2234
\"Porból lettünk, porrá leszünk\"
-
#1994
Űrtávcsöves mozgóképek a Szaturnuszról
2007. március 21., szerda
Három rövidfilm készült a gyűrűs bolygóról a Hubble Űrtávcső felvételei alapján.
Nemrégiben mi is hírt adtunk a Cassini-szonda Szaturnuszról készített fantasztikus képeiről, amelyek soha nem látott részleteket mutattak be a gyűrűs bolygó titokzatos világáról. Ezúttal a Föld körül keringő Hubble Űrteleszkóp 1995-ben és 2003-ban készített képeiből összeállított mozgóképekről tudunk beszámolni, melyek kb. ezerszeres gyorsításban mutatják a Szaturnusz és holdrendszerének bámulatos dinamikáját. A Space Telescope Science Institute által most közzétett három film közül kettőben a bolygó számos holdját láthatjuk, amint a közel éléről látszó gyűrűn áthalad árnyékuk. A harmadik rövidfilm a Szaturnusz déli pólusát mutatja abban a speciális helyzetben, amikor a gyűrűkre a lehető legnagyobb szögben láthatunk rá a Földről nézve.
Az első videón (137,4 kB) a gyűrűket, valamint a Titan és Tethys holdak áthaladását figyelhetjük meg. Elsőként a Titan árnyéka vetül a gyűrűkre, majd megjelenik maga a hold is, végül pedig bal oldalon, látszólag ellenkező irányban haladva megjelenik a Tethys.
![]()
A Titan és árnyéke a bolygón. A háttérben a Tethys.
A második videón (462 kB) szintén éléről látjuk a gyűrűket, de most a jeges Mimas, Enceladus, Dione holdakat, valamint ismét a Tethyst láthatjuk elhaladni. Először a Mimas és az Enceladus jelenik meg, mindkettőnek látható az árnyéka is a bolygó korongján, de csak az Enceladusé halad át a gyűrűn is. Ezután jelenik meg a Dione, majd árnyéka. Miközben a három kis égitest elhalad a korong előtt, jobb oldalon, a háttérben a Tethys vonul át.
![]()
A Szaturnusz és három holdja, a Mimas, az Enceladus és a Dione.
A harmadik videón (589,9 kB) a csak tizenöt évente bekövetkező legnagyobb rálátás irányából látjuk a gyűrűket és a Szaturnusz déli pólusát. Az utóbbiról készült közelképen jól láthatók a bolygó felhősávjai és a légkör aktivitása.
![]()
A gyűrűs bolygó a maga teljességében.
Forrás: Hubblesite.org
-
#1993
Óriási jégkészletet találtak a Marson
2007. március 20., kedd, 9:51
Az európai Mars Express űrszonda felszín alá "belátó" radarja közel 4 kilométer vastag vízjégréteget talált a vörös bolygó déli sarkvidékén.
A marskutatás egyik fontos kérdése, hogy hova lett az a vízkészlet, amely a különböző felszínformák, a kőzetek kémiai összetétele és az izotóparányok alapján egykor a bolygón létezett. A kérdéses H2O egy része el is szökhetett az űrbe, bár ezt egy nemrég közölt mérés kérdésessé teszi. A másik lehetőség, hogy fagyott állapotban a sarki jégsapkákban, esetleg az azokat övező poláris réteges üledékekben, továbbá a felszín alatt, a kőzetek repedéseibe belefagyva rejtőzik - az utóbbi feltételezett zónát nevezzük krioszférának.
A Marson már azonosított, illetve az ott feltételezett vízmennyiséget ún. globális egyenértékben adják meg. Ez azt a képzeletbeli vastagságot jelenti, amilyen egy hipotetikus óceán lenne, ha az összes H2O folyékony formában a felszínen kicsapódna - és a bolygó tökéletes gömb alakú lenne, ahol a gömb sugara megegyezne a Mars átlagos sugarával. Az északi és a déli pólussapkában lévő vízjég globális egyenértéke néhány méter - ez nem sok az eredetileg feltételezett 100-500 méteres vagy még nagyobb értékhez viszonyítva. Régóta feltételezik, hogy sok vízjég lehet a felszín alatt több km mélységig húzódó krioszférában, de ezt egyelőre nem sikerült kimutatni.
A harmadik potenciális víztározó a fent említett réteges poláris üledékek területe lehet. Ezek kiterjedt, közel vízszintes rétegeikkel borítják a felszínt a pólussapka körül. Sokkal nagyobbak a pólussapkáknál, a két sapka a tetejükön húzódik. Ahol valamely folyamat közel függőlegesen belevágott az üledékbe, ott kibukkan a belső szerkezetük, és jól látszanak a képek felbontásának határáig megfigyelhető finom rétegeik. A feltételezések alapján a maitól kissé eltérő klímán alakultak ki, és a légkörből hulló porból, valamint a hozzátapadt vízjégből állnak. Mivel a rétegekben sok por van, az üledékekben tárolt vízmennyiségét eddig nem sikerült megbecsülni.
Ezen változtatott a Mars Express-szonda MARSIS nevű radarberendezése, amely a felszín alá is "belát" radarhullámaival. A műszer több mint 300 keresztszelvényt rögzített a déli sarkvidék, az ott található pólussapka és az azt övező réteges poláris üledékek felett elhaladva. Sikerült megállapítani, hogy az üledékes képződmény maximálisan 3,7 km vastag, és alatta húzódik az idős, eltemetett kőzetfelszín. A déli poláris réteges üledékek területe nagyjából megegyezik Európa területével.
A mérések alapján az üledék anyagának legalább 90%-át víz alkotja. Az itt tárolódó vízmennyiség globális egyenértéke 11 méter körüli, azaz néhányszor több, mint amennyi a pólussapkákban van. A Marson ma ismert és bizonyítottan létező vízkészlet legnagyobb része tehát a réteges poláris üledékekben található.
![]()
A radar által készített egyik keresztszelvény a réteges poláris üledékekről. Fent a mérések alapján előállított 1250 km hosszú profil, alul a vizsgált terület szín-magasság ábrázolású képe látható. A bal alsó skála a vízszintes távolságot jelzi, míg felette a radarhullámok haladási időtartalmának megfelelő függőleges távolság látszik. (NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS)
![]()
A fenti képen a réteges poláris üledékek kiterjedése látható, a déli sarkvidék 1670x1800 km-s részén. A színkódolásban az ibolya a vékony, a sárga, majd a vörös szín a mind vastagabb rétegeket jelöli. A fent látható sötét kör a pólust a 87 fokos szélességi övező terület, ahonnan a radarberendezés nem gyűjtött adatokat (forrás: NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS).
A most vizsgált déli réteges poláris üledékek a felszíni pólussapka alatt is követhetők. Az üledékek alsó részén egy olyan erős radarvisszaverő képességű réteget azonosítottak, amely akár folyékony vizet is jelezhet - de ez egyelőre csak feltételezés, és az ott várható alacsony hőmérséklet nem kedvez a folyékony víznek. A vastag üledékes rétegek ellenére a kőzetaljzat a területen nem süllyedt be, mivel a Mars a földinél vastagabb kéreggel bír. A jelenlegi felfedezés fontos lépés a kőzetek repedéseiben, a felszín alatt több kilométer mélységig húzódó legfontosabb H2O tározó: a krioszféra létének bizonyítása felé.
Kereszturi Ákos
-
#1992
A napfénytől felpörgő kisbolygók
2007. március 19., hétfő, 9:35
Első alkalommal sikerült megfigyelni, hogy a napsugárzás egy sajátos jelenség révén gyorsítja egy kisbolygó tengelyforgását.
A kisbolygók mozgását a gravitációs erő mellett egyéb külső hatások is befolyásolják. Ezek közül hosszú ideig elhanyagolt jelenség volt az ún. Yarkovsky-effektus. Ennek során első lépésben a Napból érkező elektromágneses sugárzás, például látható fény éri a kisbolygót. A beérkező sugárzás elnyelődik a testben, majd idővel visszasugárzódik az űrbe. A besugárzás a kisbolygón értelmezhető helyi dél körül a legerősebb, amikor a Nap a felszínre a legmeredekebben süt. Az elnyelődő fény viszont valamely későbbi pillanatban (a helyi délután vagy este folyamán) sugárzódik vissza hősugárzásként.
Eközben a kisbolygó tovább fordul, ezért míg a legtöbb sugárzást dél körül nyeli el, a legtöbbet a helyi délután, illetve este táján bocsátja ki. Mivel az elektromágneses sugárzásnak momentuma van, minimális lendületet ad a kisbolygónak az elnyelődéskor, illetve visz el a kibocsátáskor. Mivel ezekre eltérő időpontokban és irányokban kerül sor, a jelenség befolyásolhatja az égitest mozgását, és így a pályáját is. A Yarkovsky-hatást elsőként a 6489-es sorszámú Golevka kisbolygónál mutatták ki, amelynek pályája 1991 és 2003 között 15 km-t tolódott el.
