmérséklet ideiglenesen megközelítette az 1 milliárd Kelvint, ami elég volt a nehezebb elemek keletkezéséhez. A számítások alapján a megfigyelt fémtartalom akkor alakulhatott ki, ha a két komponens jelentős mennyiségű héliumot tartalmazott - a spektroszkópiai adatok viszont egyértelműen arra utaltak, hogy a GD 362 felszíni rétegeiben a hidrogén dominál. Garcia-Berro és kollégái azzal oldották fel a látszólagos ellentmondást, hogy az objektum relatíve alacsony felszíni hőmérséklete (T = 9740 ± 50 K) miatt a színképében igen nehéz detektálni a héliumvonalakat - azaz a hidrogén-hélium arány valós értéke igencsak bizonytalan. A modellezések során ezért ez az érték szabad paraméterként szerepelt, s így sikerült jónak tűnő fizikai modelleket felállítani.
Az eredmények jól visszaadták a megfigyelt elemgyakoriságokat és a porkorongból származó infravörös sugárzás mértékét. Sikerült tehát egy teljesen új elméleti modellel leírni egy fehér törpe porkorongjának kialakulását, kiiktatva a külső folyamatok (bolygótestek, aszteroidák feldarabolódása) hatását. Ugyanakkor meg kell jegyezni (ahogy ezt a szerzők is megtették), hogy a számítások szerint a kettős fehér törpék összeolvadása igen ritka esemény (Tejútrendszerünkben átlagosan száz évente egyszer következik be), azaz nem jelenthet kizárólagos magyarázatot a porkorongok létére.
-
#2022
Várható volt, hogy lassan rátalálnak valami Föld típusú bolygóra is, kár, hogy a mi életünkben valószínűleg csak számítási eredmény marad, látni sosem fogjuk... :(
Cikk az sg-n -
#2021
Úgy tűnik, megtalálták az elsőt.
-
#2020
Különleges törpegalaxis a Lokális Csoportban
2007. április 21., szombat
Fiatal és öreg csillagok keverednek a Leo csillagképben felfedezett új törpegalaxisban.
Az utóbbi két évben egyre inkább "benépesült" Tejútrendszerünk környezete. Már legalább nyolc kísérő törpegalaxissal és két extragalaktikus gömbhalmazzal ismerünk többet Tejútrendszerünkben a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) égboltfelmérésének következtében. A felmérés az új-mexikói Apache Pointban folyt az elmúlt években egy 2,5 m átmérőjű, f/5-ös fényerejű alt-azimut távcsővel, melynek határmagnitúdója 23. 2005 júliusáig a projekt első fázisa elkészítette az egész égbolt negyedére kiterjedő felmérést, amely során százmillió galaxisról és ugyanennyi csillagról készültek mérések (a jelenleg futó második fázis már szűkebb célokat kitűző megfigyelés-sorozatból áll).
![]()
A Leo T jelű törpegalaxis a kanári-szigeteki 2,5 m-es Isaac Newton Telescope nagylátószögű kamerájával.
Egy ilyen felmérés során újabb galaxisokat is felfedeznek, mint csillagsűrűsödéseket olyan, látszólag "üres" égbolt-területeken, ahol korábban nem ismertek galaxist. M.J. Irwin (University of Cambridge) és munkatársai így fedezték fel a Leo T törpegalaxist, melynek neve onnan származik, hogy a Leo csillagkép irányában látszik és átmeneti ("transzfer") típus a törpe szferoidális (dSph) és törpe irreguláris (dIrr) galaxisok között. A galaxis összfényessége sokkal kisebb, mint azt a törpe szferoidális galaxisok esetén várnánk, ami ugyan lehetne az árapály-erők hatásának következménye is, ám ahhoz a távolsága túl nagy (kb. 420 kpc, azaz majdnem 1,4 millió fényév), hogy a Tejútrendszer gravitációs ereje megszabadítsa csillagai nagy részétől.
A Leo T egyedi csillagainak szín- és fényesség-eloszlása alapján kiderült, hogy legjellemzőbb a vörös óriáságon levő csillagok járuléka. Ezek kis tömegű, felfúvódott vörös óriás csillagok, átlagos koruk mintegy 6-8 milliárd év, fémtartalmuk pedig alig negyvened része a Napénak. Ettől azonban sokkal meglepőbb, hogy nagyszámú fényes, kék csillag is található a törpegalaxisban. Jelenlétük a közelmúltban, alig 200 millió éve lezajlott csillagkeletkezésre utal. Noha a jelenleg rendelkezésre álló adatok alapján nem teljesen egyértelmű, milyen típusú objektumok (lehetnek fiatal kék óriások, esetleg szoros kettőscsillagok összeolvadásával kialakuló kék vándorok, de akár magbéli héliumégető csillagok is), létezésük mindenképpen igazolja a fiatal és öreg csillagok keveredését. A Leo T irányában látszik még egy semleges hidrogénből álló felhő is, melyet az ausztráliai 64 m-es Parkes rádióteleszkóppal készített HIPASS (HI Parkes All Sky Survey) felmérés adatai alapján elemeztek. A felhő becsült tömege mintegy kétszázezer naptömeg, és valószínű, hogy a galaxishoz tartozik. Az újonnan felfedezett törpegalaxis típusa a Pisces és a Phoenix törpékhez hasonló, abszolút fényessége azonban mindkettőénél kisebb, alig -7,1 magnitúdó. Ennyire kis abszolút fényességű törpegalaxisban még soha nem találták friss csillagkeletkezés nyomait, ami tovább erősíti a Leo T különlegességére utaló jeleket.
Forrás: Irwin, M.J. és munkatársai, 2007, ApJ, 656, L13-L16 (astro-ph/0701154)
-
#2019
"Halálzónák" forró fiatal csillagok körül
2007. április 19., csütörtök
Balog Zoltán és munkatársai feltérképezték a bolygóképződés tiltott zónáit egy csillagkeletkezési terület nagyon forró, O típusú csillagai körül.
A zónákban a veszély abban áll, hogy a nagyon forró O színképtípusú csillagok intenzív sugárzása és csillagszele az adott területen található hidegebb, Napunkhoz hasonló csillagok környezetéből egyszerűen kifújhatja a későbbiek során bolygóképződéshez szükséges anyagot. Az eredmények szerint 1,6 fényévnél nagyobb távolság már kellő biztonságot nyújt, ezen a távolságon belül azonban a hidegebb csillagok nagy valószínűséggel elvesztik potenciális bolygóik alapanyagát. Természetesen ez vonatkozik a zónába csak időlegesen bekerülő, de ott elegendően hosszú ideig tartózkodó csillagokra is. A mostani felfedezés segíthet azon "barátságos" kozmikus környezetek felderítésében, melyekben nem csak bolygórendszerek, de az élet valamilyen formájának kialakulására is van esély.
Az elméletek szerint a bolygók fiatal csillagok körül örvénylő, gázból és porból álló lapos, ún. protoplanetáris korongokból keletkeznek, évmilliók során apránként összegyűjtve a poranyagot a korongból. Korábbi vizsgálatok már jelezték, hogy ezek a korongok rendkívül nagy veszélynek vannak kitéve az Univerzum legforróbb, O színképtípusú csillagainak közelében. A több tízezer fokos felszíni hőmérsékletű és Napunktól akár több százezerszer nagyobb fényteljesítményű csillagok erős ultraibolya sugárzása ugyanis elpárologtathatja a korongban lévő port és gázt, majd a kiáramló csillagszél egyszerűen elfújhatja azt. Tavaly a Balog Zoltán (University of Arizona) vezette csoport, szintén a Spitzer segítségével, ékes példáját szolgáltatta egy ilyen, ún. fotoevaporációs folyamatnak.
A csoport új munkája az O típusú csillagok halálzónájában található protoplanetáris korongok első szisztematikus felmérése. Ennek során a tőlünk 5200 fényévnyire a Monoceros csillagképben található csillagkeletkezési terület, a Rozetta-köd mintegy 1000 csillagát vizsgálták meg ebből a szempontból. A csillagok kora 2-3 millió év, tömegük pedig 0,1 és 5 naptömeg közé esik, s természetesen mindegyikük közelében található egy "halálcsillag", a kutatócsoport által kiválasztott 5 db O típusú csillag egyike.
![]()
A Spitzer infravörös űrteleszkóp felvétele a Rozetta-ködről. Az O típusú csillagok a vörös színű buborékokban látható fényes kék objektumok. (A két legfényesebb csak előtércsillag, nem tartoznak a ködhöz.) A forró objektumok sugárzása és csillagszele által felfújt porbuborékok zöld színűek, míg az üregekben maradt hidegebb, más összetételű port piros szín jelzi. (Színkód: vörös – 24 mikron, zöld – 8 mikron, kék – 4,5 mikron)
A felmérés szerint egy O típusú csillagtól 1,6 fényévnél távolabb lévő csillagok esetében 45 százalékuknál mutatható ki a porkorong jelenléte. Ez az arány hasonló lenne O csillagoktól mentes tartományokban is. Az 1,6 fényéves zónán belül azonban már csak a csillagok 27 százalékánál figyelhető meg a porkorong, s ahogyan közeledünk a zóna központi O csillagához, számuk egyre kisebb lesz, azaz a helyzet a zóna centruma körül a legveszélyesebb, mint ahogyan ez várható is. Érdekes megemlíteni, hogy a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri a kritikus zónaméretnél csak háromszor van messzebb tőlünk, típusa miatt azonban onnan hasonló veszély nem leselkedik ránk.
Az új vizsgálatok azt is kimutatták, hogy a protoplanetáris korongok O csillagtól mért távolsága és párolgási sebessége között jó korreláció áll fenn: minél közelebb van a porkorong egy O csillaghoz, annál gyorsabban párolog el. A zónák határai élesek: a kívül lévő protoplanetáris korongok viszonylagos biztonságban vannak, de ha bekerülnek a halálzónába, 100 ezer év alatt megsemmisülhetnek.
Elképzelhető azonban, hogy néhány, a zónába való belépéskor már létező bolygó túlélheti az O csillag halálos közelségét. Egy alternatív bolygókeletkezési elmélet szerint a Jupiter típusú gázóriások nagyon rövid, 1 millió évnél is kevesebb idő alatt kialakulhatnak. Ezek a bolygók a zónába való bekerüléskor valószínűleg nem pusztulnának el, a Föld típusú kőzetbolygóknak azonban semmi esélyük.
Néhány csillagász szerint a Napunk is hasonló, O csillagok által uralt kozmikus környezetben született, s csak később foglalta el a mostani, jóval békésebb helyét a Tejútrendszerben. Ha így van, akkor óriási szerencsénkre sikeresen elkerülte az összes halálzónát...
Forrás: http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2007-08/release.shtml -
#2018
Fekete lyuk fogyatkozása egy távoli galaxisban
2007. április 17., kedd
A Chandra röntgenműhold mérései alapján sikerült megbecsülni egy aktív galaxismagban található fekete lyuk és közvetlen környezete méretét.
A Chandra röntgenműhold az NGC 1365 jelzésű galaxis magjában található nagy tömegű fekete lyuk váratlan "fogyatkozását" észlelte. A véletlenül megfigyelt jelenség során a Földtől mintegy 60 millió fényévnyire a Fornax csillagképben megfigyelhető csillagváros központi fekete lyuka elé sűrű gázfelhő került, ami részben blokkolta a mag közvetlen közelében keletkező nagyenergiájú röntgensugárzást. Ezzel lehetővé vált az objektum körüli, galaktikus léptékben viszonylag kicsiny méretű anyagbefogási (akkréciós) korong méretének becslése.
![]()
A Chandra felvétele a kis inzert képen látható. A középen lévő fényes forrás a fekete lyuk pozíciójának felel meg, míg az ESO VLT által készített optikai felvétel az egész galaxist mutatja. A bíbor az 1 keV-nál kisebb, a sárga az 1-2 keV, míg a kék szín a 2-7 keV sugárzási energiájú területeket jelöli.
Az NGC 1365 aktív galaxismagot (AGN) tartalmazó Seyfert típusú galaxis. Az elképzelések szerint a fekete lyukba a körülötte lévő akkréciós korongból folyamatosan anyag áramlik, ami több millió fokra melegszik fel, mielőtt a fekete lyuk eseményhorizontját átlépve elveszik a külvilág számára. Rendkívül magas hőmérséklete miatt a behulló gáz intenzív röntgensugárzást bocsát ki, de az akkréciós korong kicsiny szögátmérője miatt direkt megfigyelése nem lehetséges.
A forrást a Chandra műszereivel 2006 áprilisában két héten keresztül két naponta felvett négy órás expozíciókkal folyamatosan nyomon követték. A hat megfigyelésből öt alkalommal a központi röntgenforrás világosan azonosítható volt, a második esetben azonban nem észlelték. Ez volt az a periódus, amikor az akkréciós korong körül örvénylő gáz eltakarta a fekete lyuk környezetét, s jelentősen csökkentette a behulló anyag észlelhető röntgensugárzását. Az Astrophysical Journal április 20-i számában megjelenő cikk szerint a röntgenforrás mérete 1 milliárd km-nél kisebb, míg a takaró gázfelhő a röntgenforrástól 100 milliárd km-nél nincs távolabb, azaz a forrás és környezete az elméletek által megjósoltnak megfelelően valóban rendkívül kicsiny, mindössze néhány fénynap átmérőjű tartományra korlátozódik.
![]()
A két ábrán az NGC 1365 magjának a rajzoló által elképzelt modellje látható. A felső rész azt mutatja, amikor a Chandra a fekete lyuk környezetéből kijutó direkt sugárzást is észleli, míg az alsó azt az esetet, amikor egy gázfelhő a direkt sugárzást blokkolja, s a műszerek csak a többi felhő által visszavert röntgenfényt tudják detektálni.