A direkt tengelyforgású (tehát északi pólusuk felől nézve az óramutató járásával ellentétes forgásirányú) kisbolygók pályájának naptávolságát növeli, a retrográd (ezzel ellentétes) forgásúak naptávolságát pedig csökkenti a jelenség. A helyzetet tovább bonyolítja, hogy nemcsak napi (a kisbolygó tengelyforgása szerinti) periódusban jelentkezik a hatás, hanem elképzelhető ún. évszakos változás is. Ekkor az égitest forgástengelye egy kitüntetett irányba mutat a térben, miközben kering a Nap körül, így bonyolultan alakulhat a felszíne eltérő részeire jutó be- és kisugárzás, valamint az ehhez kapcsolódó impulzusmomentum-változás - különösen, ha elnyúlt pályán kering.
A hatás természetesen rendkívül gyenge, a nagyobb kisbolygóknál gyakorlatilag kimutathatatlan. A kisebb testeknél azonban millió éves időskálán már számolni kell vele - a kisebb aszteroidák pályáját annyira megváltoztathatja, hogy elvándorolhatnak korábbi helyükről, ez pedig befolyásolhatja a földközeli és így becsapódással fenyegető objektumok számát is. Ezzel kapcsolatban vetődött fel az ötlet, hogy a távoli jövőben becsapódással veszélyeztető kisbolygó pályáját úgy is megváltoztathatjuk, ha sötétre, illetve világosra festjük az égitest megfelelő részeit - ehhez azonban igen pontosan kellene ismerni a Yarkovky-effektust.
A YORP-effektus a fentihez némileg hasonló jelenség. (A folyamat elnevezése a jelenséget elméletileg előrejelző kutatók kezdőbetűiből áll össze, teljes terjedelmében Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack-effektus.) A YORP-effektus a gömbtől eltérő alakú kisbolygókon lép fel, amikor a beérkező napsugárzás fűtő-, majd a kisugárzás hűtőhatását az objektumon lévő szabálytalan felszínformák helyzete, a napsütésnek kitett avagy árnyékos jellege is befolyásolja.
Mindez hasonló egy vákuumban felfüggesztett, könnyen forgó propeller viselkedéséhez, melyet a ráeső gyenge fénnyel megfelelő helyzetű és színű lapok révén fel lehet pörgetni. Bár a hatás minimális, az apró égitesteknél évmilliók alatt érezhetővé és kimutathatóvá válik. Megfelelő helyzetben a YORP-effektustól egyre gyorsabban pörgő kisbolygó alakja is megváltozhat - ha belső szerkezete viszonylag képlékeny, például laza törmelékből összeépülő, ún. kozmikus kőrakás jellegű. Az egyre gyorsabb tengelyforgás végül az objektum két vagy több darabra szakadását is eredményezheti. Megfelelő helyzetben ennek ellenkezője is bekövetkezhet: a tengelyforgás hosszú idő alatt le is lassulhat.
A közelmúltban első alkalommal sikerült a tengelyforgás így előrejelzett gyorsulását a megfigyelésekből kimutatni. Egy nemzetközi kutatócsoport Stephen Lowry (Queens University Belfast, Nagy Britannia) vezetésével több optikai- és rádióteleszóp eredményeit felhasználva a (54509) 2000 PH5 kisbolygót tanulmányozta. Az égitest a földközeli aszteroidák közé tartozik, és 2000-es felfedezése után felmerült, hogy az ideális lehet a YORP-effektus kimutatására. Átmérője mindössze 114 méter, tengelyforgási ideje pedig 12 perc.
A négyéves észlelési periódus során az objektum felszínét részletesen megismerték és tanulmányozták tengelyforgásának jellemzőit és a forgási periódus változását. Az égitestnél a tengelyforgási periódus évi egymilliomod másodpercnyi csökkenését sikerült kimutatni - tehát ilyen ütemben forog egyre gyorsabban a kisbolygó. A jelenség az optikai- és a rádióészlelésekben egyaránt jelentkezett.
![]()
A 2000 PH5 kisbolygó radarfelvételei (balra) és alakjának modellje, a forgástengely helyzetével (jobbra) (ESO)
A pontos adatok alapján a kisbolygó jövőbeli viselkedését is megpróbálták előrejelezni. Eszerint jelenlegi pályája stabilnak tekinthető, és a következő 35 millió évben nem változik jelentősen - ugyanakkor a tengelyforgási ideje ezalatt körülbelül 26 másodpercre csökken. Eközben a növekvő centrifugális erő miatt változnak a belsejében fellépő feszültségek, és könnyen lehet, hogy deformálódik, esetleg darabjaira hullik az objektum. A kisméretű aszteroidák között sok nagyon gyorsan, illetve nagyon lassan forgó objektumot találunk - a sebes vagy rendkívül lassú pörgés kialakításában az ütközések mellett talán a YORP-effektus is közreműködött.
Kereszturi Ákos
-
#1991
Lassan félni fogok ebben a topikba olyan egyedül vagyok 
-
#1990
Egy csillag, kétféle robbanás
2007. március 16., péntek
Nóvarobbanás maradványfelhőjét fedezték fel egy törpenóva körül, amivel igazolták a különböző típusú kataklizmikus csillagok szoros kapcsolatát.
A kataklizmikus változócsillagok kölcsönható kettőscsillagok, melyben a nagy tömegű, ám kis méretű főkomponens – általában egy fehér törpe – anyagot szív el kísérőcsillagától. A tömegátadás mértéke, illetve a főkomponens körül kialakuló anyagbefogási (akkréciós) korong tulajdonságai határozzák meg, hogy pontosan milyen típusú változócsillagként észlelhetünk egy adott rendszert. A törpenóvákban az akkréciós korong a benne felgyülemlő anyag hőmérséklet-emelkedése miatt időnként összeomlik, amikor a fehér törpe gravitációs terében hirtelen felforrósódó gázfelhő jellemzően 3-5 magnitúdós kitörést okoz a fényességben (azaz a csillag 20-100-szor fényesebbé válik). Ezzel szemben a nóvák ténylegesen robbanásszerű folyamatokat élnek át a fehér törpe felszínén összegyülemlő anyag termonukleáris fúziójának hirtelen beindulása nyomán, ami 10-12, de akár 20 magnitúdós kitörést is okozhat pár nap alatt (utóbbi százmilliószoros felfényesedésnek felel meg). A jelenséget jól illusztrálja az itt található animáció (5MB).
Természetes kérdés, hogy ha ennyire hasonló rendszerek a törpenóvák és nóvák, elképzelhető-e nóvarobbanás törpenóvában? Az elméletek szerint a klasszikus nóvák fehér törpéi nagyjából 10 ezer évenként gyűjtenek össze elegendő anyagot a nukleáris robbanáshoz, köztük pedig folyamatosan érkezik a kísérőcsillag anyaga a robbanás után nem sokkal újra kialakuló akkréciós korongon keresztül. Elvben semmi sem zárja ki, hogy két nóvakitörés között egy rendszer törpenóva-aktivitást mutasson, ám a 20 éve kidolgozott elméleti előrejelzést még soha nem sikerült megfigyelésekkel igazolni.
A Z Camelopardalis 530 fényévre található csillag, egyike az elsőként felfedezett törpenóváknak. Amatőrcsillagászok több évtizede folyamatosan nyomon követik kitöréseit, melyek átlagosan 3 hetente következnek be. Ilyenkor a csillag mintegy 40-szeresére fényesedik fel, majd pár nap után újra visszahalványodik.
![]()
A többszörös robbanások során ledobott gázhéjak ultraibolya hullámhosszakon. A Z Cam a kép közepén látható fehér csillag.
M. Shara (American Museum of Natural History) és munkatársai a március 8-i Nature-ben számoltak be a NASA GALEX (Galaxy Evolution Explorer) űrtávcsövével eredetileg véletlenül felfedezett gázhéjakról a Z Cam körül. Korábban már kerestek hasonló szerkezeteket a csillagot övező térségben, de az optikai tartományban kudarccal jártak. Ezzel szemben a GALEX ultraibolya hullámhosszakon felvett képei tisztán mutatják a Z Cam-ot övező vékony gázhéjakat. Ezek pontosan úgy néznek ki, mint az idős nóvákat övező maradványfelhők, és a világ négy pontján elhelyezett távcsövekkel végzett mérésekkel sikerült is igazolni, hogy a Z Cam-ot mintegy egy ezred naptömegű gázhéj övezi, amely 250-2500 évvel ezelőtt dobódhatott le egy nóvarobbanás következtében.