Forrás: Chandra X-rax Observatory Center -
#2017
Orvosi módszerrel is vizsgálják a csillagközi anyagot
2007. április 16., hétfő, 7:51
Az orvosi diagnosztikában használt számítógépes módszerek továbbfejlesztése rávilágít a csillagközi anyag térbeli szerkezetére.
Az orvosi diagnosztikában már évek óta használnak olyan szoftvereket, amelyek a különböző módon szerzett megfigyelési adatokból térbeli modellt készítenek az emberi test belsejéről. Az egészségügyben komoly előrelépés volt az alkalmazás, segítségével sikerült például az egyébként nehezen behatárolható daganatok pontos helyzetét megállapítani. A technológia nem csak a rejtőzködő tumorok felismerésében segít, de például arra is rávilágít, hogy milyen problémák adódhatnak a műtét során a szomszédos szervek közelsége miatt.
![]()
Csillagkeletkezési régió a Perseus csillagkép keleti vidékén, a Spitzer-űrteleszkóp infravörös felvételén (NASA/JPL-Caltech/L. Cieza (Univ. of Texas at Austin)
Az ICC (Initiative for Innovative Computing) nevű programban a fenti módszert a csillagközi anyag eloszlásának vizsgálatára is alkalmazzák. Az eljárás lényegi eleme, hogy a térbeli pozíciót kiszámító, korábban szuperszámítógépeket igénylő munkát most egy nyílt forráskódú, egyszerű program végzi el. Az eljárás nem csupán az anyag térbeli eloszlására mutat rá. A módszer a csillagközi felhők nehezen megfigyelhető, belső régióiban lévő zsugorodó csomók, protocsillagok kimutatásában is előrelépést hozhat.
A technológia alapján nemcsak a csillagközi felhők valódi alakja jeleníthető meg, de az objektum el is forgatható, illetve "felszeletelhető" a számítógép monitorán. A Perseus csillagképben vizsgált mintaterületen több, korábban ismeretlen buborékot és héjszerű alakzatot azonosítottak, emellett több mint egy tucat, születő csillagoktól kiinduló anyagsugarat találtak. Az új eljárás az óriás molekulafelhőkben zajló csillagkeletkezés megértéséhez is közelebb vihet. Itt a szuperszonikus sebességű lökéshullámok és turbulenciák kulcsszerepet töltenek be az egyes tartományok összenyomásában és a zsugorodó protocsillagok kialakításában - ezek tanulmányozásához fontos a felhő belsejének ismerete.
![]()
A Perseus csillagképben lévő vizsgált felhő térbeli szerkezete, ahol az egyre sötétebb színek egyre nagyobb anyagsűrűséget jeleznek (Initiative in Innovative Computing)
A következőkben a COMPLEX nevű csillagászati kutatóprogram adatait fogják az új módszerrel feldolgozni, mely az infravörös- és a látható tartományban végzett kiterjedt felmérés a csillagkeletkezési régiókról. Még több új eredmény várható, ha a térhatású ábrázolást a virtuális obszervatóriumok hatalmas adatbázisaira is elkezdik kiterjeszteni. A munka további érdekes velejárója lehet, hogy a szoftver csillagászati célú fejlesztése során olyan képességek is felmerülhetnek, amelyeket később az orvosi diagnosztikában is alkalmazni lehet.
Kereszturi Ákos
-
#2016
Pompás vörös négyzet az égen
2007. április 16., hétfő
Ha a szépség a szimmetriával jár együtt, a frissen felfedezett Vörös Négyzet-köd a maga nemében az egyik legcsodálatosabb égboltunkon.
A különleges ködöt megörökítő csillagászoknak nem okozott fejtörést az elnevezés: az alakja után nemes egyszerűséggel Vörös Négyzet névvel illetik. A név találó, annál is inkább, mert a kétfős kutatócsoport egy korábban vizsgált köde a Vörös Téglalap elnevezést kapta. Peter Tuthill (Sydney-i Egyetem, Ausztrália) és James Lloyd (Cornell Egyetem, USA) csúcstechnikát vetett be a Vörös Négyzet szépségeinek felkutatásához: a 10 méteres Keck 2 és a Palomar-hegyi 5 m-es Hale-távcsövet, melyeken infravörös tartományban működő adaptív optikák működnek.
![]()
A Vörös Négyzet-köd adaptív optikás, 1,6 mikronon készült felvételén mindössze fél ívperces égterületet látunk.
Az MWC 922 katalógusszámú objektum tőlünk körülbelül 5000 fényévre található a Serpens csillagképben, fizikai természetét illetően pedig csak találgatásokra tudunk támaszkodni. Központi csillaga egy forró kék objektum, a körülötte levő ködöt pedig valószínűleg összetett folyamatok alakíthatták ki. Szimmetriája rendkívül figyelemre méltó: a képet különböző szimmetriatengelyek mentén önmagára vetítve képelemre pontosan ugyanazokat a struktúrákat láthatjuk a csillag különböző oldalain.
A rendszerre a bipoláris ködként ismert két egyforma, egymással szembe néző kúpszerű üreg jellemző, de megfigyelhetőek még fésűszerű, küllőkre hasonlító sugárirányú fénylő sávok, amelyek esetleg a periodikus anyagledobódások keltette "fodrok" árnyékai lehetnek a központi csillag közelében lévő belső anyagkorongon. Számos hasonló kúpszerű forma ágyazódhat egymásba, egészen a komplikált rendszer központjáig, ahol egy hiperbolikus kettős kúpot keresztez egy sötét sáv. Az általunk megfigyelt tökéletes szimmetriáért az a tény felelős, hogy véletlenül pont éléről látjuk a komplexumot.
Az ausztrál kutató honlapján olyan animált képeket is láthatunk, amelyek segítenek térben elképzelni ezt a hihetetlenül összetett, poláris gyűrűs rendszert. A Science c. tudományos folyóiratban hamarosan megjelenő új eredmények fényében könnyebb megérteni (és vele együtt három dimenzióban elképzelni) a Nagy Magellán-felhőben 20 éve felfedezett szupernóva-robbanás (SN 1987A) hasonló szerkezetét, amelyet történetesen egy másik szögből látunk.
Forrás: Peter Tuthill sajtóközleménye
-
#2015
Föld méretű bolygók lefényképezése más csillagok körül
2007. április 14., szombat
A NASA kutatói laboratóriumi kísérletekkel igazolták, hogy a közeljövő űrteleszkópjai közvetlen képekkel megörökíthetik a közeli csillagok Föld méretű bolygóit.
Laboratóriumi körülmények között a NASA kutatóinak sikerült meggyőzően demonstrálnia azt, hogy a közeljövő speciális maszkokkal és tükrökkel felszerelt űrtávcsövei képesek lesznek a közeli csillagok körül keringő Föld méretű bolygók lefényképezésére. Az eredmény jelentős előrelépés a Terrestrial Planet Finder és a hozzá hasonló űrmissziók fejlesztése során, melyek a Föld esetleg életet is hordozó ikertestvérének keresését célozzák.
Az exobolygók keresése nem feltétlenül hálás feladat, mivel legtöbb esetben fényük beleveszik a náluk jóval nagyobb és fényesebb csillaguk sugárözönébe. Ahhoz, hogy a körülbelül 10 milliárdszor halványabb, a napjától tipikusan 0,1 ívmásodpercnél is kisebb szögtávolságban lévő, Föld méretű kísérőt meg lehessen figyelni, különlegesen kontrasztos felvételeket kell készíteni. Földi hasonlattal élve, mintha egy szentjánosbogarat szeretnénk megtalálni egy autó reflektorának fénykévéjében...
Az űrbéli feladat azonban nem teljesen reménytelen, mint azt a pasadenai JPL (Jet Propulsion Laboratory) két munkatársának új kísérlete is jelzi. Ennek során egy deformálható tükörrel párosított koronagráfot használtak, amelyben a csillag kitakarásával a központi égitest zavaró fénye nagymértékben csökkenthető. (A koronagráf régóta használt eszköz a csillagászatban, korábban elsősorban a Nap koronájának megfigyelésére használták a műszerben mesterséges napfogyatkozást előidézve. Hasonló elven működik néhány műszer a SOHO napmegfigyelő mesterséges holdon.) A kísérletek szerint az űrteleszkópokra szerelt hasonló eszközökkel a csillaguknál 10 milliárdszor halványabb kísérők is fényképezhetővé válnak, ez pedig a korábbi technikákkal összevetve legalább három nagyságrendnyi javulást jelent, állítják a Nature április 12-i számában megjelent cikk szerzői. A laboratóriumi kísérleti eszközben (High Contrast Imaging Testbed, HCIT) a központi csillag szerepét egy lézersugár játszotta, míg a detektálandó kísérő ennek egy halványabb "másolata" volt.
![]()
Közel 500 felvételből összeállított szimuláció eredménye. Középen * jelzi a "kitakart" csillag helyét. A naprendszer-modellben három bolygó található: az első fényessége a Jupiterével egyezik meg, a másodiké annak fele, míg a harmadiké a Földével azonos. Jól látszik, hogy még ez utóbbi is egyértelműen azonosítható.
Jelenleg kétszáznál is több exobolygót ismerünk, ezeket különböző technikákkal azonosították a csillagászok. A távoli planéták tömege öt és négyezer földtömeg közé esik, de vagy túl forrók, illetve hidegek, vagy túl nagy tömegű és méretű gázgömbök ahhoz, hogy az élet hordozására megfelelőek legyenek. Eddig tehát senkinek sem sikerült olyan távoli bolygórendszert találnia, ami akár kicsit is emlékeztetne a saját Naprendszerünkre. A csillagászok ezért szorgalmasan kutatják a Naphoz hasonlító közeli csillagokat, hogy a Földhöz hasonló méretű és pályájú bolygókat fedezzenek fel körülöttük, melyek ezen tulajdonságaiknál fogva aztán alkalmas helyek lehetnek az élet kialakulására, illetve fennmaradására.
Az idézett laboratóriumi kísérletben a HCIT segítségével két olyan problémán is úrrá lettek, melybe minden, exobolygót lefényképezni akaró kutató beleütközik: a távcsövekben megjelenő szórt fény, illetve a diffrakció jelensége, ami elméleti határt szab egy adott átmérőjű távcső adott hullámhosszon mért felbontóképességének, s ezáltal annak, hogy a csillagától milyen távolságban keringő bolygót képes még megkülönböztetni a központi égitesttől.
A teleszkóp főtükrét elérő csillagfény a visszaverődés után már nem csak a kibocsátó forrás, illetve a forrás és a távcső közötti tér fizikai tulajdonságaira vonatkozó információkat hordozza, hanem benne lesz a távcső "ujjlenyomata" is: a központi kép körül koncentrikus gyűrűkből, illetve tüskékből álló mintázat jelenik meg, amely akár teljesen el is fedheti az esetleges kísérőket a megfigyelők elől. A probléma orvoslására a laboratóriumi kísérletben a kutatók nem egy, hanem két maszkot használtak. Az első a csillagfény nagy részét közvetlenül kizárja, míg a második a diffrakciós mintázat kitakarására volt hivatott. A zavaró fények ilyen csökkentése már bármely kísérőbolygó fényének detektálását lehetővé teszi.
A teleszkópban szórt fény újabb problémát jelent. A távcső tükrének kisebb egyenetlenségei azt eredményezik, hogy a csillag képéből oldalra kitolódott halványabb másodpéldányok is keletkeznek, amik szintén elrejthetik a még halványabb kísérőt. A HCIT-ben ezt a problémát egy nagyobb pénzérme méretű deformálható segédtükörrel oldották meg. Számítógépekkel vezérelt tüskék segítségével ez a segédtükör mindig úgy deformálható, hogy a torzuló fényvisszaverő felülete komponezálja a fő optikák kisebb hibáit, ezáltal a keletkező kép a lehető legjobban megközelítse az elméletileg elérhető legjobb leképezést.
A sikeres kísérleten felbuzdulva a kutatók további egy nagyságrendnyi javulást terveznek, illetve a méréseket több hullámhosszon szimultán módon is szeretnék elvégezni.
Forrás: Spaceflight Now
-
#2014
Ugyan volt már az SG-n is ez a cikk, de azért beteszem...
A Szaturnusz hatszöge – negyed évszázaddal később
2007. április 12., csütörtök
A gyűrűs bolygó északi pólusánál legalább huszonöt éve stabil, hatszögletű alakzat figyelhető meg.
A Cassini-szonda nemrég készült képei megerősítették egy igen furcsa, hat oldalú méhsejt formáját idéző alakzat stabil létezését a Szaturnusz északi pólusa körül. A felvételeken jól látható, hogy – egyedülálló módon – egy szabályos hatszög, hat közel egyforma méretű, egyenes szakasz alkotta geometriai alakzat veszi körbe a pólus vidékét. Méretére jellemző, hogy kb. négy Föld férne el benne.
Az alakzatot először az 1980-as évek elején a Voyager-1 és -2 bolygókutató űrszondák felvételein fedezték fel, de részletesebb vizsgálatokra azóta sem nyílt mód, hiszen sem a legnagyobb földi távcsövekkel, sem a Hubble Űrteleszkóppal nem lehetséges a póluskörnyéki területek vizsgálata a rossz rálátás miatt. Mellékelt képünk az infravörös tartományban, 5 mikronos hullámhosszon készült, mivel a poláris régió a 15 éve tartó sarki éjszaka sötétsége nyomán a szonda látható fényben dolgozó kamerái előtt rejtve maradt. Az a tény, hogy a Cassini-szonda friss képein is látható a szaturnuszi hatszög, arra utal, hogy egy szokatlanul hosszú életű alakzatról van szó.
![]()
2006. október 29-én készült infravörös felvétel mintegy 900 ezer km-es távolságból.
A 2006. október 30. és november 11. között készült képek azt mutatják, hogy a formáció közel állandó jelenség, és sokkal mélyebben, kb. 100 km-rel alacsonyabban helyezkedik el a légkörben, mint az korábban gondolták. A bolygó másik, azaz déli pólusa az északitól jelentősen különbözik, mivel ott egy hurrikánszerű forgószél látható. Az új mérések alapján felmerül a remény, hogy pontosítani lehet a Szaturnusz felhőzetének átlagos forgási periódusát, és jobban megérthetjük légkörének dinamikáját.
Forrás: NASA PR
-
#2013
A végső pusztulás előszele
2007. április 07., szombat
Egy távoli galaxisban 2004-ben megfigyelt kitörésről kevesen gondolták volna, hogy két évvel később a csillag halálát okozó szupernóva-robbanás fogja követni.
A nagy tömegű csillagok összeomlását kísérő II-es típusú szupernóva-robbanások előcsillagait (progenitorait) már több ízben sikerült utólag azonosítani, azonban a hidrogénben szegény Ib és Ic típusú kataklizmák égitestjeit még soha. Egy nemzetközi kutatócsoport legújabb eredményeinek különlegessége abban rejlik, hogy egy szupernóva-robbanás előtt két évvel bekövetkezett óriási kitörést kapcsol össze a későbbi jelenséggel.
A mintegy 85 millió fényévre lévő UGC 4904 jelzésű halvány galaxisban 2006 októberében detektáltak egy furcsa szupernóvát. A csillag színképében szokatlan módon egyszerre voltak láthatók széles spektrumvonalak és a hidrogén keskeny emissziós vonalai. Ráadásul az újonnan feltűnt objektum gyorsabban is halványodott a szokásosnál. Az SN 2006jc jelű szupernóva típusa így pekuliáris Ib lett. Ennél jóval érdekesebb, hogy a jelenséget vizsgáló kutatócsoport Andrea Pastorello (Queen's University Belfast) vezetésével csillagászati archívumokban rálelt egy korábbi jelentésre, amely szintén ebben a galaxisban megfigyelt furcsa robbanásról számolt be. A 2004. októberi jelenség csak pár napig látszott és független beszámolók nem is erősítették meg a létezését. Pastorelloék vizsgálatai szerint az esemény ugyan jóval halványabb volt a szupernóva-robbanásnál (kb. százszor), azonban a pozíciók hibahatáron belül megegyeztek – azaz úgy tűnik, egy újabb progenitort sikerült azonosítani.
![]()
Az UGC 4904 galaxis vidéke különböző időpontokban: (a) a Sloan Digitális égboltfelmérés 2001. decemberi felvételén semmi különös nem látszik, (b) a 2004. októberi képen jól kivehető a furcsa fellángolás, míg a 2006. szeptemberi (c) képen minden ismét a régi. A 2006. október 29-én, az asiagói (Olaszország) 1,82 méteres távcsővel rögzített felvételen (d) eltéveszthetetlen a szemre is azonos pozícióban lévő fényes – galaxisát szinte túlragyogó – SN 2006jc.
Jóval fogasabb kérdés azonban az objektum(ok) valódi fizikai természetének meghatározása. Magának a szupernóvának a spektroszkópiai és fotometriai vizsgálata arra utal, hogy a szülőobjektum egy héliumban gazdag felhőbe ágyazott szén-oxigén Wolf–Rayet-csillag, azaz forró, nagy tömegű és luminozitású, jelentős tömegvesztésű óriáscsillag volt. A 2004-es esemény magyarázatára több elmélet is kínálkozik. Hasonlóan zajlanak például a 60-100 naptömegű fényes kék változócsillagok (Luminous Blue Variables, LBV-k) kitörései, bár az SN 2006jc progenitora kevés hidrogént és héliumot tartalmazhatott. Magyarázat lehet egy Wolf–Rayet-csillag LBV-szerű kitörése is, ám ilyet még sohasem figyeltünk meg. Alternatíva lehet egy olyan kettős rendszer, amelyben a 2004-es kitörést az egyik csillag, a 2006-os kataklizmát pedig a másik csillag okozta. Bárhogy is volt, a nagy tömegű csillagok halálához vezető folyamatok páratlan változatosságát jól illusztrálja az SN 2006jc esete.
-
#2012
Hát jah, elég komolynak igérkezik, ha majd teljesen kész lesz... :) -
#2011
én is most bukkantam rá más forrásból, tényleg nagyon jó :)
majd este tesztelgetem -
#2010
Miért nem bolygó a Pluto?
2007. április 03., kedd
"Mi volt az oka, hogy a Plútót lefokozták?"
A kérdésre adott válasz kissé hosszú, de szükséges a probléma teljesebb megismeréséhez.
Érdekes módon a csillagászat egészen a Nemzetközi Csillagászati Unió tavaly augusztusi üléséig nem definiálta konkrétan, mit is tekinthetünk bolygónak. Nyilvánvalóan a jóval nagyobb égitestek, amelyek központjában a nagyobb tömeg révén beindulhatnak a fúziós folyamatok, így saját energia- illetve fénykibocsátásuk van, már csillagok – ezzel felső tömeghatárt viszonylag könnyű találni. Mi legyen azonban az alsó határ? Mekkora mérettől tekinthető egy égitest bolygónak?
Az elfogadott határozat ezt a problémát kívánja megoldani, amennyiben a következő három kritériumot tartalmazza:
-a Nap (illetve központi csillag) körül keringő égitest (eddig rendben van)
-elegendően nagy tömegű ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúly, vagyis kissé egyszerűbben fogalmazva: megközelítőleg gömb alakba formálódjon (ez még mindig rendben van)
-tisztára söpörte a pályáját övező térséget.
A Plútó (illetve a helyesírási szabályoknak megfelelően immár Pluto) kapcsán a probléma éppen az, hogy ezt az utolsó kritériumot nem teljesíti. Erre kitünő bizonyíték az elmúlt években sorra felfedezett, nagyjából a Pluto méretének nagyságrendjébe eső számos, általában felfedezésüket követően "tizedik bolygónak" kikiáltott égitest, mint például a Quaoar, a Sedna, illetve több, kevésbé hangzatos nevű égitest, amelyek megközelítőleg a Pluto térségében keringenek.
Egyszerűsítve a kérdést, két lehetőség volt: vagy "lefokozni" a Plutót, és az újabban felfedezettekkel együtt a törpebolygók családjában nyilvántartani – vagy bejelenteni, hogy az újonnan felfedezett égitestek is bolygók, amikkel együtt a Napnak akár 15-20 bolygója is lehetett volna, nem is beszélve a későbbiekben várható, hasonló égitestek felfedezéséről.
Arra, hogy a Pluto nem uralja kizárólagosan saját térségét (hiszen nem söpörte ki onnan ezeket az újonnan felfedezett égitesteket sem), utal az is, hogy különleges gravitációs viszonyban, ún. rezonanciában van a Naprendszer immár legkülső "igazi" bolygójával, a Neptunusszal. Ez annyit jelent, hogy amíg a Neptunusz háromszor kerüli meg a Napot, addig a Pluto pontosan kétszer.
A Pluto bolygó státusza egyébként már az 1930-as felfedezését követően sem volt sziklaszilárd. Miért is? Tekintsük át, hogyan fedezték fel ezeket a külső bolygókat.
Az ősidők óta ismert legtávolabbi naprendszerbeli bolygó a Szaturnusz volt, egészen addig, amíg William Herschel német katonazenészből lett angol csillagász véletlenül bele nem botlott távcsövével egy kiterjednek látszó csillagba. Rögtön felismerte, hogy új égitestet talált, bár először óvatosságból üstökösként jelentette be. Az Uránusz 1781-es felfedezését követően a figyelem középpontjában állt, és eléggé hamar kiderült, hogy nem követi pontosan a kiszámított pályáját. A számított és megfigyelt pálya közötti eltérést nem lehetett pusztán a Naprendszer akkor ismert égitestjeinek vonzásával magyarázni, így egyetlen logikus feltevésként feltételeztek egy ismeretlen, még távolabbi bolygót. Ezt követően talált rá a Neptunusz bolygóra Johann Gottfried Galle német és Heinrich Louis d'Arrest francia csillagász 1846-ban.
A történet az Uránuszhoz hasonlóan folytatódott: látszólag a Neptunusz sem követte pontosan a pályáját, ezért feltételeztek egy még távolabbi, zavaró bolygót. A számításokat követően végül is 1930-ban lelt rá Clyde Tombaugh amerikai csillagász a Plutora. Az újonnan felfedezett bolygó azonban már a felfedezéskor "gyanús" volt: túlságosan halvány volt, így az ebből becsült mérete és tömege alapján nem lehetett az az égitest, amely a Neptunusz pályaháborgásait okozta. Miután 1978-ban felfedezték holdját, a Charont, lehetővé vált tömegének pontosabb meghatározása, és így immár biztosnak látszott, hogy a Pluto tömege nem elég a Neptunusz mozgásának megzavarásához – egyébként is kiderült, hogy a vélt pályaháborgásokat különféle hibák és pontatlanságok okozták.
A Pluto ennek ellenére megőrizte bolygó státuszát egészen tavaly augusztusig, bár az utóbbi 10-15 évben többször felvetődött, hogy sorolják át más égitestcsaládba. Egy ilyen lépés egyébként, ellentétben a közvélekedéssel, nem az első a csillagászat történetében. A Mars és Jupiter pályája közötti "elveszett" bolygó keresése közben 1801-ben fedezték fel az első kisbolygót, majd nem sokkal később még négyet. Az akkori lapok, ismeretterjesztő művek és tankönyvek ezekről az égitestekről is mint "bolygókról" szólnak – egészen addig maradtak bolygók, amíg a sorozatos újabb felfedezések révén fel nem ismerték a kisbolygóövezet valódi természetét. Így ma ezeket az égitesteket sem bolygókként, hanem teljesen elfogadott módon kisbolygókként vagy aszteroidákként ismerjük.
Bár a Pluto "lefokozása" sokak számára lehetett kellemetlen, esetleg érthetetlen lépés, fontos emlékeznünk arra, hogy a csillagászat a többi tudományterülethez hasonlóan folytonosan gazdagodik újabb ismeretekkel, amelyek esetenként a régebbi tudást, szabályokat más megvilágításba helyezik. Ez a fajta fejlődés teljesen természetes és szükséges folyamat.
-
#2009
Üstökösök áprilisban
2007. április 03., kedd
Március közepén rövid idő alatt két üstököst is felfedeztek Ausztráliából, amelyek áprilisban hazánkból is megfigyelhetők lesznek.
Gordon Garradd évek óta elismert tagja a világ csillagász közösségének. Mint oly sokan, ő is amatőrcsillagászként kezdte, ám szorgos munkájának gyümölcseként hamarosan észlelői állást kapott a Siding Spring Obszervatóriumban. Itt az akkor még fotólemezeket használó 1,24 m-es Schmidt-teleszkóppal kellett felvételeket készítenie, amelyeken számos szupernóvát fedeztek fel más csillagászok. Az utóbbi években azonban már a Siding Spring Survey munkáját segíti, amely egy sokkal kisebb, 50 cm-es, ám CCD-vel felszerelt Scmidt-teleszkópot használ földközeli kisbolygók keresésére. A felvételeken természetesen számos ismeretlen üstökös is feltűnik, ám a véletlen szeszélye folytán 2006 nyaráig (Ausztráliában teléig) mindegyik akkor jelent meg, amikor a program másik észlelője, Robert McNaught (l. még nappali üstökös januárban…) volt szolgálatban a távcső mellett.
![]()
Gordon Garradd a felfedezést eredményező műszerre szerelt vezetőtávcsővel éppen a C/2006 P1 (McNaught)-üstököst észleli
A C/2006 L1 (Garradd)-üstökös 2006. június 4-ei felfedezésével azonban megtört a jég, és Garradd azóta szinte szárnyal! Március 13-án már a negyedik üstökösét fedezte fel, amely 14,6 magnitúdós fényességével és fél ívperces kómájával látványosnak mondható, hiszen a CCD-képeken általában 16-19 magnitúdós kométákat szoktak felfedezni. A C/2007 E1 (Garradd) elnevezésű égitestről hamar kiderült, hogy még közeledik a Nap felé, amelyhez május 23-án kerül legközelebb. Ekkor 1,290 CSE fogja elválasztani központi csillagunktól, ami az erősödő napsugárzás miatt nagyobb fényesség elérését is lehetővé teszi. További szerencsés körülmény, hogy április elején 0,497 CSE-re megközelíti bolygónkat, így fényessége várhatóan eléri a 10-11 magnitúdót. Ezekben a napokban, hetekben az égi egyenlítő környékén, szembenálláshoz közeli helyzetben láthatjuk, vagyis a megfigyelési körülmények ideálisak lesznek. A Virgóból a Crater és Sextans csillagképeken át a Leóba tartó üstökös megfigyeléséhez kisebb, 8-10 cm-es távcsövek is elegendőek lesznek, szerencsés esetben talán még nagyobb binokulárokkal is megpillantható lesz.
Terry Lovejoy, ausztrál amatőrcsillagász két Canon 350D digitális fényképezőgéppel kutat üstökösök után. Korábban ezzel a technikával még senkinek sem sikerült üstököst felfedeznie, ám ez csak idő kérdése volt. Az intenzív kereséssel töltött, ám sikertelen 2006-os esztendő után Lovejoy némiképp visszavett a tempóból. Az üstökösvadászat kétes sikerű vállalkozás, ugyanis ebben a műfajban az elvégzett munka mellett a szerencse is egy fontos és előre kiszámíthatatlan faktor. Ezt bizonyítja, hogy a március 15-ei éjszaka csak a második volt, amelyet a 2007-es esztendőben kereséssel töltött, mégis az egyik hajnali területről készült képen egy oda nem illő, zöldes színű diffúz foltra lett figyelmes! Egy új üstökös volt, amely 4 ívperces átmérőjével és 10 magnitúdó körüli fényességével vizuálisan is könnyedén megtalálható lett volna. Az idők változását mutatja, hogy a klasszikus módszer helyett ez lett az első, digitális fényképezőgéppel (és egy 200 mm-es, f/2,8-as teleobjektívvel) felfedezett kométa. A 24 perces időszakot felölelő képeken a -51 fokos deklinációnál, 61 fokos elongációban látszó üstökös ÉNy-i irányú elmozdulása is észrevehető volt. A mozgás iránya már ekkor reményekkel töltötte el az északi félteke észlelőit, hogy talán rövidesen a mi szélességünkről is megfigyelhető lesz a C/2007 E2 (Lovejoy)-üstökös.