Maga az egykori robbanás roppant látványos jelenség lehetett: a ma Z Cam-ként ismert törpenóva pár napig az egész égbolt egyik legfényesebb csillagaként ragyoghatott!
Forrás: GALEX PR 2007-01
-
#1989
Film a legfurcsább napfogyatkozásról
2007. március 14., szerda, 8:48
A STEREO-B űrszonda olyan napfogyatkozást örökített meg, amelyet a Földről senki nem láthat. A filmen a Hold kis korongként vonul el a Nap előtt.
Mint arról elmúlt cikkeinkben beszámoltunk, a Nemzetközi Heliofizikai Év keretében több új űrszondarendszer, így a két tagból álló STEREO és az öt tagot számláló THEMIS flotilla kezdte meg működését. 2007. február 25-én a STEREO-B az extrém ultraibolya tartományban megörökítette központi csillagunkat, hogy műszereit pontosan kalibrálhassa.
A kalibrációhoz praktikus, ha egy fényes objektum és egy teljesen sötét célpont együtt van a látómezőben. Így esett a választás egy sajátos napfogyatkozásra, amikor a Hold az űreszközről nézve elvonult csillagunk előtt. A CCD-detektoron a sugárzó napkorong előtt éles fekete sziluettel rajzolódott ki a Hold árnyékos oldala, pontosabban az általa kitakart sötét terület a Nap előtt.
A szerencsés térbeli helyzet nem véletlen eredménye: még tavaly decemberben úgy változtattak a STEREO-B pályáján, hogy megfelelő helyzet adódjon a megfigyelésre. A szonda a Földhöz hasonló pályán kering a Nap körül, de bolygónkhoz képest lemaradva (több mint egymillió kilométerrel mögöttünk halad). Ebből a helyzetből sikerült a lenti képet megörökítenie. Az átvonulásról mozgóképet is megtekinthet,
ezen az oldalon.
Mivel a felvétel készítésekor a szonda 4,4-szer messzebb volt a Holdtól, mint a Hold általában a Földtől, ezért kísérőnk 4,4-szer kisebbnek is mutatkozott, mint bolygónkról egy "hagyományos" napfogyatkozás alkalmával. A napkorong fényes területei a napfelszín feletti kromoszféra forró tartományait jelzik, amelyeket az extrém ultraibolya tartományban az ionizált vas és a hélium négy hullámsávjában rögzítettek. A furcsa fogyatkozás megjelenése részben a Vénusz átvonulásra is emlékeztet. Emellett sok exobolygó-rendszerben állhat elő hasonló látvány, amikor a csillaghoz közeli óriásbolygó kitakarja a fénylő égitest egy részét.
Az eddigi mérések alapján a detektorok a vártnak megfelelően üzemelnek. Ha minden a terveknek megfelelően halad, az első részletes napmegfigyelés (egy koronakitörés térbeli mozgásáról) április során várható. Hazai szempontból kiemelten fontos, hogy kutatóink részt vesznek a STEREO műholdpáros által végzett munkában. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete elsősorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésébe, valamint az IMPACT nevű detektor adatainak feldolgozásába kapcsolódik be.
![]()
A STEREO-B űrszonda felvétele a Napról az extrém ultraibolya tartományban, előtérben a Holddal (NASA JHU APL)
A Nemzetközi Heliofizikai Év alatt zajló tevékenységet hazánkban a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete részéről Dr. Kecskeméty Károly koordinálja. A témakörhöz kapcsolódik a Polaris Csillagvizsgálóban (III. kerület Laborc u. 2/c) megrendezett Heliofizikai Hónap nevű előadássorozat, amelynek keretében keddenként 18 órai kezdéssel hallhatók áttekintések a legújabb eredményekről. Az előadásokat az interneten a POLARIS TV segítségével élőben is követhetik az érdeklődők.
Kereszturi Ákos
-
#1988
Ötlet a láthatatlan tömeg megfigyelésére
2007. március 12., hétfő, 13:17
Új lehetőségként felmerült, hogy a pulzárok rádiójeleiben jelentkező eltolódások is utalhatnak a láthatatlan tömeg kisebb anyagcsomóinak térbeli jellemzőire.
A galaxisok csillagainak mozgása, és egyéb megfigyelések alapján tudjuk, hogy a Világegyetemben lévő anyag nagyobbik hányada nem látható, és jelenléte csak gravitációs kölcsönhatása révén mutatható ki. Az eddigi vizsgálatok alapján azonban ezt is csak nagy méretskálán tudjuk érzékelni: a csillagvárosokon belüli eloszlásukat, illetve a galaxisok közötti térbeli előfordulásukat lehet felmérni.
Egyes elméleti modellek alapján az Ősrobbanás után kisebb csomók képződtek a láthatatlan tömegből, amelyek aztán egyre nagyobb szerkezetekbe álltak össze. Elképzelhető, hogy nem minden ilyen csomó épült be nagyobb társaiba, létrehozva végül a ma látható galaxisokat, hanem közülük sok ma is a galaxisok közötti térben, esetleg a nagyobb csillagvárosokban kóborol. Ethan Siegel (University of Wisconsin, Madison) és kollégáinak modelljei szerint sok ilyen láthatatlan anyagcsomó lehet, amlyek tömege a Föld tömegének húszszorosa és néhány ezerszerese között mozog. Ezek magányosan vándorolnak az űrben, és eloszlásuk megfigyelésére új ötlettel álltak elő a fenti kutatók.
Az észleléshez gyorsan pörgő neutroncsillagokat lehetne felhasználni, amelyek periódikus rádiójeleit vizsgálva a láthatatlan tömeg viszonyalóg kisebb csomóinak jelenlétére következtethetnénk. Ennek keretében, ha egy távoli pulzár és a megfigyelő között elhalad egy ilyen láthatalan anyagból álló csomó, az gravitációs tere révén kismértékben megváltoztatja a pulzárról hozzánk érkező sugárzás által befutott utat. Ezt pedig a periódikus rádiójelek érkezési idejében mutatkozó csekély, de jellegzetes eltolódásként lehetne kimutatni.
A legnagyobb kérdés persze az, hogy tulajdonképpen milyen egzotikus részecskék is alkotják a láthatatlan anyagot. Amennyiben térbeli eloszlását, például a fenti módszer segítségével az eddiginél jobb felbontással is meg tudnánk figyelni, elképzelhető, hogy mibenlétéhez is közelebb kerülnénk. Eltérő mértékben alakul egy ilyen felhőben az anyagsűrűség, a benne lévő részecskék viselkedésének megfelelően. Ez pedig azt befolyásolja, hogy a kvazár és közöttünk elhaladó felhő következtében, milyen ütemben, mennyire hirtelen avagy inkább fokozatosan változik a megfigyelt pulzusok periódusa. Elképzelhető, hogy sok ilyen láthatatlan felhővel kapcsolatos információ rejtőzhet észrevétlenül az eddig archivált adatok között a pulzárokkal kapcsolatban - felfedezésükhöz tehát nem biztos, hogy friss megfigyelések is kellenek.
Az eddig megfigyelt pulzárok közül egyébként a leggyorsabban pörgő objektum forgási periódusát nemrég határozták meg a korábbinál nagyobb pontossággal. A Terzan-5 gömbhalmazban, egy kettős rendszer egyik tagját alkotja a Ter5ad jelű periodikus rádiójeleket kibocsátó neutroncsillag. A pulzár 716 Hz-es periódussal forog. A korábbi rekorder a B1937+21 jelű, 1982-ben felfedezett pulzár volt, amelynél ugyanez az érték 642 Hz- körüli.
Egy kanadai és amerikai csillagászokat tömörítő csoport 30 ilyen gyorsan pörgő, ún. milliszekundumos pulzárt talált a Terzan-5 halmazban, a korábban ismert három objektum felett. Az égitesteket nehéz volt megtalálni, mivel nem csak gyenge rádióforrások, de ráadásul még az idő 40%-ában, a Földről nézve társuk mögött rejtőznek. A pörgési sebesség, az elméleti modellekkel együtt a pulzárok méretére is felső határt adott: a kb. 2 naptömegű égitest átmérője nem lehet nagyobb 16 km-nél. A megfigyelés arra utal, hogy az ilyen extrém gyorsan pörgő pulzárok nem annyira ritkák, mint eddig feltételeztük.
Kereszturi Ákos
-
#1987
A telihold mérete
2007. március 10., szombat
"Miért van az, hogy olykor a teliholdat egészen nagynak és közelinek látjuk, máskor meg magasan fent, apróbbnak és távolinak? Valóban néha közelebb van hozzánk a Hold, vagy csak optikai csalódás?"