![]()
A Lovejoy-üstökös felfedezését eredményező kép, amely nyolc darab 90 másodperces felvétel összege.
Az első pályaszámítások igazolták reményeinket, ugyanis az égitest pályahajlása 95 fok, vagyis mozgása majdnem merőleges a Föld pályasíkjára, így a déli égről csak az északira vezethet az útja. Érdekes módon ez az üstökös sem közelíti meg jelentősen a Napot, március 27-ei perihéliuma idején ugyanis 1,093 CSE fogja elválasztani tőle. Ám április 25-én ez is jelentősebben megközelíti bolygónkat, mégpedig 0,443 CSE-re. Ekkor deklinációja már +15 fok lesz, Naptól mért szögtávolsága pedig 100 fok körül alakul, vagyis ezt az üstököst is ideális helyzetben láthatjuk a hajnali égen, a nyári Tejút csillaggazdag vidékei előtt. Fényessége is igen kedvezően, 7-8 magnitúdó körül alakul majd, vagyis binokulárokkal is könnyedén megfigyelhető lesz.
Linkajánló:
A C/2007 E1 (Garradd)-üstökös napi koordinátái
A C/2007 E2 (Lovejoy)-üstökös napi koordinátái -
#2008
Repüljön most Ön is a Mars felszíne felett!
2007. április 2., hétfő, 7:51
A Spirit és az Opportunity amerikai marsjárók több mint három éve dolgoznak a vörös bolygón. Néhány, a közelmúltban született új eredményüket foglaljuk össze cikkünkben, két látványos NASA-videó kíséretében.
A Spirit eddig közel 7 kilométert tett meg, és 89 ezer felvételt sugárzott vissza a Földre, míg társa, az Opportunity mintegy 10 kilométert haladt, miközben 81 ezer képet közvetített. Már eddig is mindkét marsjáró nagyjából 12-szer tovább üzemelt, mint azt eredetileg tervezték, és jelenleg is jó állapotban vannak.
A Spirit újabb fontos eredménye, hogy az elmúlt időszakban véletlenül három olyan helyet is kiásott a kerekével, ahol a felszíni vörösesbarna regolit alatt világos színű, a környezettől eltérő anyag bukkant elő. A laza anyagba a rover majdnem beleragadt, a kerekébe tapadt kisebb mennyiségtől is nehezen szabadult meg, így azt egy darabig magával vitte - ezért később is tudta azt tanulmányozni.
A világos anyagban sok kén, emellett ásványokban kötött, kevés H2O is előfordul, továbbá szulfátot, foszfátot, kalciumot és némi hematitot is azonosítottak benne. A kiásott területek közül a Tyrone névre keresztelt világos foltnál speciális megfigyelésre is lehetőség nyílt. Itt a foltot közel 200 marsi napon (sol) keresztül sikerült megfigyelni, miközben közvetlenül érintkezett a légkörrel. Ezalatt a kezdetekben enyhén sárgás árnyalatú részei fehérebb színűvé alakultak, feltehetőleg kisebb kémiai átalakuláson mentek keresztül. Tehát korábban, néhány centiméter mélyen eltemetve nem voltak kémiai egyensúlyban a légkörrel.
A kihantolt világos anyag eredetére két lehetőség adódik. Elképzelhető, hogy felszín alatti vizek emelkedtek a felszín közelébe a területen, majd víztartalmuk elpárolgása, illetve elszublimálása után hagyták hátra a most azonosított világos összetevőket. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy vulkáni eredetű nedves gázszivárgás, ún. utóvulkáni tevékenység révén vált ki a kén a gázszivárgás helyein. A két lehetőség közül eddig nem sikerült választani, csak annyi valószínűsíthető, hogy nedves és savas környezetben képződött az anyag. A mélyedésben található helyzetük mindenesetre inkább az első lehetőségre utal.
![]()
A Spirit kerekei által kiásott egyik világos terület (NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona)
Az Opportunity rover újabb megfigyelései is szolgáltak érdekességgel. Jelenleg a 800 méter átmérőjű, szakadozott peremű Viktoria-krátert járja körbe a robot. Eközben részben a belső lejtőkön kibukkanó felszín alatti rétegeket figyeli meg, részben azt a biztonságos helyet keresi, ahol beereszkedhet a kráter belsejébe. Haladása során abban a krátert övező, körülbelül fél kilométer széles sávban mozog, ahol a becsapódáskor kidobott anyag található. Ennek jelentős része mára lepusztult, és 4-6 mm átmérőjű hematitgömbök maradtak vissza benne.
Az elmúlt időszakban sajátos probléma jelentkezett az Opportunitynál. Amikor a marsjáró reggel "felébred", esetenként két parancs jelentkezik be egyszerre, amelyek között "versengés" indul, és ez teljesen lefoglalja a memóriát. Ez már háromszor történt meg, de eddig sikerült orvosolni. A Spiritnél is volt gond, amikor elvesztette a kapcsolatot az átjátszóállomás szerepét betöltő MRO-szondával. Az így létrejött "szabadnapon" az ilyen alkalmakra előre beprogramozott egyszerű megfigyeléseket végezte.
A két rovert kiszolgáló földi személyzet többsége a projekt jelenlegi fázisában már csak normál munkaidőben dolgozik, ugyanis nincs anyagi forrás a non-stop üzemeltetésre. Így a földi irányítókkal együtt a roverek is pihennek a Marson hétvégenként.
A problémák mellett sok fejlesztés is történt az elmúlt időszakban, elsősorban a szoftverek tekintetében, melyekkel jelentősen nőtt a Spirit és az Opportunity önállósága. Ide tartozik a porördögök automatizált felismerési képessége, a vizuális célpontkövetés (melynek keretében mozgás közben is azonosítani tudják, hol vannak a korábban már látott kőzetdarabok). Mindezeken felül a robotkar szintén önállóbb lett: a földi irányítók nélkül is meg tudja közelíteni a kívánt célpontot a legbiztonságosabb mozdulattal.
Az elmúlt időszak felszíni és bolygó körüli megfigyelései alapján mindkét marsjáró környezetéről látványos film készült, melyek segítségével most Ön is "elrepülhet" a Spirit és az Opportunity jelenlegi munkaterülete felett.
Kereszturi Ákos
-
#2007
Százezer csillag nyomában a porfelhők mögött
2007. április 02., hétfő
Új gömbhalmazt fedeztek fel a Tejútrendszerben, mintegy 30 ezer fényév távolságban.
Német csillagászok egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belső vidékén található csillagcsoportosulást fedeztek fel az Európai Déli Obszervatórium (European Southern Observatory, ESO) 3,6 m-es NTT távcsövével. A 30 ezer fényévre lévő, mintegy százezer csillagot tartalmazó csoport nagy valószínűséggel egy eddig ismeretlen gömbhalmaz.
A néhány, esetleg néhány tíz fényév átmérőjű tartományokban akár több százezer, ugyanolyan korú és kémiai összetételű csillagot tartalmazó halmazok asztrofizikai "laboratóriumokként" páratlan lehetőséget nyújtanak a csillagok fejlődésére vonatkozó elméletek tesztelésére. Különösen hasznos információkat hordoznak a Tejútrendszer legidősebb objektumai, a gömbhalmazok, melyek jellemző életkora 10 milliárd év körüli. Tulajdonságaik szoros kapcsolatban állnak szülőgalaxisuk történetével is, mivel a galaxisok ütközései és összeolvadásai befolyásolják a ma látható gömbhalmazokat is.
Saját galaxisunkban, azaz a Tejútrendszerben, mintegy 150, egyenként több százezer csillagot tartalmazó gömbhalmazt ismerünk, melyek többsége a galaktikus halóban helyezkedik el. Az 1990-es évek közepéig a gömbhalmazokat főként fotólemezek vizuális átvizsgálása révén fedezték fel, így azonban néhány halmaz észrevétlen maradhatott – különösen azok, melyek a Galaxis korongjához közel, a sűrű por- és gázfelhők által eltakart területeken lehetnek. A hiányzó tejútrendszerbeli gömbhalmazok utáni kutatáshoz infravörös tartományban végzett megfigyelésekre van szükség, mivel az infravörös sugárzás képes áthatolni a vastag "galaktikus ködön".
Dirk Froebrich (University of Kent) és munkatársai a Tejútrendszer magjához közeli régiókban még kb. 10 ismeretlen gömbhalmaz felfedezésére számítottak, ezért szisztematikus, nagy területre kiterjedő kutatást végeztek a 2MASS (Two Micron All Sky Survey) infravörös égboltfelmérés adatait felhasználva. Az elsődleges szűrés után megmaradt, mintegy tucatnyi objektumot az ESO NTT SofI infravörös kamerájának felvételeivel vizsgálták meg. Az új képek tízszer jobb határfényességűek és sokkal jobb szögfelbontásúak, így lehetővé tették a csillagsűrűség pontos feltérképezését a gömbhalmaz-jelöltekben.
![]()
Az újonnan felfedezett gömbhalmaz-jelölt hamisszines képe. Az ábrázolt égterület 5×5 ívperc, északi felfelé, kelet balra található.
Az egyik jelölt, az FSR 1735 jelzésű objektum esetében a kutatók erőfeszítéseit siker koronázta: az infravörös J, H és K sávban elkészített képeken sűrű, körkörös eloszlású csillagmezõ rajzolódott ki. A halmaz tulajdonságainak részletes elemzésébõl sikerült meghatározni az objektum térbeli elhelyezkedését is: tőlünk mért távolsága mintegy 30 ezer fényév, míg a galaxismagtól kb. 10 ezer fényévre található, közel a Tejútrendszer fősíkjához. Átmérője mindössze 7 fényév (ez valamivel kevesebb, mint a Nap és a hozzá legközelebbi csillag, a Proxima Centauri távolságának kétszerese), mégis százezer csillagot tartalmaz; össztömege nagyjából 65 ezer naptömeget tesz ki. A halmaz csillagainak átlagos fémtartalma 5-8-szor kisebb, mint a Napé, tehát nagy valószínűséggel idősebb csillagpopulációról van szó.
Mindezen jellemzők alapján az FSR 1735 egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belső tartományaiban lévő gömbhalmaz – a teljes bizonyossághoz még el kell végezni a halmaztag csillagok pontosabb korbecslését, ám a jelenlegi ismeretek fényében már most megelőlegezhető az idős kor. Emellett az is egyértelmű, hogy galaxisunk porfelhők által megszűrt fényű területei még sok meglepetést tartogathatnak számunkra.
Forrás: ESO PR 12/07
-
#2006
Sok galaxis kis helyen is elfér
2007. március 30., péntek
Legalább ötvenezer galaxis az égbolt zsebkendőnyi területén: a Hubble Űrtávcső legújabb mélyképe.
A Göncölszekér szomszédságában található az az 1,1×0,15 fokos égterület, melyről a Hubble Űrtávcső Advanced Camera for Surveys (ACS) műszerével elkészítették a galaxisfejlődés különböző fázisait páratlan módon illusztráló legújabb "mélyképet" (deep field). A mozaikképhez mintegy 500 egyedi felvétel készült közel egy éven át. Az alábbi montázs jól érzékelteti, mennyire kis égdarabot rögzítettek: a bal oldali fotót Akira Fujii készítette, rajta kis téglalap jelzi felül a megörökített területet. Középen látható a teljes panorámakép, melyen több tízezer egyedi galaxis azonosítható a kb. két telihold látszó méretének megfelelő mélyképen. Jobbra egy parányi szegmens, rajta távoli csillagvárosok százaival.
![]()
Galaxisok az Ursa Maior csillagkép parányi területén. A középső és a jobb oldali kép nagy felbontású változata itt és itt található.
Mint az várható volt, a galaxisok nem egyenletesen oszlanak el, hanem egy részük látszólag csoportokba tömörül, míg némelyek szétszóródtak az űrben. Ez az egyenetlen eloszlás nyomjelzőként szolgál a láthatatlanul mindenütt jelen levő sötét anyag koncentrációjáról: galaxisok ott keletkeztek erőteljesebben, ahol a sötét anyag nagy sűrűségben volt jelen.
A képek segítségével a különböző galaxisfejlődési állapotokat nagyszámú mintákkal lehet egyszerre tanulmányozni. Párhuzamosan a HST méréseivel egy nagy nemzetközi kutatócsoport további űrtávcsövekkel és földi óriástávcsövekkel is észlelte a kiválasztott égterületet, amelyről így teljes lefedettséget nyertek az elektromágneses színkép rádió, infravörös, látható, ultraibolya és röntgen tartományában. Az összehangolt kutatás célja a fiatal galaxisok felmérése volt a Világegyetem jelenlegi korának felénél, amikor is a csillagvárosok egy aktív keletkezési időszak után egy nyugodtabb korszakba érkeztek.
Néhány érdekesség az eddigi felfedezések közül: a látómezőben található egy óriás vörös galaxis, melynek magjában két fekete lyuk is található; gravitációslencse-jelenség torzítja el számos távoli objektum képét, amint fényük az előtérben található galaxisok gravitációs terében eltérül; nagy számban látunk különleges alakú, torz galaxisokat, melyek értelmezése még sok munkát fog adni az elméleti szakembereknek. A már létező eredményekből 19 szakcikket jelentet meg hamarosan az Astrophysical Journal Letters különszáma, de várható, hogy a következő években további vizsgálatok százait fogja inspirálni a különleges galaxisfelmérés.
Forrás: STScI-PR-2006-06
-
#2005
Csillagtérkép pont org - éjszakai égbolt a weben
2007. március 28., szerda
Korszerű technikai alapokon nyugvó, látványos, nagyítható, magyarul is "beszélő" csillagtérkép és interaktív objektum-katalógus kezdte meg működését az interneten.
Egyes szakértők web 2.0-nak nevezik, mások csak az internet logikus továbbfejlődésének tekintik. Egy biztos, az egyre terjedő, korszerű, újrafelhasználható webes megoldások (ún. API-k) és a közösségi tartalomfejlesztésre építő filozófia komoly lendületet adott az interneten elérhető szolgáltatásoknak. Előbbire a Google Maps, míg utóbbira a Wikipedia a legismertebb példa.
A két szolgáltatástípus sikeres összeházasításának jó példája a www.sky-map.org címen elérhető csillagászati honlap.
Az oldal egyszerre interaktív csillagtérkép és csillagászati Wikipedia. Katalógusa több mint 500 millió csillagászati objektumot tartalmaz, így az egyik legkomolyabb, interneten is elérhető gyűjteménynek számít, melynek elemei mind felkereshetők a nagyítható, Google Maps-hez hasonló térképen.
A katalógus felöleli a legismertebb objektum-csoportokat, így tartalmazza többek között az amatőrcsillagászok körében népszerű Messier-, a legfényesebb csillagokat felsoroló HD-, az NGC- (galaxisok, mélyég-objektumok), az IC- (csillagködök és halmazok), egy kettőscsillag- és egy exobolygó-katalógust.
![]()
Térkép a kezdőoldalon: egy csillag legfontosabb adatai
Érdemes kiindulópontként a csillagászati térkép legkisebb nagyítására állni, majd egy-egy csillagképet kiválasztani. A nagyítás növelésével előtűnnek az egyre halványabb égitestek. Az ún. SDSS-módra váltva feltárulnak előttünk a ködök, halmazok legapróbb részletei – a szemlélő egy hatalmas, a csillagos eget pásztázó távcső birtokosának érezheti magát. Ami részben igaz is, hiszen a fejlesztők felhasználták az Új-Mexikóban 1998 óta futó Sloan Digital Sky Survey (Sloan digitális égbolt-felmérés, SDSS) program 2,5 méteres teleszkópjának felvételeit is. Bár az SDSS "csak" az égbolt egynegyedét térképezte fel nagyfelbontású kamerájával, az összegyűjtött képek még így is nagy élményt jelentenek a csillagászat szerelmesei számára.
![]()
Az M13 gömbhalmaz az SDSS-módban
A honlap azonban nem csupán csillagtérkép. Ha rámutatunk egy-egy csillagra vagy kiterjedt égitestre, a legfontosabb objektumokról rövid összefoglalót olvashatunk, míg rákattintva egy részletes adatlap nyílik meg az összes kapcsolódó fotóval, cikkel, információval. Az adatlapot bejelentkezés után mi magunk is szerkeszthetjük, feltöltve az égterületről készített felvételeinket, vagy belinkelve a kapcsolódó csillagászati témájú cikkeket. Így mi is aktív részeseivé válhatunk a folyamatos fejlesztés alatt álló adatbázisnak.
![]()
Az Örvény-köd (M51) a virtuális obszervatórium látómezejében
A portál főbb funkciói már magyar nyelven is elérhetők. A csillagászati katalógusok, cikkek, funkciók fordításában bárki részt vehet egy egyszerű regisztrációt követően.
A térkép hiányossága, hogy egyelőre csak a „statikus” égi objektumok megjelenítésére képes, a Naprendszer égitestjeire még nem kereshetünk. Az ígéretek szerint azonban már kidolgozás alatt áll az ezt lehetővé tévő funkció, hasonlóan az égbolt különböző hullámhossztartományokban való böngészéséhez. Kíváncsian várjuk az újabb fejlesztéseket!
Linkajánlat:
http://www.sky-map.org/
Források:
http://sky-map.org/wiki/Article%2C_Dec_7%2C_2006
http://www.newscientist.com/blog/space/ -
#2004
Galaktikus fosszíliák
2007. március 27., kedd, 22:53
Három nyílt csillaghalmaz vizsgálatával sikerült igazolni, hogy az ilyen csoportosulások jól használhatók a Tejútrendszer fejlődésének rekonstruálására.
A Tejútrendszer múltjába az eltérő korú csillaghalmazok vizsgálatával pillanthatunk be. A Galaxisunk fejlődése során született csillaghalmazok a kialakulásuk helyén és idején jellemző kémiai összetételt őrizték meg. Mivel az évmilliárdok során számtalan nyílthalmaz keletkezett, ezek az idős földi kőzetekhez, esetenként fosszíliákhoz hasonlóan az eltérő időszakok jellemzőit viselik magukon.
Bár a fenti elgondolás ideális képet fest arról, miként lehet a Tejútrendszer múltját rekonstruálni, a gyakorlatban nehéz használható, konkrét eredményeket nyerni. Gayandhi De Silva (ESO) és kollégái a VLT-rendszerrel három nyílthalmazt vizsgáltak Galaxisunkban. Az ilyen csillagcsoportosulások régen és ma is keletkeznek Tejútrendszer fősíkjában, és míg idősebb képviselőik közül a kisebbek mára felbomlottak, a nagyobb tömegűek akár 10 milliárd évet is megélhetnek.
Elsőként a Collinder 261 jelű, galaxisunk belső vidékén található, 5 és 11 milliárd év közötti korú nyílthalmazt tanulmányozták a VLT UVES spektroszkópjával. Itt 12 fényes vörös óriásban határozták meg nátrium, a magnézium, a kalcium és a vas gyakoriságát. Sikerült megállapítani, hogy a halmazon belül az egyes csillagok összetétele erősen hasonlít egymásra. Eszerint a keletkezésükkor jellemző összetételüket viszonylag pontosan őrizték meg az évmilliárdokon keresztül - tehát jól használhatók galaxisunk fejlődésének rekonstruálására.
A továbbiakban a HR 1614 és a Hyadok halmazra is elvégezték a mérést. Sikerült megállapítani, hogy az egyes halmazok tagjainak összetétele itt is nagyon hasonló, egy-egy halmaz tehát igen homogén. Ugyanakkor a három halmaz erősen különbözik egymástól: míg a Collinder 261 a galaktikus fősík keletkezésének idejéből maradt vissza, társai sokkal később születtek.
![]()
Egy vizsgált meteorit (Dauphas, UC)
A Tejútrendszer fejlődésére, de különösen korára egyéb módszerekkel is következtethetünk. Az uránium 238-as és a tórium 232-es izotópok ún. r-folyamattal, azaz gyors neutronbefogással keletkeznek, elsősorban a szupernóva-robbanások heves folyamatai közepette. A két elem és egyes izotópjainak kialakulását a csillagfejlődési modellek sajnos nem tudják pontosan előrejelezni. Nicolas Dauphas (Enrico Fermi Institute) a meteoritokban és a halo fémszegény csillagaiban mért arány alapján a Tejútrendszer kora 2 milliárd éves hibával 14,5 milliárd évet kapott, amely jól illeszkedik a Világegyetem 13,7 milliárd éves korához.
Kereszturi Ákos
-
#2003
Az új Naprendszer - asztrofotósok kiállítása
2007. március 27., kedd
Megnyílt a Magyar Csillagászati Egyesület Az "új" Naprendszer c. kiállítása a Klebelsberg Kultúrkúriában.
Az amatőrcsillagászok észlelési lehetőségeit alapvetően megváltoztatta a digitális technika. A korszerű detektoroknak, a digitális fényképezőgépek és az új képfeldolgozó szoftvereknek köszönhetően ma már olyan felvételekkel jelentkeznek amatőrcsillagászaink, amilyeneket néhány évtizede még csak a professzionális obszervatóriumokban lehetett készíteni. Különösen látványos a fejlődés a bolygók felszíni részleteinek megörökítése terén, de a Nap jelenségeit is új fényben látjuk, hála a H-alfában is "látó", sokak számára elérhető új naptávcsöveknek.
![]()
A kiállítás egyik képe: a Nap jelenségei
1. Protuberanciák a Nap peremén. Coronado Solar Max, Canon 300D, Árvai Lajos
2. Az NOAA 0756 jelű foltcsoport, 2005.04.29., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
3. Az NOAA 0756 jelű foltcsoport, 2005.05.05., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
4. Az NOAA 0808 jelű foltcsoport, 2005.05.09., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
5. A napkorong H-alfában. 2005.05.11., PST, Áldott Gábor
6. A foltokkal borított napkorong. 2003.10.28., 15 T, panelkamera, Kovács Károly
7. Protuberanciák. 2005.06.02., 63/840 refr., Bucsi Gábor
Zömmel az utóbbi néhány évben készültek "Az új Naprendszer – ahogy mi látjuk" c. kiállítás képei, ami azt is jelenti, hogy a képek többsége immár a hatékony digitális technikával készült. A Naptól kifelé haladva megismerhetjük a bolygókat, az üstökösöket, belekóstolhatunk a kisbolygók világába. Olyan ritka jelenségekről is láthatunk képeket, mint a Merkúr vagy a Vénusz átvonulása a Nap előtt, a napfogyatkozások vagy a sarki fények. A kiállítás képeinek technikai szerkesztését Boros-Oláh Mónika végezte.
A kiállítás március 27. és április 9. között tekinthető meg, a Klebelsbeg Kultúrkúriában (Budapest II. Templom u. 2-10.). A kiállításhoz kapcsolódóan - derült idő esetén - április 2-án 20 órától távcsöves bemutatót tartanak az MCSE tagjai a Kultúrkúria udvarán.
-
#2002
Kaszpi-tenger méretű tó nyoma a Titanon
2007. március 26., hétfő, 22:48
A Cassini-űrszonda megfigyeléseiből összeállt kép alapján a Szaturnusz Titan nevű óriásholdjának egyenlítői vidéke száraz, homoksivatagos jellegű, míg tavak és folyók a két sarkvidéken jellemzők.
A Cassini-űrszonda eltérő hullámhosszakon végzett megfigyeléseiből és a felhőzeten keresztül a felszínt letapogató radarmérések alapján érdekes kép kezd összeállni a Titanról. Néhány helyről már részletes adatok is vannak, míg máshonnan alig rendelkezünk néhány szerény információval.
A felszínen jelenleg is vannak metán-etán keverékkel kitöltött folyók és tavak, de csak a sarkvidéki területeken, itt is elsősorban a téli (jelenleg északi) féltekén. Napjainkig 156 tó jellegű alakzatot találtak a holdon - noha nem mindegyiküket tölti ki folyadék. A kitöltött tavak egyetlen kivétellel az északi sarkvidéken vannak, ahol feltehetőleg a kiterjedt téli felhőtakaró látja el őket csapadékkal. Ezzel ellentétben a déli féltekén eddig egyetlen folyadékkal kitöltött tó mutatkozott - igaz erről a vidékről kevesebb megfigyelés is készült.
Az eddigi legnagyobb tó jellegű képződmény átmérője az 1000 km-t közelíti, és a sarkvidékről az északi szélesség 55. fokáig húzódik. Eddig még nem sikerült biztosan megállapítani, hogy az egész területet vagy csak kisebb részeit tölti ki folyadék. Ha nagy részén metán-etán keverék hullámzik, akkor a folyadékfelszín mérete a földi Kaszpi-tengerével vetekszik. A 2007. február 22-én készített radarmérés alapján rekonstruált terület legalább 100 ezer km2, mely a hold felszínének 0,12%-a, és egy minimum 200 km hosszú folyóvölgy torkollik beléje. A képződmény részletesebb vizsgálatra a májusi Titan-közelítés során nyílik majd lehetőség.
Míg a fent említett tavakban sok esetben folyóvölgyek végződnek, van, ahol folyóvölgyek nélküli tavak mutatkoznak. A folyóvölgyek eloszlása alapján sok helyen tartósan száraz területek lehetnek, de ennek az ellentéte is előfordul. A "metánmonszunnak" nevezett jelenség keretében alkalmanként óriási esőzések zúdulhatnak a felszín egy-egy részére, ahol rövid életű vízfolyások jelennek meg. Ezek az esőzések feltehetőleg gigantikus viharokhoz kapcsolódnak. Az eddigi megfigyelések alapján a Bohai Sinus-nak nevezett területen például egykor napi 10-50 cm mennyiségű csapadék is lehullhatott.
Sok tavat nem övez kiterjedt folyóvölgyek hálózata. Több északi tóban a folyadékfelszín függőlegesen mérve 50-100 m eltéréssel közel azonos szinten van. Mindez arra utal, hogy fontos felszín alatti folyadéktározók létezhetnek, tehát a kőzetalkotó vízjég repedéseiben sok metán-etán keverék tárolódhat a mélyben.
A 3 és 70 km közötti átmérőjű tómedrek alakja változatos, és méreteloszlásuk alapján többségük feltehetőleg nem becsapódásos kráter, hanem vulkanikus eredetű mélyedés, esetleg karsztos jellegű beszakadásos gödör lehet.