Holdunk, hasonlóan a legtöbb naprendszerbeli égitesthez, nem tökéletes körpályán, hanem ellipszis alakú pályán kering. Bár átlagos távolsága mintegy 384000 km, akár 363000 km-re megközelítheti a Földet, illetve maximálisan 406000 km-re távolodhat el. Ez a távolságkülönbség a Hold látszó méretében is megmutatkozik. A jelenség a következő képeken jól megfigyelhető:
![]()
![]()
(Forrás: APOD)
A Hold pályája ezen felül nem esik egy síkba sem a Föld egyenlítőjével, sem a Föld keringési síkjával, az ekliptikával. A Hold pályája ez utóbbival mintegy 5 fokos szöget zár be. (A pályának ez a dőlése okozza, hogy nem figyelhetünk meg minden újholdkor napfogyatkozást, és minden teleholdkor holdfogyatkozást – a Hold hol "alatta", hol "felette" tartózkodik a Nap-Föld egyenesnek.)
Maga az ellipszispálya is körbefordul a Föld körül mintegy 18 éves időszak alatt, emiatt lehetséges, hogy a telehold a pálya más-más pontján következik be, vagyis a delelő telehold látóhatárunk felett igen magasan, de nagyon alacsonyan is látszhat. Magyarországról (azaz az északi féltekéről) a Hold télen magasan delel, mivel ilyenkor az északi félteke "elfelé" dől a Naptól, így az éjszakai oldalról a Naptól épp ellenkező irányban levő Hold a horizont felett magasabban látszik (különösen magasan delelhet, ha a Hold éppen északi irányba legmesszebb távolodott az ekliptika síkjától). Ennek ellentéte következik be nyáron.
Ezek mellett némi optikai csalódás is közrejátszik: a horizont közelében "van mihez hasonlítani" szemünknek a Hold méretét, míg magas delelés esetén erre nincs lehetőség.
-
#1986
És ismét egy kis szaturnusz:
Friss képek a Szaturnuszról és holdjairól
2007. március 09., péntek
Soha nem látott részletek a gyűrűs bolygón és legnagyobb holdján, a Titanon – a Cassini űrszonda legújabb felvételei.
Az elmúlt hónapok során a Cassini űrszonda egyre nagyobb hajlásszögű pályán keringett a Szaturnusz körül, aminek eredményeként soha nem látott irányokból készített fantasztikus képeket a bolygóról és rendszeréről. Az alábbiakban az elmúlt két hónap felvételeiből válogatunk, melyek a Szaturnusz mindeddig ismeretlen arcát mutatják be. A gyűrű drámai árnyékhatásai mellett a bolygó légkörének finom részletei is napvilágra kerültek, emellett pedig február 22-én a Titanról is készültek új radarképek. A következő Titan-közelítés március 10-én lesz, így újabb eredmények a közeljövőben is várhatók.
![]()
2007. január 19-én készült első képünk a gyűrűről, kb. 40 fokos hajlásszögben a gyűrű síkja felett. A kép célja a gyűrűk egészének megörökítése volt, így a viszonylag hosszabb expoziciós idő miatt a bolygó Nap felőli oldala túlexponált.
![]()
Két nappal késöbb a Cassini már 1,6 millió km-es távolságban járt a Szaturnusztól. A legkülső, F jelzésű vékony gyűrű csomói az egyenetlen anyageloszlást mutatják. A felvétel nagy felbontású változatán három hold is felfedezhető: az Epimetheus 1 óra irányában, a Pandora 5 óránál, valamint a Janus 10 óránál.
![]()
Ehhez a képhez egy mozgófilm is kapcsolódik, amely az űrszondát mutatja a gyűrű síkján való áthaladás közben. A film kezdetén a gyűrű napsütötte részén járunk, s amint az űrszonda délről északra haladt kb. 900 000 km távolságban, a gyűrűre először felülről láthatunk rá, majd egy vékony síkká válik, végül ismét láthatóvá válnak részletei, de már a túloldalról, enyhe megvilágításban. A film mintegy 12 órát ölel át időben, miközben hat hold halad át a látómezőn. A legnagyobb közülük az Enceladus, amely balról jobbra halad el, mutatva pályasíkjának eltérését a gyűrű síkjától. A második legnagyobb átvonuló hold pedig a Mimas, a látóirány változása miatt jobbról balra haladva.
![]()
Sötét és éles körvonalú gyűrűárnyék a Szaturnuszon. A bolygó felszínén feltűnik az északról délre haladó színváltozás, amire máig nem találtak kielégítő magyarázatot a Szaturnuszt kutató tudósok. A Voyager űrszondák 1980-as években készült felvételein sokkal egyenletesebb színű volt a bolygó, míg a Cassini 2003-as megérkezésekor már megfigyelhető volt a kékes szín. Ekkor a bolygó északi felén éppen befejeződött a tél, így a tudósok egyik elképzelése, hogy a légkör évszakos változásai okozzák a színkülönbséget. Érdekes még, hogy a színeken kívül a felhőalakzatok is eltérést mutatnak a különböző szaturnuszrajzi szélességeken. Nagyobb szélességeken fényes, különálló felhők látszanak, míg az egyenlítő környékére hömpölygő, egységes felhősáv jellemző, benne világos és sötét örvényekkel. A kép 1,2 millió km-es távolságból készült.
![]()
A Szaturnusz káprázatos színei és színárnyalatai (pasztellkék, rózsaszín, zöld és arany). A kép nagyobb felbontásó változatán a bolygó nyugati pereméhez közel (7 óra irányában) látható a Janus.
![]()
A kék és arany Szaturnusz, távolban a Dione holddal.
![]()
A Cassini a Szaturnusz alatt, visszapillantva a bolygósarlóra és a jeges gyűrűkre. A déli pólus közepén egy hurrikánra emlékeztető óriási pörgő vihar.
![]()
Az óriásbolygó változatos világa: légkörében hatalmas viharok tombolnak, gyűrűi ősi ütközések nyomairól árulkodnak, míg holdjai az élet eredetéről szolgálhatnak fontos információkkal.
![]()
A Szaturnusz három kis holdja. Jobbra lenn a két kis hold az F gyűrű terelőholdjai, a Prometheus és a Pandora. Felül a kétarcú Janus.
A jelenlegi nagy hajlásszögű keringésből a Cassini júniusban ismét visszatér a gyűrű síkjába.
Forrás: NASA
-
#1985
Galaktikus sebességszabály
2007. március 9., péntek, 11:30
A Hubble-űrteleszkóppal közel 50 ezer távoli csillagvárost örökítettek meg egy olyan kutatási program során, amelynek eredményei hozzájárulnak a galaxisok tömege és csillagaik keringési sebessége közti kapcsolat megállapításához.
A Hubble-űrteleszkóppal (HST) az Ursa Major (Nagy Medve) csillagképben távoli csillagvárosokat örökítettek meg. A program keretében több mint 500 felvételt rögzítettek erről az égterületről, közel egy év alatt. A felvételekből egy nagy mozaikot állítottak össze, amelyen nagyságrendileg 50 ezer galaxis látható. Az így nyert 1,1 x 0,15 fokos területet ábrázoló kép mintegy 3 milliárd pixelt tartalmaz.
A vizsgálat célja, hogy az eltérő korú csillagvárosok megfigyelésével minél több információt szerezzenek a galaxisok időbeli fejlődéséről. Az adatok elemzése sok kutatónak fog még évekig munkát adni, de néhány érdekesség már most, a kiértékelés elején is feltűnt. Ezek között említhető például egy vöröses elliptikus óriásgalaxis, amelynek centrumában két fekete lyuk található. A két objektum 4000 fényévre van egymástól, egyikük 0,5, a másik 5 millió naptömegű lehet. A HST részletes felvételeit az AEGIS nevű projektben is felhasználták, amelyben a csillagvárosok alapvető jellemzőit tanulmányozzák.
A galaxisok tömege és a bennük lévő csillagok, gázfelhők keringési sebessége között kapcsolat várható. Egyszerűen fogalmazva minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az objektumok a centrum körül - bár a gyakorlatban az összefüggés lényegesen bonyolultabb. A spirális galaxisok esetében ehhez hasonló összefüggést az ún. Tully-Fischer-reláció formájában azonosítottak, mely szerint a galaxisok teljes energiakibocsátása (amivel arányos a tömegük) és a bennük lévő objektumok keringési sebességének eloszlása között kapcsolat van - ezt elsőként 30 éve, néhány közeli spirális galaxisnál mutatták ki. Hasonló szabályosság az elliptikus galaxisokra is létezik a teljes energiakibocsátás és a sebességeloszlás között, amelyet Faber-Jackson-relációnak neveznek.
Susan Kassin (University of California, Santa Cruz) és kollégái 544 eltérő típusú, 0,1 és 1,2 közötti vöröseltolódású, azaz 2 és 8 milliárd fényév közötti távolságban lévő galaxist vizsgáltak. A munkára az említett AEGIS felmérésben került sor, amelyen közel 100 csillagász dolgozik 4 földi telepítésű és 4 Föld körül keringő távcső eredményeit elemezve. A felmérés során kb. 150 ezer galaxist örökítettek meg eltérő színképtartományokban, a rádiótól egészen a röntgen hullámhosszakig.