![]()
A fent említett kiterjedt tónyom a Titanon (balra), és összehasonlításként az észak-amerikai Felső-tó (jobbra) valamint a Balaton (jobbra fent) azonos méretaránnyal (NASA/JPL/GSFC)
Az északi féltekén a 70. szélességi foktól délre is vannak tómedrek, de ezek többsége kiszáradt, és nincs bennük folyadék. Ez arra utal, hogy alacsonyabb szélesség felé haladva egyre szárazabb vidékek következnek a holdon. A szárazság a Titan esetében nem a víz hiányát jelenti, hiszen az a felszínen uralkodó hideg miatt az csak szilárd jég formájában fordul elő. A száraz vidékeken a folyékony halmazállapotú metán-etán keverék hiányáról beszélünk. Részben talán ezzel is kapcsolatos, hogy a homokdűnék a hold egyenlítői vidékein jellemzők.
A sivatagos megjelenésű összefüggő "homoktengerek" az északi és a déli szélesség 10 foka között jellemzőek, és magányos dűnék sem fordulnak elő 30 foknál messzebb az egyenlítőtől. Mindezek mellett a dűnék a mélyedésekben találhatók, ami érthető is, mivel azok szolgálnak üledékcsapdaként. A jelenség elméletileg kapcsolatban lehet azzal, hogy mind az éghajlati modellek, mind pedig a tavak térbeli eloszlása alapján a magas szélességek a nedvesebbek, míg az egyenlítő térsége sokkal szárazabb, mondhatni sivatagos jellegű. Más kérdés, hogy egyelőre nem tudni, honnan származik a Titan sivatagaiban lévő homokdűnék anyaga.
A fentiek alapján tehát a Földön megfigyelthez hasonló jelleggel a Titanon is lehatárolhatunk éghajlati alapú felszínmorfológiai tartományokat. Az egyes ilyen zónákban a felszín alakulása és formakincse szoros kapcsolatban áll a helyi éghajlat jellemzőivel, azok között is elsősorban az elérhető folyadék mennyiségével. A klimatikus planetomorfológia, tehát az egyes planéták felszínformáinak az adott égitest éghajlatával fennálló kapcsolata a Földön és a Marson kívül már a Titanon is nyomozható.
Kereszturi Ákos
-
#2001
Egy balsorsú galaxis végzete
2007. március 24., szombat
A galaxisfejlődés izgalmas pillanatára vetettek új fényt a világ legnagyobb távcsöveivel.
A tudományos közéletbe frissen bekerült felvétel korunk legkiválóbb és legnagyobb teljesítményű csillagászati eszközeinek (HST, VLT, Spitzer, Chandra, Keck) együttműködésében készült és végre magyarázatot ad néhány régi keletű, de annál nyugtalanítóbb kérdésre: hogyan alakulnak át a gázanyagban gazdag spirálisok gázban szegény irreguláris vagy elliptikus galaxisokká és honnan jönnek a nagy halmazok galaxisközi terében "kószáló" otthontalan csillagok milliói.
Jelenleg, azaz a lokális Univerzumban mintegy fele-fele arányban találunk gázban gazdag, illetve szegény galaxisokat, miközben 6-7 milliárd évvel ezelőtt ez az arány öt az egyhez volt a nagy mennyiségű gázanyagot tartalmazó, és így aktív csillagkeletkezést mutató csillagvárosok javára. Utóbbiak főként a galaxishalmazok peremén, viszonylag ritkábban kitöltött régiókban figyelhetők meg, míg a csillagontást nem vagy alig mutató irregulárisok és elliptikusok a zsúfolt galaxishalmazok közepén találhatóak.
Az új felvétel ritka és érdekes pillanatképet rögzít a galaxisok evolúciójának milliárd éves időskáláján. Az Abell 2667 galaxishalmazt ábrázoló kép bal felső sarkában lévő különös alakú spirálist 3 és fél millió km/h sebességre gyorsítja a halmazban lévő sötét anyag, forró gáz és a több száz egyéb galaxis egyesített gravitációs ereje. Az ütközés során fellépő kölcsönhatások (az ún. "torlónyomásos lecsupaszítás" jelenségén keresztül) szinte kitépik a tőlünk kb. 3,2 milliárd fényévre lévő balsorsú galaxis csillagait és teljes gázanyagát.
![]()
A Hubble Űrtávcső felvételén a bal felső sarokban látható a szerencsétlen sorsú széttépett galaxis, amint ütközik az Abell 2667 halmaz anyagával. A kép jobb oldalán eltorzult ívek: gravitációs lencsézés nyomai.
A galaxishalmaz kb. 10-100 millió fokos, töltött részecskékből álló gázanyaga kifújja a behulló galaxis anyagát – hasonlóan ahhoz a jelenséghez, amikor a napszél létrehozza az üstökösök gázokból, ionokból álló csóváját, ezért a Luca Cortese (Cardiff-i Egyetem) vezette kutatók Üstökös-galaxis névvel illetik a végzete felé rohanó objektumot. A kb. 1 milliárd évig tartó folyamat során a galaxis magjában ugyan egy időre beindul a csillagképződés a külső árapályerők következtében, végső soron mégis csillagok milliói válnak "hajléktalanná", azaz dobódnak ki a halmazközi térbe, míg végül egy gázban szegény, idős, vörös színű csillagok által uralt "galaxistetemet" kapunk...
Forrás: STScI-PR-2007-12
-
tomcat1 #2000 ÚÚÚÚÚÚÚ!
Akkor menni kéne cseppkövet is szedni:)
Meg denevéreket gyüjteni :) -
#1999
Barlangok a Marson
2007. március 23., péntek, 8:41
A Mars Odyssey amerikai űrszonda felvételein felszín alatti üregek nyílásaira bukkantak. A barlangszerű képződmények az élet keresése szempontjából is fontos célpontok lehetnek.
Az esetleges marsbéli élettel kapcsolatos régi elgondolás, hogy az a felszín alatt nagyobb eséllyel létezhet. A Földön is számos felszín alatti, napfény nélkül élő életformát ismerünk. A vörös bolygó felszíne alatt több környezeti tényező is kedvezőbb lehet az élethez, mint a felszínen.
Az egyik legfontosabb előny, hogy a mélybe nem jut el sem a felszínt érő erős ultraibolya sugárzás, sem a kozmikus sugárzást alkotó sok töltött részecske. Emellett a vékony légkör miatt a felszínt érő mikrometeorit-becsapódások sem éreztetik a hatásukat. Fontos körülmény, hogy a még szunnyadó, teljesen ki nem aludt vulkáni központoknál lévő magma hője a kőzetek repedéseiben lévő vízjeget megolvaszthatja.
Mindezek miatt már néhány centiméterrel a felszín alatt is kedvezőbb a helyzet a sugárzások szempontjából, mint a bolygó felszínén, és az itt található talajszemcsék között a vízjég tovább maradhat meg, mint a csupasz kőzetfelszínen. Kis mélységben a napfénytől még át is melegedhetnek a szemcsék, a szórt fény pedig milliméterekkel, esetleg centiméterekkel hatolhat le a felszín alá. Az ilyen csekély fénymennyiség is elég lenne néhány földi életformának a fotoszintézishez. További előny, hogy a felszín alatt kisebb a napi hőingás, és általánosságban is stabilabbak a környezeti paraméterek.
Felszín alatti üregek, azaz barlangok elméletileg három módon jöhetnek létre a Marson. Első csoportjukat a becsapódások és tektonikus folyamatok töréseitől keletkező felszín alatti repedések alkotják. A második csoportba a vulkáni területek lávafolyásaiban keletkező lávabarlangok tartoznak, a harmadik típust pedig az idős üledékekből a felszín alatti vizek által esetleg kioldott üregek alkotják. Ezek egyikére sem találtunk bizonyítékokat - egészen mostanáig.
A Mars Odyssey THEMIS kamerájával elsőként a 654 nm-es hullámhosszon, a vörös színképtartományban örökítettek meg barlangokat - pontosabban azok beomlásával keletkezett felszíni nyílásokat. A 18 m-es felbontású képeken az Arsia-mons nevű vulkán lejtőjén hét olyan sötét folt látszik, amelyek nappali és éjszakai hőmérséklete között alig mutatkozott különbség, ellentétben a környező felszínformákkal. Eszerint nem egyszerű, sötét színű felszíni alakzatokkal van dolgunk.
A legkézenfekvőbb magyarázat, hogy a foltok azért sötétek, mert a felvételek készítése idején a Nap nem sütött be a barlangokba. Eszerint falaik igen meredekek lehetnek, és 100-250 méteres szélességükhöz viszonyítva sokkal mélyebbek, mint a közelükben lévő, hasonló átmérőjű kráterek. Mindezek miatt nem is becsapódásos eredetű formákkal lehet dolgunk. Ezt erősíti, hogy a foltoknak sem kiemelkedő pereme, sem azt övező kidobott törmeléktakarója nincs. A hét mélyedés a vulkán lejtőjén lévő törések, repedések hálózatába illeszkedik, tehát feltehetőleg azokhoz hasonlóan beomlással alakultak ki.
![]()
A feltételezett barlangok beomlásával keletkezett mélyedések. A nap balról süt a felvételeken. (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)
A nem hivatalosan hét nővérnek (Dena, Chloe, Wendy, Annie, Abbey, Nikki és Jeanne) keresztelt gödrök mélysége durva becslés alapján legalább 73-96 méter. Egyikről sikerült a már üzemképtelen MGS-szonda korábbi képei között részletes felvételre akadni. Mivel ez magas napállásnál, a helyi kora délután alatt készült, itt a beomlott nyílás fenekét is megvilágítja a Nap. Az ebből végzett becslés alapján a képződmény kb. 130 méter mély.
![]()
Az egyik beomlott üreg optikai (balra) és infravörös (középen, jobbra) felvételei. A (B) felvétel a helyi délután idején mutatja, hogy a barlang hűvösebb a környezeténél, a hajnali (C) felvételen pedig az látható, hogy a barlang éjszaka melegebb maradt (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)
A marsbéli barlangok a vörös bolygón esetleg előforduló élet szempontjából fontosak. Penny Boston (NASA, AMES) már évek óta vizsgálja a földi barlangok élővilágát. A SLIME (Subsurface Life In Mineral Environments, azaz felszín alatti élet ásványi környezetben) program keretében olyan szempontból is tanulmányozza a barlangok élővilágát, hogy marsbéli párjaik milyen lehetőségeket biztosítanának az esetleg ott előforduló, ellenálló életformák fennmaradására.
Az eddig tanulmányozott földi barlangok egzotikus élővilága sokkal változatosabb, mint azt tíz-húsz éve feltételezték. Találunk itt a vulkáni gázokból származó kéntől savas vizű üregeket, és sok helyen vékony, biogén eredetű kéreggel borított falakat. Némely barlangokban az élőlényeknek a lassan szivárgó, vulkáni eredetű, avagy a kőzet-víz kölcsönhatáskor keletkező hidrogéngáz szolgál energiaforrásként, melynek segítségével metánt termelnek.
Egyes kutatók szerint a Világegyetemben a felszín alatti életformák elterjedtebbek lehetnek a felszínieknél. Ennek a feltételezésnek az alapja, hogy az egyszerű életformák szerény igényeinek sokkal több felszín alatti, mint felszíni környezet felelhet meg. A fentiek ellenére a most talált marbéli barlangok (pontosabban az ezek létére utaló beomlásos szerkezetek) feltehetőleg nem kellemes helyszínek a vörös bolygó esetleges életformáinak - ugyanis túlságosan magasan vannak az átlagos felszín felett, ahol elég kicsi a légnyomás. Más barlangok azonban kedvezőbbek lehetnek: mint a cikk lején már részleteztük, viszonylag stabil bennük a környezetet, védelmet nyújtanak a felszínt elérő nagyenergiájú sugárzások ellen, és néhány helyen akár a fotoszintézishez még elegendő fényt is beengednek. Emellett kismértékben nedvességcsapdaként is működnek, továbbá a mikrometeoritok mellett a szelektől is védelmet nyújtanak.
A most azonosított érdekes beomlásos mélyedések részletes helyszíni vizsgálata két okból is rendkívül nehéz: egyrészt viszonylag kis méretűek, tehát a jelenleginél sokkal precízebb landolással lehetne csak őket megközelíteni. Emellett kérdés, hogy egy meredek gödörbe hogyan tudna egy szonda beereszkedni. További gond, hogy a fenti hét barlang viszonylag magasan van a bolygón, ahol a légkör még túl ritka az ejtőernyős fékezéshez. Ennek ellenére már napvilágot láttak olyan tervek, amelyek több olcsó, apró és ugráló szondával kutatnák az ilyen mélyedéseket, mint arról korábbi cikkünkben már beszámoltunk.
Kereszturi Ákos
-
#1998
Hipernóva okozta kihalások
2007. március 23., péntek
"A dinoszauruszok 65 millió évvel ezelőtti kihalásának lehetett-e az oka egy hipernóva-robbanás a Galaxison belül?"
Egy hipernóva-robbanás, illetve egy kellően közelben lezajló szupernóva-robbanás intenzív sugárzása valóban katasztrofális következményekkel járhat, akár tömeges kihalást is okozhat.
Azonban a 65 millió évvel ezelőtt lezajlott, többek között a dinoszauruszokat (de rajtuk kívül több millió fajt) érintő kihalást előidéző égitest becsapódásának valószínűsíthető helyszínét megtalálták – ez Mexikói-félsziget környékén levő Chicxulub-kráter.
A kihalások okaként a becsapódások azért is tűnnek valószínűbbnek, mivel a földtörténet során a nagy kihalások a jelek szerint viszonylag szabályosan, 30-33 millió évenként következnek be. Napunkat igen nagy távolságban egy Oort-felhő néven ismert, gömbszerű képződmény veszi körül, amelyben elképzelhetetlen számú apró égitest kering központi csillagunk körül. Külső gravitációs hatásokra ebből a felhőből nagy számú égitest állhat át olyan pályára, amely a Naprendszer belső vidékei felé vezet. A belső területekre hirtelen nagy mennyiségben érkező apró égitestek, új üstökösök megjelenése miatt jelentősen megnő egy ilyen égitesttel való ütközés valószínűsége. Az ún. Nemezis-elmélet szerint Napunknak egy igen távoli barna törpe csillag társa van, amely keringése során a fent említett periodicitással okozza a szükséges zavarokat az Oort-felhőben.