![]()
Az Ursa Major (Nagy Medve) csillagkép (balra) és a kérdéses felvétel (jobbra) számtalan távoli galaxissal (NASA, ESA, Davis (Univ. of California, Berkeley), Faber (Univ. of California, Santa Cruz), A. Koekemoer (STScI))
![]()
A felvételekből összeállított mozaik 5' átmérőjű részlete. A kép a WFPC-2 kamerával kék, zöld és vörös szűrőkkel készült. (NASA, ESA, M. Davis (University of California, Berkeley), S. Faber (University of California, Santa Cruz), and A. Koekemoer (STScI))
Az új vizsgálat alapján egy galaxis tömege és a benne lévő égitestek keringési sebessége között a fent említetthez hasonló szabály mutatkozik - ráadásuk az eltérő típusú, tömegű és korú galaxisok esetében egyaránt létezik az összefüggés. Ilyen értelemben elképzelhető, hogy a Tully-Fischer és a Faber-Jackson-reláció ugyanannak a most megfigyelt jelenségnek külön-külön, korábban azonosított része. Az új összefüggés visszamenőleg legalább 8 milliárd évre érvényes, amikor a galaxisok még sokszor "zilált" megjelenésűek voltak, feltehetőleg az akkoriban gyakori kölcsönhatások miatt. Úgy tűnik tehát, hogy a szabály a spirális és az elliptikus galaxisok mellett az összeolvadt csillagvárosokra is érvényes.
A jelenség olyan szempontból is érdekes, hogy míg a spirális galaxisok korongjában a csillagok rendezetten, azonos irányban mozognak, az elliptikus csillagvárosoknál hasonló nem figyelhető meg. Itt az objektumok egymástól erősen eltérő pályákon keringenek a centrum körül, amelyek nem párhuzamosak egymással, és nem csoportosulnak kitüntetett síkban. A most talált összefüggés mindennek ellenére mindkét galaxistípusra érvényes, és magyarázata a csillagvárosok kialakulásában keresendő.
Kereszturi Ákos
-
#1984
Meteorit landolt a hálószobában
2007. március 08., csütörtök
Égből hullott kődarab zuhant be egy házba az amerikai Bloomington városkában.
felhívás
Március 5-én reggel, nem sokkal fél tíz után Dee Riddle bloomingtoni lakos (USA) éppen a konyhában tevékenykedett, amikor üvegcsörömpölés kíséretében egy pillanatra megremegett a házuk. A hang forrását keresve bukkant üvegcserepekre a hálószobában – mellettük pedig egy csillogó fekete kődarabra a padlón. Kiderült, hogy a jövevény a két rétegű ablakon át érkezett, kilyukasztotta az íróasztalt, majd a székről továbbpattanva állt meg az ágyuk mellett. Az események rekonstruálása arra utal, hogy a 40 dekás test 71 fokos szögben zuhant be az ablakon, kb. 200-300 km/h-s sebességgel.
![]()
Űrbéli jövevény az ablakon keresztül: a bloomingtoni meteorit.
Az Illionis State University geológusa, Robert Nelson vizsgálatai szerint a Riddle család váratlan vendége igen nagy bizonyossággal meteoritként azonosítható, azaz a bolygóközi térből érkezett. Nagy mennyiségben tartalmaz vasat, míg 402,21 g tömegéhez kb. 7 cm-es hosszúság, 6 cm-es szélesség és 1,5 cm-es vastagság társul. Sűrűsége mintegy kétszer akkora, mint a Föld felszínén található szikláké, felületén pedig olvadás jelei látszanak. Nelson és más szakértők kizárják annak lehetőségét, hogy a kődarabot valaki bedobta volna az ablakon, vagy hogy ún. űrszemét (azaz mesterséges égitest darabja) lenne.
Az eset érdekessége, hogy nem ez az első Bloomingtonra hulló meteorit: 1938-ban már landolt itt egy 67,8 grammos égi kő.
Forrás: PJStar.com
-
#1983
CoRoT Űrtávcső: út a csillagok belsejébe és új világok felé
2007. március 07., szerda
A CoRoT űrprogramban résztvevő Magyar Asztroszeizmológiai Csoport tevékenységéről kaphatnak első kézből információt az érdeklődők március 12-én az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében.
felhívás
2006. december 27-én sikeresen útjára indult Bajkonurból a CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits; Konvekció, forgás és bolygóátvonulások) űrtávcső. A tisztán tudományos célt szolgáló űreszköz a csillagok belsejét vizsgálja, csillagokban terjedő hanghullámok okozta felszíni fényváltozások megfigyelésével. Az eljárás a Föld belsejét vizsgáló szeizmológiával rokon, ezért asztroszeizmológiának nevezik. Az űrtávcső pontos mérései lehetővé teszik, hogy csillagok olyan elhalványodásait is kimutassa, amit a Földnél kicsivel nagyobb, de ahhoz hasonló bolygók csillagkorong előtti átvonulása okoz. A CoRoT az első űrprogram, amivel távoli csillagok körül keringő ilyen új világok fedezhetők fel – az előzetes becslések szerint 10-40 ilyen felfedezés várható.
A CoRoT eredményei későbbi űrprogramok számára is tapasztalatokkal szolgálnak, pl. az ESA DARWIN projektjéhez, amely egy 4-5 űreszközből álló flotillával keres majd olyan bolygókat, ahol az élet lehetséges.
![]()
A legközelebbi csillag, a Nap esetében, és a legjobb műszerekkel is csak annak külső 400 km-es rétegébe láthatunk be közvetlenül (leszámítva a neutrinóknak a Nap magjából származó információját). Az ESA SOHO űrtávcsöve már évek óta méri a Nap felszíni rezgéseit, amivel a magzati ultrahangokhoz hasonlóan a Nap belsejébe is bepillanthatunk. A CoRoT az első európai űrtávcső, ami a SOHO elvéhez hasonlóan képes a csillagok belsejébe látni. A CoRoT tudományos eredményei lényeges ismereteket adnak ahhoz, hogy a Napot más csillagokkal összehasonlíthassuk, és betekinthessünk a Nap jövőjébe. A csillagok belsejének megismerése nagyon fontos ahoz, hogy közelebb jussunk energiatermelésük és fejlődésük megértéséhez. A csillagok hosszú távon stabil energiatermelése hozza létre az élet kialakulásához szükséges tartományokat a távoli naprendszerekben. A CoRoT két eltérő kutatási területe az élet lételemét jelentő csillagfény és a lakható bolygók vizsgálatával kapcsolódik egységbe, de mindkét területhez elengedhetetlen a csak a földi légkörön kívül megvalósítható, nagy pontosságú mérés.
A Francia Nemzeti Űrügynökség (CNES) vezetésével nemzetközi összefogás keretében megvalósuló űrprogram újabb fontos állomásához érkezett: a kalibrációs feladatok végeztével 2007. február 3-án megkezdte a tudományos méréseket. Ez ad aktualitást a Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében március 12-én tartandó CoRoT-napnak. A Magyar Asztroszeizmológiai Csoport Dr. Paparó Margit vezetésével 2005 eleje óta vesz részt a CoRoT fotometriai előkészítő munkájában. A csoport a Magyar Űrkutatási Irodán keresztül ESA társult tagországként csatlakozott a programhoz. A CoRoT Nap francia és olasz kollégák részvételével összefoglalja a Magyar Asztroszeizmológiai Csoport kétéves szerteágazó tevékenységét.
Az előadásokon bemutatják a CoRoT űrtávcső első megfigyelési időszakának két kiválasztott fő célpontját. Egy delta Scuti típusú (HD 181555) és egy béta Cephei típusú (HD 180642) csillag lehetséges rezgéseinek frekvenciája és amplitúdója a csillag működésének olyan fontos paramétereit szolgáltatja, mint a csillagmag mérete és kémiai összetétele, az égitest belső forgása és az energia csillagon belüli terjedésének eltérő tartományai (sugárzási és konvekciós hőáramlás).
A rendezvényen ismertetik a nemzetközi versenyben sikert elért hazai pályázatukat egyes csillagok speciális rezgési állapotairól. Bemutatják a CoRoT-programban születő nagy adatbázisok kezeléséhez elengedhetetlenül szükséges számítógépes eljárásokat. Az egész napos előadássorozat szemlélteti, hogy a változócsillagok földi bázisú kutatásában hagyományokkal rendelkező kutatóintézet hogyan jut a jövőbe vezető úthoz, az űrcsillagászathoz.