Egy másik lehetséges magyarázat, hogy a Naprendszer a Galaxis középpontja körüli keringés során körülbelül ilyen időközönként halad át a Galaxis fősíkján, és az ott koncentrálódó anyagmennyiség okozza a szükséges zavarokat.
Mindezektől függetlenül természetesen elképzelhető, hogy bizonyos kihalásokat közeli szupernóva-, esetleg hipernóva-robbanás okozott. A kérdéssel kapcsolatban rendszeresen jelennek meg kutatási eredmények, így a ma biztos tudását bármikor felülírhatja egy újabb felfedezés.
-
#1997
Több mint ezer fekete lyukat találtak
2007. március 22., csütörtök, 10:07
Földi- és űrteleszkópok összehangolt munkájával több mint ezer távoli, szuper-nagytömegű fekete lyukra akadtak, amelyek jellemzői kicsit eltérnek a vártaktól.
A Chandra röntgen- és a Spitzer infravörös űrteleszkóp, valamint több földi távcső együttes megfigyelései alapján távoli fekete lyukakat kerestek egy nemzetközi felmérés keretében. A célpontok a galaxisok centrumában lévő szuper-nagytömegű fekete lyukak voltak, ezek közül is a környezetükkel heves kölcsönhatásban állók, amelyek aktív galaxismagokban figyelhetők meg.
A felmérés során a Chandra-röntgenteleszkóppal nem hosszú expozíciós időket használtak, amivel távoli és halvány objektumok rögzíthetők. Ellenkezőleg: rövid expozíciós idővel készültek a felvételek, amelyekkel így nagy égterületet tudtak lefedni. A módszer révén csak a legfényesebb objektumok hagytak nyomot a felvételen - ami az aktív galaxismagok keresésére jó stratégiának bizonyult.
A felmérés keretében a Chandra-röntenteleszkóppal 9,3 négyzetfok, azaz a telehold látszó méreténél 40-szer nagyobb égterületet örökítettek meg. Összesen 126 felvétel készült így a Bootes (Ökörhajcsár) csillagképben, még 2003 márciusa és áprilisa folyamán.
Első körben még a Spitzer-űrteleszkóp infravörös mérései alapján választották szét az előtércsillagokat és galaxisokat a távoli, fekete lyukak fűtötte aktív galaxismagoktól. Következő lépésként összehasonlították a célpontok röntgen- és optikai jellemzőit. Több mint ezer szuper-nagytömegű fekete lyukat, pontosabban az objektumok és a környezetük közötti kölcsönhatáskor felszabaduló sugárzást sikerült így megörökíteni. A célpontok 6 és 11 milliárd fényév közötti távolságban vannak, mindegyikük egy messzi galaxis centrumában lévő sok millió, akár több százmillió naptömegű kompakt objektum.
![]()
A felmérés egyik képe, amelyet a Chandra-röntgenteleszkóp rögzített. Az itt látható objektumok többsége távoli aktív galaxismag, bennük hatalmas tömegű fekete lyukakkal. A vörös szín az alacsonyabb, a zöld a közepes, a kék pedig a nagyobb energiájú röntgensugarakat jelöli. Balra lent a Hold látszó mérete látható, amely érzékelteti a kép által lefedett égterület nagyságát (NASA/CXC/CfA/R.Hickox,/JPL)
A célpontok jellemzői azonban nem egyeztek meg teljesen a központi fekete lyukak klasszikus elmélete alapján vártakkal. A széles körben elterjedt modell szerint egy ilyen aktív galaxismag megjelenése erősen függ attól, hogy a megfigyelőhöz viszonyítva milyen térbeli helyzetben van a fekete lyuk, és a körülötte lévő, befelé áramló anyag alkotta korong. Ha a látóirányunkra merőleges a korong, akkor kevés anyag takarja előlünk a központi forró vidéket. Minél laposabb szögben látunk rá a képződményre, annál jobban elfedi előlünk a gázgyűrű a központi térséget. Közel éléről tekintve a korongra annak sűrű anyagán már alig látunk át, ekkor a forró belső vidék közvetlenül nem is figyelhető meg.
Ha elég sok ilyen objektumot vizsgálunk, mindenféle rálátási szögű helyzettel kellene, hogy találkozzunk. A fenti észlelésekkor azonban közel 700 esetben tökéletesen megfigyelhető volt a központi forró terület, 600 esetben pedig azt teljesen eltakarta a körülötte lévő poranyag. A két szélső eset közötti átmeneti helyzetű objektum meglepő módon nem mutatkozott. A jelenséget egyelőre nem sikerült megbízhatóan magyarázni.
![]()
Aktív galaxismagok, közülük a két bal oldalit a centrumukat övező korong takarja, míg a két jobb oldali központjára jól rálátunk (NASA, CXC, CfA, Hickox, JPL, Caltech, Eisenhard, Stern, NOAO, Jannuzi, Dey)
A fenti négy kép az eltérő rálátási helyzetben lévő aktív galaxismagokra mutat példát. A vörös a röntgen, a kék az infravörös, míg a fehér szín az optikai sugárzást jelöli. A két bal oldali objektumnál az anyagkorong miatt a központi rész takarásban van, ezért onnan csak a nagy áthatolóképességű röntgen és infravörös sugárzás jut el hozzánk. A két jobb oldali kép ellenben olyan helyzetet mutat, amikor szabad rálátás nyílik a forró centrumra, és azt az optikai tartományban is megfigyelhetjük.
Kereszturi Ákos
-
#1996
Ez a cikk nem annyira KOZMOSZ, de van benne némi űrkutatás ezért beteszem. Akit nem érdekel ne olvassa el!
A Földön kívüli élet nyomában az Antarktiszon
2007. március 21., szerda, 9:21
A Földön kívüli élet lehetőségének vizsgálatában fontos támpontot nyújtanak az Antarktisz "eltemetett" tavai. Jelenleg 145 kisebb-nagyobb jég alatti tavat ismerünk a kontinensen, és némelyikük már több millió éve létezhet elszigetelten. Részletes képes összefoglalónk a tavakról, sajátos élővilágukról és asztrobiológiai vonatkozásukról.
Az Antarktiszon sajátos tavak találhatók, melyeket állandó jégtakaró borít. Két nagy csoportra oszthatjuk őket: egyiket a felszínhez közeli tavak alkotják, melyeket vékonyabb, de így is több méter vastag jég szigetel. Ezek viszonylag fiatal, néhány száz vagy ezer éves képződmények. Többségük feltehetőleg a területet korábban borító gleccserek visszahúzódása nyomán maradt fenn, az egykori jégárak vájta medencékben.
A másik csoportba az alkalmanként kilométernél is vastagabb jégpáncél alatti, a jég és a mély kőzetfelszín között elhelyezkedő tavak tartoznak. Ezek a fentieknél sokkal idősebbek, koruk millió években mérhető, és jobban el vannak szigetelve a felszíntől, napfény például egyáltalán nem jut le beléjük.
Az ilyen egzotikus tavak a Földön kívüli élet keresése szempontjából is nyújthatnak új ismereteket. Részben a Marson korábban létezett, majd befagyott krátertavak tanulmányozásához szolgálnak támpontként, de a Jupiter Europa nevű holdjának vizsgálatában is részleges analógiákként használhatók. Utóbbi égitesten a 10-20 km vastag jégpáncél alatt kiterjedt, nagyságrendileg 100 km mély folyékony vízóceán húzódik.
E sorok írásakor 145 jég alatti tavat ismerünk az Antarktiszon, de teljes számuk ennek többszöröse lehet. Vizük hőmérséklete fagypont körüli, és ennek megfelelően lényegesen melegebb, mint a jégtakaró tetejének átlaghőmérséklete. Mindkét csoport fontos jellemzője, hogy vizükben gyenge a függőleges átkeveredés, erős a hőmérsékleti és összetételbeli rétegződés. Emellett egzotikus élőviláguk van, és a gyenge áramlások miatt a tápanyagok lassan, diffúzióval mozognak bennük. A tavakban zajló folyamatok általában véve is rendkívül lassúak, és ez az élőlények élettevékenységére is igaz.
![]()
A nagyobb jég alatti tavak helyzete (NASA)
A tavak pontos keletkezése nem ismert, a jelenlegi feltételezések alapján már a jégtakaró képződése előtt léteztek. Ma még az sem teljesen világos, hogy mitől marad a vizük folyékony állapotban. A víz megfagyásának meggátlásában egyrészt a jégtakaró nyomása segít, amitől a víz fagyáspontja a kilométeres vastagságú jégpáncél alján -2 - -4 °C-ra süllyed. A Föld belső geotermikus hője alulról melegíti őket, míg a felettük lévő vastag jégtakaró lassítja a lehűlésüket. Az esetleg bennük lévő olvadáspont-csökkentő sók is elősegíthetik a folyékony állapot fennmaradását - emellett az sem kizárt, hogy keletkezésük óta egyszerűen nem volt idejük befagyni. Az eddig vizsgált helyszíneken a jégben nem azonosítottak számottevő héliumot, amely vulkanikus területeken gyakran előfordul - eszerint feltehetőleg nem zajlik alattuk jelentős vulkáni tevékenység, amely fűtené vizüket.
Vékony jéggel borított tavak
Az első csoportba tartozó tavak jellegzetes képviselője a Canada-gleccser elvégződésénél található, kb. 4 km hosszú Hoare-tó. Vize átlagosan 18 m mély, felszínét 3-6 méter vastag jég borítja. Ebben és a hozzá hasonló tavakban kezdetekben nem vártak jelentős élővilágot a szakemberek, azonban a közvetlen vizsgálatok ennek ellenkezőjét bizonyították.
![]()
A Canada-gleccser elvégződése: a Hoare-tó eleje, felszínén jégtakaróval (NASA)
A kis mélység miatt a tavat a szondák mellett búvárokkal is sikerült tanulmányozni. A legfeltűnőbb felfedezés a tó aljzatán lévő, rózsaszínes árnyalatú, főleg cianobaktériumok és algák lakta szerves réteg. Az aljzatra a jégrétegen keresztül a felszíni fénymennyiségnek mindössze 0,5%-a jut le - ennek ellenére a rétegben aktív fotoszintézis zajlik. Az elemzések alapján még az itt tapasztaltnál 10-szer gyengébb fényintenzitás mellett is képesek egyes élőlények fotoszintetizálni. A Hoare-tóban kis diverzitású, azaz fajokban szegény ökoszisztéma jellemző. Ugyanakkor az élőlények (esetünkben főleg baktériumok) térbeli gyakorisága hasonló a melegebb klímán jellemzőre.
![]()
Merüléshez készülődve a Hoare-tónál (balra) és a jég alatti látvány (jobbra) (University of California Observatories, Kay Vopel, NASA)
Mozgások a jégpáncél alatt
![]()
A Vostok-tó radarfelvétele (NASA)
A tavak második csoportjának tagjait a felettük lévő, kilométeres vastagságú jégpáncél hatékonyan zárja el a felszíntől. Leghíresebb és egyben legnagyobb képviselőjük a 48 x 224 km méretű, átlagosan 400-500, maximálisan 914 m mély Vostok-tó, közel 1000 km-re a déli sarktól. A jég alatti tó 3710 méter mélyen kezdődik, a felette fekvő jégtakaró kora néhány millió, maximálisan 30 millió év lehet. A Vostok-tavat 1996-ban orosz és brit kutatók fedezték fel szeizmikus vizsgálatokkal. A tó területén, a jégtakaró tetején 1983. július 21-én regisztrálták az eddigi legalacsonyabb hőmérsékletet: -89 °C volt ekkor. A tó vize ennél melegebb, pontosabban kevésbé hideg lehet. A környéken több hasonló tó is előfordul, amelyek azonos elnyúlási iránya arra utal, hogy a kőzetaljzatban lévő tektonikus törések mélyedéseit töltheti ki a víz a jégréteg alatt.
Az eddigi vizsgálatok során a Vostok-tó feletti jégréteget fúrták meg, a legmélyebb mintát 3610 m mélyről, tehát a tó teje felett 100 m-ről nyerték. A fúrás során sok olyan élőlényt, illetve maradványt találtak, amelyeket nem lehetett besorolni a korábban ismert taxonok közé. Ezek extrém viszonyok között létező, igen idős életformák nyomai lehetnek. A szeizmikus mérések alapján a tó fenekén kb. 50 m vastag üledék halmozódott fel, mely főleg a lassan mozgó jég által termelt törmelékből keletkezett. De elképzelhető, hogy a jég és az aljzatot alkotó kőzet közötti kölcsönhatáskor, valamint talán az élőlények élettevékenységekor létrejött anyagokat is tartalmaz - egyelőre nem tudni, hogy anyaga milyen idős, és hogy napjainkban is képződik-e.
![]()
Korábban ismeretlen élőlények maradványai a Vostok-tó feletti jég fúrásmintájából (NASA)
Korábban elképzelhetőnek tűnt, hogy a Vostok-tóban néhány millió évvel ezelőtti életformák közel változatlan leszármazottai találhatók. Az új vizsgálatok azonban arra utalnak, hogy az egyes tavak nincsenek teljesen elzárva egymástól. Bár a vastag jégtakarón keresztül nincs kapcsolat a felszín felé, a jég alatt keskeny csatornák köthetik össze az egyes tavakat. Ezek mentén általában elhanyagolható a vízáramlás, tehát az egyes tavak rendkívül gyenge kapcsolatban lehetnek csak egymással - mégsem tekinthetők teljesen izolált környezeteknek.
Alkalmanként dinamikussá válik a jég alatti tavak világa, és hatalmas vízátáramlások történnek a jégréteg fenekénél. A 2003 januárjában felbocsátott ICES (Ice, Cloud, and land Elevation Satellite) műhold az Antarktisz jégtakarójának kiterjedését vizsgálja, a globális felmelegedés következményeit tanulmányozva. A közel 645 km magasan keringő űreszköz lézeres magasságméréseivel 1,5 cm-es (!) pontossággal térképezi fel a jégtakaró domborzatát.
![]()
Az Engelhardt-tó feletti jépáncél
A műhold az elmúlt három évben két nagy, szilárd halmazállapotú, gleccserszerűen mozgó jégáramlatot figyelt meg, melyek az óceán fölé nyúló Ross-jégself anyagát pótolják. Régóta ismert, hogy a mozgó jég alatt alkalmanként vékony folyékony vízréteg található. Az új megfigyelések alapján az ilyen jég alatti vizek gyorsabban és nagyobb mennyiségben áramlanak, mint korábban feltételezték. A mellékelt képen az Engelhardt-tó feletti jépáncél domborzata látható, az ICES műhold lézeres magasságmérései alapján (Ted Scambos, NSIDC).
Az ICES megfigyeléseinek hároméves periódusában a kb. 1 km vastag jégréteg alatt lévő 10 x 30 km átmérőjű Engelhardt-tóból összesen 2 km3 víz áramlott ki a jég alatt a Ross-tengerbe. Ugyanezen időszak során egy másik, szintén erre található jég alatti tóból 1,2 km3 víz jutott az óceánba. Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, eddig csak a jég alatti tavak között korábban lezajlott áramlások nyomait sikerült megfigyelni, az őket összekapcsoló hosszanti csatornák mentén. Ez az első közvetlen megfigyelés egy ilyen folyamat lezajlásáról.
![]()
Négy jég alatti tó és a Recovery-gleccser áramlása
A RADARSAT-műhold mérései szintén szolgáltak új eredményekkel a jégpáncél alatti tavakról. Robin Bell, Michael Studinger (Lamont-Doherty Earth Observatory) és kollégáik nemrég négy új jég alatti tavat azonosítottak. Még fontosabb, hogy sikerült a felszíni jég lassú, gleccserszerű mozgását jég alatti tavakhoz kapcsolni. Eszerint a tavak vize kulcsszerepet játszik az Antarktisz jégpáncéljának mozgatásában: a folyadék "kenőanyagként" szolgál, és felgyorsítja a jég áramlását a lejtős területek, végül az óceán felé. A fenti tavak környezetében lévő jégár a Recovery-gleccser formájában halad az óceán irányába. A domborzatot tekintve a tavak helyzeténél magasabban, ahol a tavak felé kúszik a jégtakaró, a jég mozgási sebessége évente méteres nagyságrendű, míg a tavak után több 100 méter/év értékre ugrik. A mellékelt felvétel a RADARSAT és az ICES műholdak adatainak kombinálásával készült. A négy jég alatti tavat A, B, C, és D betű jelzi, az általuk meggyorsított Recovery-gleccser áramlását pedig sárga nyilak mutatják (NASA, Lamont-Doherty Earth Observatory).
Úgy is fogalmazhatunk, hogy a Föld belső hőjét a tavak vize nyeli el, ami aztán az alsó folyadékréteg pótlásával a jég mozgását gyorsítja. A felismerés arra is utal, hogy az ilyen jég alatti tavak kulcsszerepet játszanak a globális tengerszint-változásokban. A tavak kiterjedésének, vizük térfogatának növekedése ugrásszerűen meggyorsítja az antarktiszi jégtakaróból a Csendes-óceánba áramló gleccserek sebességét, így a jég mennyiségét. Emellett az is elképzelhető, hogy alkalmanként, rövid idő alatt hatalmas jég alatti áradások érik el az óceánt - igaz ezekről még csak feltételezések vannak.
Az Antarktiszon át az Europára és a Marsra
Az elmúlt években tehát sokat megtudtunk ezekről a tavakról, de fő jellemzőiket még ma is kevéssé ismerjük. Ugyanakkor sokkal közelebb vannak, mint például a Mars vagy a Jupiter Europa holdja. Tanulmányozásuk több területen is segíthet a Földön kívüli élet lehetőségének vizsgálatában.
-A tavakban számos földi élőlény túlélési stratégiáit ismerhetjük meg, melyekkel a hideghez és a gyenge megvilágításhoz alkalmazkodnak, vagy éppen napfény nélkül élnek. A felszínhez közeli tavakban, a jég alatt rendkívül gyenge napfénynél is zajló fotoszintézis tanulmányozása kiemelten fontos. Míg a sekély tavak a marsbéli élet lehetőségeinek vizsgálatához visznek közelebb, a vastag jéggel fedett tólencsék az Europa óceánjának részleges analógiájaként értelmezhetők.
-Az Antarktiszon kidolgozhatjuk a jég alatti tavak vizsgálatához szükséges technológiát (ami már folyamatban van). Egy hagyományos fúrás során például még akkor is kispriccelhet a tó vize a furat mentén, ha ez ellen máshol már bevált módszerekkel védekeznének.
-A jég és a víz között hosszú időskálán zajló kölcsönhatások még alig ismertek. Azt például már tudjuk, hogy a kissé porózus jégben kb. -70 °C feletti hőmérsékleten mikroszkopikus vízfilm borítja a szemcséket, melynek mentén különböző molekulák szállítódnak. Emellett a jég/víz határfelületen zajló újrafagyástól folyékony vízzárványok(esetleg betöményedett sóoldatok) maradnak a jégben, amelyek további viselkedése kevéssé sem tisztázott.
-A jég és a rárakódó, illetve másként belekerülő anyagok közötti kémiai reakciókat a földi laboratóriumokban keveset tanulmányozzák. Pedig ezek megismerése segíthet az Europa felszíni jéganyagában zajló változások megértésében, amelyet az Io vulkánjaiból, és a Jupiter magnetoszférájából érkező anyagok okozhatnak.
-Néhány helyen a jég és a környező vulkanikus aktivitás kölcsönhatása is vizsgálható. Ilyen vidék például északon az Ellesmere-szigetek Borup-fjord nevű öble. Itt a kén gipsz helyett egyéb, ritkább formákban: hidrogén-szulfidként, illetve terméskénként is megjelenik, feltehetőleg a folyamatos vulkáni utánpótlás miatt.
![]()
Vulkanikus szennyezést mutató, kéntartalmú víz a földi sarkvidéken (Ellesmere-szigetek, balra), és vulkáni eredetű anyagokkal kevert színes magmabenyomulások az Europa jégpáncéljában (jobbra) (Stephen Grasby, NASA)
Az Antarktisz tavainak megismerése tehát fontos lépés a Mars és az Europa irányába. Sok olyan ismeretet szerezhetünk, amelyek alapján könnyebben értelmezhetjük a távoli égitestekről érkezett adatokat - emellett műszereinket is hatékonyabban tervezhetjük meg a szondák indítása előtt.
Tervek az Europa meghódítására
Az Europa jégpáncélja és az alatta lévő vízóceán vizsgálatára több kutatóprogramot is kidolgoztak, ezek közül a három legfontosabbat ismertetjük az alábbiakban.
Az egyik a JIMO (Jupiter Icy Moon Orbiter) rövidítésű program, melynek keretében főleg az Europát, de emellett két külső nagy társát, a Ganymedest és a Callistót is tanulmányoznák. A tervek alapján a szonda radarberendezésének hullámai a jégbe hatolva, majd a jég-víz határfelületről visszaverődve rámutathatnak a jég szerkezetére és helyenként eltérő vastagságára. Sajnos a NASA jelenlegi anyagi problémái miatt a közeljövő tervei közül törölték az ötletet. Az anyagi problémák mellett komoly gondot okoz még az Europa vizsgálatában, hogy a hold térségében nagyon erős sugárzások érik a berendezéseket, jelentősen lerövidítve élettartamukat.
Az Ice Clipper névre keresztelt terv anyagmintát hozna az Europáról - méghozzá meglepően olcsó módszerrel. A szonda ugyanis nem állna a Jupiter körüli pályára. Mindössze egyszer haladna el az óriásbolygó mellett, majd ugyanezzel a "lendülettel" vissza is térne a Földhöz. Az Europa megközelítése előtt egy nagyobb test leválna róla, amely nem sokkal a fő egység elhaladása előtt becsapódna a hold felszínébe. A robbanástól kirepült törmelékszemcsék felhőjén átrepülő anyaszonda a Stardust-szondához hasonlóan egy lepkefogóra emlékeztető tányért tart maga elé, benne aerogéllel. Az ide becsapódó szemcsék az aerogélben maradnak, és egy lezárt kapszulában térnének vissza a Földre. Sajnos a közeljövő tervei közül ezt is törölték.
A legizgalmasabb a Cryobot ("jég-robot") küldetés, illetve a hozzá hasonló tervek. Ezek keretében nem csak a felszínre szállna le az űreszköz, de a jég alatti óceánba is bejutna. Központi eleme egy szivar alakú szonda, amely belső radioaktív energiaforrásával folyamatosan melegen tartja saját külső falát. Ennek segítségével lassan beolvasztja magát a jégkéregbe, amelyben fokozatosan süllyed lefelé, és a felszínen maradt részén keresztül kommunikál a Földdel vagy a keringőegységgel. A lassan lefelé haladó szonda a felszíni egységgel egy kábelen keresztül tartja a kapcsolatot, amely a süllyedő Cryobot belsejéből tekeredik le, és a szonda elhaladása után azonnal belefagy a jégbe. A Cryobot számtalan megfigyelésre lenne képes a jégben és az alatta lévő óceánban. Utóbbit elérve egyes tervek alapján egy miniatűr tengeralattjárót is kibocsátana magából. Sajnos az ambiciózus terv egyelőre szintén halasztást szenved. A szonda prototípusát azonban lehet, hogy mégis látjuk működésben a közeljövőben: a Vostok-tó vizének biztonságos elemzése ugyanis csak így lehetséges.
Kereszturi Ákos
-
#1995
Miért forog minden a Világegyetemben?
2007. március 21., szerda
"Miért forog minden a Világegyetemben? A Föld forog a tengelye körül, a Nap körül, a galaxis körül, a csillagok is forognak, a galaxisok is. Miért nem statikus minden és csak állnak "egy helyben", ahogy tágul a Világegyetem?"
A kérdésre a válasz a fizikai megmaradási törvényekben keresendő. Zárt rendszerekre érvényes az energia-, a lendület- és perdületmegmaradás törvénye, melyek a vonatkozó fizikai törvények szimmetriáiból következnek. Részletes tárgyalás nélkül röviden arról van szó, hogy a klasszikus fizika egyenleteinek érvényessége független attól, hogy az idő kezdőpontját mikortól vesszük fel (következmény: energiamegmaradás), a térbeli helyzet leírására használt koordináta-rendszerünknek hol van a kezdőpontja (következmény: lendületmegmaradás), illetve hogy milyen szögből kezdjük felmérni az irányokat (perdületmegmaradás).
Utóbbi mennyiség a tömegeloszlástól, sebességtől és mérettől függ, melyek kombinációja állandó. Ennek megfelelően ha változik valamelyik a három közül (pl. a tömegeloszlás és/vagy méret), akkor a többi ellensúlyozza ezt a változást. A perdületmegmaradás legszemléletesebb példája a piruettező korcsolyázó, aki a kezeit behúzva megváltoztatja testének tömegeloszlását, aminek eredményeképpen felgyorsul a forgása.
A Világegyetem minden egyes égitestje fejlődésen esett át az elmúlt 13,7 milliárd évben, mely fejlődésnek fontos összetevője a lokális összehúzódás. Miközben maga az egész Világegyetem tágult, az erős tömegkoncentrációk környezete ezzel ellentétes irányban működött. Naprendszerünk 4,5-5 milliárd évvel ezelőtt kb. 1-2 fényév méretű gázfelhő volt. Ennek a belső összehúzódása feltehetően valamilyen külső tényező hatására, pl. egy közeli szupernóva-robbanás lökéshullámát követően indult el. A mag összehúzódása elindította a gravitációs összeomlást, aminek eredményeként kialakult a Nap, körülötte pedig a bolygók. Ezek mindegyike nagy kiterjedésű por- és gázcsomók összehúzódásával jött létre – azaz lehetett nekik szinte tetszőleges kicsi forgásuk, az összehúzódás következtében ez a forgási sebesség óhatatlanul több nagyságrendnyit felgyorsult. Eredeti forgásuk pedig valószínűleg annak volt eredménye, hogy nem ideális gömbszimmetrikus felhőkből, hanem szabálytalan alakú, torz tömegeloszlású csomókból álltak, melyek a hasonló csomókkal kölcsönhatva keringő/forgó mozgást végeztek.
A galaxisokra ugyanúgy érvényesek ezek a megfontolások, hiszen ezek is sokkal nagyobb kiterjedésű gázfelhők összehúzódásának eredményei. Egyébként a külső anyagbefogás is lehet "forgató" hatású: hacsak nem pontosan a tömegközéppontban találja el a kívülről becsapódó kisebb égitest a nagyobbat, összeolvadásuk utóbbi tengelyforgási irányától függően felpörgeti vagy lelassítja a forgást. Ez a folyamat felelős például az Univerzumban tapasztalható leggyorsabb forgásokért, melyek kölcsönható kettőscsillagokban fordulnak elő. Ezekben egy kis méretű, ám nagy tömegű csillag anyagot szív el a kísérőjétől. A becsapódó gázcsomók az oldalról eltalált biliárdgolyóhoz hasonlóan felpörgetik az anyagot elszívó égitestet, ami a milliszekundumos pulzárokban a tengelyük körül másodpercenként több százszor megforduló neutroncsillagokat eredményez.