-
#1982
Új eredmények a Föld-Nap kapcsolatokról
2007. március 6., kedd, 0:29
A Nemzetközi Heliofizikai Év keretében egyhónapos előadássorozat kezdődik a Polaris Csillagvizsgálóban. A meghívott szakemberek a Napnak a Földre kifejtett hatásaival kapcsolatos új felfedezéseket tekintik át.
A Nap és a Föld közötti fizikai kapcsolatokat, azon belül is az ún. koronakitörések jellemzőit vizsgálják a nemrég startolt STEREO-űrszondapárossal. Ez a két szonda bolygónkkal azonos pályán, a Föld előtt, illetve mögött haladva figyeli csillagunkat, és képes a Napból kiáramló anyag térbeli viselkedését tanulmányozni.
2007. január 25-26. között egy nagy koronakitörést rögzített a két űreszköz. Az esemény jellemzőit a két eltérő helyről készült mérések alapján pontosan tudták rekonstruálni. Ez volt az első alkalom, amikor sikerült egy koronakitörést a keletkezésétől a kirobbanáson keresztül a távolodás fázisáig folyamatosan megfigyelni. A kidobódott részecskefelhő legalább 1200 km/s sebességgel indult, majd később némileg lassult. A sikeres megfigyelések egyik "mellékterméke" a McNaught-üstökös csóvájának megörökítése volt.
A koronakitörések megismerésében komoly előrelépést hozhat a STEREO, a nagyenergiájú jelenség sok jellemzőjéről ugyanis alig van ismeretünk. A részecskefelhők térbeli viselkedésének tanulmányozása közelebb vihet bennünket annak megállapításához, hogy a felhők útjuk során hol és miként lassulnak le jelentősen.
Az alábbiakban a STEREO első felvétele látható, amelyen egy koronakitörés mutatkozik (a fotót még 2006. december 9-én rögzítette a SECCHI/Cor2 detektor). A Nap képét bal odalon a koronagrágf központi eleme takarta ki, hogy az érzékelőre ne jusson túl erős sugárzás. Központi csillagunk méretét a fehér gyűrű jelzi. Maga a kilövellt anyagtömeg jobbra látható, melynek elvégződése enyhén megcsavarodott - feltehetőleg a benne lévő mágneses tér következtében.
![]()
A 2006. december 9-én rögzített koronakitörés képe (NASA)
A két STEREO-szonda tökéletes állapotban van, üzemelésük a tervek szerint halad. A hivatalosan három év élettartamúra tervezett program jelenlegi fázisában a szondák üzemanyagtartályában lévő hajtóanyag akár egy évtizedre is elegendő, amellyel rendszeresen pontosítani képesek a pozíciójukat. Szintén az űr-időjárás előrejelzés terén tevékenykednek a nemrég startolt THEMIS-műholdak.
Kereszturi Ákos
-
#1981
http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/subsystems-cassini.cfm
pedig nem titok, itt van a meghajtó és a finommódosító hajtóművek leírása -
#1980
Hát szépnagy pályamódosításokra képes ez a cassini. Ezért keresgéltem hogy milyen hajtóművet használ, de nem találtam róla semmit :\ hmm... -
#1979
Soha nem látott képek a Szaturnuszról
2007. március 2., péntek, 11:04
A Szaturnusz körül keringő Cassini-űrszonda egyedülálló képeket közvetített a bolygót övező gyűrűrendszerről. Korábban egyetlen űreszköz sem tudta a gyűrűket ilyen "magasról" megörökíteni.
A Szaturnusz körül keringő Cassini-űrszonda pályája gyakran változik, de általában a holdak és egyben a gyűrű pályasíkjában mozog. Az elmúlt hónapokban azonban változott a helyzet: jelenlegi útvonala messze a rendszer fősíkja fölé viszi az űreszközt. Ebben a helyzetben nem tud a holdak közelében elhaladni, a gyűrűrendszerre azonban nagyszerű rálátása nyílik.
Nézze meg a Szaturnuszról készült pazar képeket a NASA felvételeiből készült galériánkban!
Jelenleg olyan panoráma tárul a kamera objektívje elé, amilyet korábban soha nem láthattunk - a korábbi űrszondák mind a Naprendszer, így a gyűrűk és a holdak fősíkjában mozogtak. A Cassini három hónappal ezelőtt délről északra haladt át a gyűrűk fősíkján, azóta "emelkedőben" van, így nyílik egyre jobb rálátása a rendszerre. Júniustól ismét a rendszer fősíkjához közeli pozícióba kerül.
Ízelítő a galériából: az alábbi felvételt a Cassini 36 fotójából állították össze, melyeket 1,23 millió km távolságból rögzített 2007. január 19-én, egy 2,5 órás intervallumban. Jól megfigyelhető a gyűrűrendszer szerkezete, a gyűrűk árnyéka a bolygó korongján, illetve magának a Szaturnusznak a gyűrűrendszerre vetett árnyéka is.
![]()
A gyűrűs bolygó "felülnézetből" (NASA/JPL/Space Science Institute)
![]()
![]()
![]()
![]()
![]()
![]()
![]()
-
#1978
Péntek hajnalban elfedte a Hold a Szaturnuszt
2007. március 02., péntek
Március 2-án hajnalban elfedte a Hold a gyűrűs bolygót. Folyamatosan bővülő galériánkban a legszebb felvételekből válogatunk.
felhívás
Mint arról korábbi hírünkben beszámoltunk, egy nappal a teljes holdfogyatkozás előtt a Hold máris magára vonta a figyelmet: március 2-án hajnalban elfedte a Szaturnusz bolygót. A jelenség csak Európában volt megfigyelhető, így elvileg hazánkból is látszott, bár az időjárás nem volt túl kegyes hozzánk. Az alábbiakban az internetes források legszebb képeiből válogatunk. Ön is megörökítette a jelenséget? Küldje el képét a [email protected] az e-mail cím védve van reklámlevelek ellen. Javascript-re van szüksége, hogy megnézze. címre!
![]()
Pete Lawrence felvétele a fedés előtti pillanatokból.
![]()
Eric von der Heyden fotója (Németország). A Szaturnusz a kép
alján található, a kivágás ezt a területet mutatja nagyítva.
![]()
S. Weiller felvétele St Rémy les Chevreuse városából (Franciaország).
![]()
Sebastien Kersten felvétele Belgiumból.
![]()
Félig eltakart Szaturnusz. (Jean-Christophe Dalouzy, Franciaország
![]()
Újra látható a gyűrűs bolygó! (Pete Lawrence, Nagy-Britannia).
Forrás: Spaceweather.com
-
#1977
Hűvös meglepetés a forró napszélben
2007. február 28., szerda
Az Ulysses-szonda mérései alapján a Nap északi pólusa lényegesen alacsonyabb hőmérsékletű a déli pólusnál.
felhívás
Az európai és amerikai együttműködésben 1990 októberében felbocsátott közös napkutató szonda idén harmadjára repül el központi csillagunk pólusa felett. Az űrszonda nem szokványos, a Naprendszer fősíkjára merőleges pályáját a 15 évvel ezelőtti Jupiter-közelítésnek köszönheti, azóta két alkalommal – 1994/1995-ben és 2000/2001-ben – is elrepült a Nap pólusa felett.
![]()
Az Ulysses pályája a Naprendszerben. (ESA)
Már az első pólus feletti repülésnél is felfigyeltek a kutatók a hőmérsékelteloszlás ezen különlegességére, amit akkor kétkedéssel fogadtak, de a 2007-es, déli pólusra vonatkozó adatok megerősítették a jelenség létezését. Mivel a szonda kb. 300 millió km-re halad el a pólusok felett, a napszélben lévő, hatszorosan és hétszeresen ionizált oxigénatomok gyakorisági arányából lehet következtetni a poláris napszél hőmérsékletére, ami hozzávetőleg egymillió fok. Azonban a pólusok irányában a hőmérséklet eltér: jelenleg az északi pólusról kiinduló napszél kb. 80 ezer fokkal hidegebb.
A különleges hőmérsékleti viszonyok oka a Nap mágnesességében keresendő. A mágneses tér a pólusok környezetében mintegy "megnyílik" (ezek az úgynevezett koronalyukak), és itt a Nap légkörének egy része eltávozhat – létrehozva a bolygóközi térben is detektálható töltött részecskék felhőjét, azaz a napszelet.
![]()
Fantáziakép a Nap déli pólusánál járó Ulysses szondáról. (ESA)
De mi okozhatja az aszimmetriát? Hasonló jelenséget a Földön is megfigyelhetünk, hiszen a sztratoszféra hőmérséklete a déli sark felett alacsonyabb. Ennek oka a kontinensek egyenlőtlen eloszlása (az északi félgömbön több földrész található) és a levegőtömegek bonyolult légköri körzése. Napunk esetében a mágneses tér aszimmetriája játsza a főszerepet: az északi mágneses pólus környezetében hűvösebb a napszél. Az 1994-es közelítés óta a 11 éves napciklusnak megfelelően felcserélődött a Nap globális polaritása és a mért hőmérsékleti aszimmetria is megfordult, azaz akkor a déli pólus volt hidegebb, most az északi. A 2008-as északi pólusközelítés remélhetőleg még közelebb visz minket a Nap ezen különlegességének megértéséhez.
![]()
A napszél hőmérsékletének változása az idő függvényében, azaz az Ulysses pályája mentén (millió fokban). (R. von Steiger és G. Gloeckler)
Forrás: NASA sajtóközlemény 2007. február 20.
-
#1976
A Plútó-szonda a Jupiter mellett
2007. március 1., csütörtök, 0:08
A tavaly januárban felbocsátott New Horizons űrszonda mindössze egyéves utazás után már a Jupiter távolságában jár. Az óriásbolygó a tervezett mértékben lendített a szondán végső cépontja, a Plútó felé. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek.
![]()
Az Io 2006. február 26-án 4 millió km távolságból a LORRI detektor felvételén. Fent egy 3 millimásodperc expozíciós idejű kép, alatta pedig egy tízszer hosszabb expozícióval készült felvétel látható. Utóbbin egy 250-300 km magas kitörési felhő is megfigyelhető (fent), míg a korong jobb oldalán néhány hegy is feltűnik, amelyek magas csúcsa napfényt kap (NASA, JPL)
A New Horizons 2007. február 28-án (szerdán), magyar idő szerint 6:43-kor haladt el a Jupiter mellett 2,3 millió kilométer távolságban. Az esemény nem volt szoros közelítés, ez a távolság a négy nagy Galilei-féle hold pályáján is kívül esik. A viszonylag messzi elhaladásra a Jupiterhez közeli térségben jellemző intenzív sugárzások miatt került sor, ami erősen megterhelte volna a szonda berendezéseit.
A Jupiter-közelítés fontos hintamanőver volt, melynek során az óriásbolygó kb. 4 km/másodperccel növelte meg a szonda sebességét, amely így 23 km/másodpercre növekedett. Ennek révén a New Horizons a terveknek megfelelően, 2015 júliusában fog a Plútó és holdjai mellett elhaladni - a manőver nélkül három évvel tovább tartott volna az utazás. (Mint arról részletesen beszámoltunk, a Rosetta nevű üstököskutató űrszoda hasonló manővert hajtott végre a napokban a Marsnál.)
Mindezeken túl a közelítés nemcsak a műszerek tesztelésére ad lehetőséget, de sok új eredményt is szolgáltathat a Jupiterről és a körülötte mozgó égitestekről. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek, amelyek együttesen több adatot fognak nyújtani, mint amennyi a sokkal rövidebb Plútó-közelítéskor nyerhető.
A legnagyobb közelség alatt a négy Galilei-féle hold a szondához képest a bolygó túloldalán volt, de így is érdekes felvételek készültek róluk. A Jupiterről és légköréről, különösen a bolygón előforduló sarki fényekről az eddigi legrészletesebb megfigyelések várhatók az infravörös tartományban. Emellett a felvételek alapján könnyen elképzelhető, hogy új apró holdakat is találnak a ma ismert 63 kísérő mellett. Az eddig lesugárzott eredmények máris több érdekességgel szolgáltak, az Io esetében például a Tvashtar névre keresztelt vulkáni központ felett sikerült egy kitörési felhőt megörökíteni (lásd a felső képpáron).
Az óriásbolygótól távolodva eddig példa nélküli lehetőség nyílik majd a Jupiter kiterjedt magnetoszférájának megfigyelésére, a New Horizons ugyanis idén júniusig a Jupiter mágneses terének uszályában marad. Az óriásbolygó magnetoszférája a Nappal ellentétes irányban hosszan elnyúlik, alkalmanként a Szaturnuszig is elér. Ebben a térrészben fog a New Horizons közel 100 millió km-t haladni, messze többet, mint előtte bármely más űrszonda.
A napokban nem csak a New Horizons, de sok földi és Föld körül keringő teleszkóp is figyeli az óriásbolygót, hogy méréseiket össze lehessen vetni a szonda megfigyeléseivel. A New Horizons a nyolcadik űreszköz, mely meglátogatja a Jupitert - utoljára a Galileo vizsgálta az óriásbolygót és környezetét. A mostanihoz hasonló rövid látogatást tett 2000-ben a Szaturnusz felé tartó Cassini-űrszonda is, négyszer messzebb elhaladva az óriásbolygó mellett, mint most a New Horizons.
Idén nyáron, a Jupiter-közelség után a Plútó-szonda berendezéseinek többségét lekapcsolják, és csak a 2015 júliusban esedékes Plútó-közelítés előtt öt hónappal helyezik őket újra működésbe.
![]()
A New Horizons felvételeiből összeállított mozaik a Kis Vörös Foltról, melyet a LORRI képfelvevő rögzített 2007. február 26-án 3,5 millió km távolságból. A 17 km felbontású képen az éppen az éjszakai oldalra forduló terület átmérője 30 ezer km.(NASA, JPL)
![]()
Fantáziarajz a New Horizons űrszonda Jupiter melletti elhaladásáról (NASA, JPL)
Kereszturi Ákos
-
#1975
Sikeresen tesztelték a Rosetta-űrszondát a Mars közelében
2007. február 28., szerda, 0:24
Mint arról hétfőn már röviden beszámoltunk, az Európai Űrügynökség (ESA) Rosetta nevű üstököskutató űrszondája az elmúlt hétvégén 250 kilométerre haladt el a Mars mellett, miközben felvételeket készített és adatokat gyűjtött a vörös bolygóról. A Mars-közelítés célja az volt, hogy a bolygó gravitációja lendítsen egyet az űrszondán (az űrkutatásban e gyakran alkalmazott módszert hintamanővernek is nevezik). A művelet sikerrel zárult, a Rosetta immár nagyobb sebességgel folytathatja útját a Csurjumov-Geraszimenko-üstököshöz, ahová a tervek szerint 2014-ben érkezik meg.
A Mars-közelítés kitűnő alkalmat adott arra, hogy mind a Rosetta főegységének, mind az erre felszerelt leszállóegységnek néhány érzékelőjét kipróbálják. A műszerek tesztjei az eddigi értékelések alapján teljes sikerrel zárultak.
A legnagyobb marsközelség idején a Rosetta főegységének legtöbb érzékelőjét kikapcsolták, de a leszállóegység kamerája működött, és látványos felvételt rögzített a vörös bolygóról. A Philae ekkor üzemelt első alkalommal teljesen önállóan, az ehhez használt energiát sem az anyagszondától, hanem saját akkumulátoraitól kapta. A leszállóegység ROMAP nevű detektora a vörös bolygó mágneses terét vizsgálta. A mérés érdekes eredményeket tartogathat, a Rosetta ugyanis olyan pályán haladt el a bolygó mellett, amely eltér a korábbi szondák útvonalától.
Korábban az OSIRIS kamera és spektroszkóp is készített felvételeket a
Marsról.
Az alábbi ábrán a bal oldalon lévő kék felvétel egy kompozitkép, amely főleg az ultraibolya tartományban mutatja a korong nagy részét borító felhőzetet. A középső felvétel a közeli infravörös, a közeli ultraibolya, valamint a látható tartomány zöld hullámhosszait áteresztő szűrőkkel készült. Ezekben a tartományokban átlátszóbb a légkör, és jól kivehető az északi és a déli pólussapka. Jobbra pedig egy kinagyított részleten magasszintű vízjég felhők láthatók a korong peremén.
![]()
A Mars az OSIRIS kamera felvételein, eltérő hullámhosszakon megörökítve (ESA)
A további út
A Rosetta legszorosabban 2007. február 25-én közelítette meg a vörös bolygót, körülbelül 10 km/s-os relatív sebességgel haladva el mellette, 250 kilométeres távolságban. Az ekkor végrehajtott hintamanőver révén az űreszköz olyan pályára állt, amely átmenetileg visszahozza bolygónkhoz, és a Föld mellett elhaladva újabb lendületet nyer majd.
A szonda a következő időszakban két kisbolygót is megközelít: 2008 szeptemberében a néhány km-es 2867-Steins, 2010 júliusában pedig a közel 100 km átmérőjű, 21-es sorszámú Lutetia aszteroidát látogatja meg. Bár ezek az égitestek még 200 millió km-nél is messzebb vannak a Rosettától, kamerájával 2006. március 11-én a Steinst, majd 2007. január 2-án és 3-án a Lutetia kisbolygót is sikerült megörökítenie. A Lutetiát 36 órán keresztül követte, az ekkor rögzített fényességváltozás a kisbolygó tengelyforgási jellemzőinek pontos megállapításában segít majd.
![]()
A Philae leszállóegység CIVA képfelvevőjének fotója a Marsról, valamivel több mint 1000 km távolságból, előtérben a szonda sziluettjével (ESA)
Magyar részvétel
A szondát 14 európai ország és az USA félszáz kutatóintézete, cége építette. A Rosetta programjának megtervezésében, a műszerek építésében magyar intézetek, vállalatok is jelentős részt vállaltak. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézetben (RMKI) Szegő Károly űrfizikus vezetésével új üstökösmodellt dolgoztak ki, sikeresen írták le az üstökösmagok felszínének viselkedését. Az RMKI és az SGF Kft mérnökei Szalai Sándor vezetésével alkották meg a leszállóegység központi számítógépét. Ők fejlesztették a leszállóegység földi szimulátorát is. Az RMKI és a KFKI Atomenergia Kutatóintézet munkatársai tudományos műszerek tervezésében is részt vettek, a Budapesti Műszaki és Gazdaságtudományi egyetem űrkutatói pedig a fedélzeti energiaellátó és -elosztó rendszer tervét készítették el.
A Mars-közelítés során a leszállóegység a próbaüzemelést teljes sikerrel zárta, autonóm módon, azaz földi irányítás nélkül sikeresen végezte el feladatait. Baksa Attila, a KFKI Technikai Főosztály Űrkutató Csoportjának tudományos munkatársa az MTI-nek elmondta: a leszállóegység fedélzeti számítógépe először működött úgy, ahogy majd a végső célponton, a Csurjumov-Geraszimenko üstökösön fog 2014-ben.
Történelmi jelentőségű küldetés
Az üstökös közelébe érve a Rosetta űrszonda két részre válik szét. Főegysége az üstökös körüli pályára áll (először az űrkutatás történetében), a Philae pedig leereszkedik az üstökös felszínére (erre sem volt még példa). A Rosetta lesz az első űreszköz, mely együtt repül egy a Nap felé közeledő üstökössel, és elsőként figyeli meg, hogyan alakítja át a Nap melege az üstökös fagyott felszínét. A leszállóegység műszerei közvetítenek először képet egy üstökös felszínéről, és vizsgálják meg a helyszínen az üstökösmag anyagait.
Az üstökösök a Naprendszer ősi anyagát hordozzák, ennek helyszíni tanulmányozása a Naprendszer őstörténetének feltárásához fog hozzásegíteni. Korábban már kimutatták, hogy az üstökösök bonyolult, szénben, hidrogénben, oxigénben és nitrogénben gazdag szerves molekulákat tartalmaznak. A Rosetta segíthet annak az alapvető kérdésnek a megválaszolásában is, hogy volt-e szerepe az üstökösöknek a földi élet megszületésében.
Kereszturi Ákos
-
#1974
Először mutatták ki molekulák nyomait egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörében
2007. február 26., hétfő, 23:08
Első alkalommal sikerült egy Naprendszeren kívüli planétáról, egy exobolygóról annyi sugárzást összegyűjteni, hogy molekulák nyomát tudták kimutatni a légkörében - korábban ez csak egy-egy atom esetében sikerült. A légkör szárazabbnak és porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygóatmoszférák vizsgálatában.
A csillagászat egyik legdinamikusabban fejlődő területe a Naprendszeren kívüli bolygók kutatása, melynek újdonságairól rendszeresen beszámolunk rovatunkban. Az elmúlt körülbelül két évtizedben több mint 200 exobolygót fedeztek fel, melyek szinte mindegyike óriásbolygó, a csillagához igen közel keringő "forró Jupiter" típusú planéta. A műszerek és észlelési módszerek fejlődésével egyre kisebb tömegű objektumokat sikerül észlelni, biztosan azonban még nem állíthatjuk, hogy a Földhöz hasonló tömegű égitestet is találtak Naphoz hasonló csillag körül (egy neutroncsillag esetében van ilyen eredmény).
Az exobolygó-kutatás egyik legizgalmasabb területe a bolygólégkörök (összehasonlító) vizsgálata, amely mindössze 6 éves múltra tekint vissza: 2001-ben észlelték első ízben közvetlenül egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörét. Az úttörő jellegű megfigyelés a Föld körül keringő Hubble-űrtávcső (Hubble Space Telescope, HST) nevéhez fűződik.
Azóta már több hasonló megfigyelés történt, és bizonyos szerencsés körülmények között arra is lehet következtetni, hogy milyen elemek vannak a légkörben. 2004 februárjában először fedeztek fel elemi állapotú oxigént és szenet egy exobolygó atmoszférájában, ugyancsak a Hubble alkalmazásával.
Az elmúlt időszakban a Spitzer-űrteleszkóppal is több fontos megfigyelést végeztek az exobolygókkal kapcsolatban, például először sikerült közvetlenül észlelni sugárzást ilyen égitestekről. A legújabb "nagy dobás" ugyancsak a Spitzerhez fűződik, az alábbiakban ezt mutatjuk be részletesen.
Bolygó = (csillag + bolyó) - csillag
Az űrteleszkóppal a HD 189733b és a HD 209458b jelű exobolygók infravörös sugárzását vizsgálták. Ezek az égitestek 60, illetve 153 fényévre vannak a Földtől, a Vulpecula és a Pegasus csillagképben, és mindketten a forró Jupiterek kategóriájába tartoznak. (A HD 189733b planétát nemrég a magyar tervezésű és üzemeltetésű HAT robotteleszkóp-rendszer is sikeresen megfigyelte.)
A megfigyelés során azt tanulmányozták, miként változik az egyes exobolygók és csillaguk együttes infravörös színképe a planéta keringése során (színképüket nem sikerült külön-külön rögzíteni, mivel túl közel látszanak egymáshoz). Az első színképet akkor vették fel, amikor az adott exobolygó a Földről nézve a csillaga mellett látszott, a másikat pedig akkor, amikor mögötte volt - utóbbi esetben csak a csillag hagyott nyomot a színképben, a planéta viszont nem. Ezután a csillag és az exobolygó együttes sugárzásából levonták a csillagnak a bolygó nélküli sugárzását: így sikerült elkülöníteni a távoli planétáról érkező infravörös hullámhosszakat. Mindez csak az infravörös tartományban lehetséges, ahol nem túl erős a csillag sugárzása az exobolygóhoz képest.
![]()
A megfigyelés lépései. 1) A csillag és az exobolygó együttes színképének rögzítése 2) A csillag színképének rögzítése az exobolygó nélkül 3) A csillag és az exobolygó együttes színképéből a csillag színképének levonása után visszamarad a planéta színképe (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Úttörő eredmény, bizonytalan színkép
A napokban közzétett beszámoló szerint első alkalommal sikerült olyan színképet rögzíteni, amelyben már nemcsak elemi állapotó atomok, hanem molekulák is azonosíthatók - lennének. Ám az elemzések eredménye meglepte a szakembereket: mindkét planéta színképe "egysíkú" és jellegtelen volt, alig mutatkoznak bennük molekuláktól származó színképvonalak. Ami a legfurcsább, hogy egyáltalán nem sikerült vizet kimutatni, pedig ez az anyag elméletileg az egyik legfontosabb összetevője ezeknek az égitesteknek. Bár a megfigyelések kiértékelése még nem jutott odáig, hogy a spektrumban rögzített összetételt részletesen megállapítsák, kimondható, hogy H2O-nak nyoma sem mutatkozik. Annyit sikerült csak megállapítani, hogy a HD 209458b színképében a 9,65 mikrométer körüli sugárzás (emisszió) szilikátszemcséktől származhat. Emellett 7,78 mikrométeres hullámhossznál olyan azonosítatlan vonal mutatkozik, amely talán valamilyen széntartalmú anyagtól származhat.
A H2O színképvonalainak hiánya azonban nem feltétlenül jelenti azt, hogy a távoli bolygó légkörében nincs is ilyen anyag. Elképzelhető, hogy sok olyan egyéb molekula fordul elő, amelyek emissziójától nehezen vehetők észre a H2O vonalai. A HD 209458b esetében az apró, lebegő szilikátszemcsék poros felhők formájában akár el is takarhatják a náluk mélyebben lévő vízréteget (bár ilyen magaszintű porfelhőkre nem találunk példát a Naprendszerben).
![]()
A HD 209458b jelű exobolygó infravörös spektruma, amelyben eddig szilikátszemcsék és a széntartalmú molekulák jellemzőit azonosították, H2O-nak azonban (egyelőre) nyoma sincs (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)
Korábban a HST megfigyeléseivel a HD 209458b esetében már a nátrium, az oxigén, a szén és a hidrogén jelenlétét is sikerült kimutatni, amelyek a légkör felső tartományában lehettek. A spektrum részletes elemzésével hamarosan kiderülhet, hogy ezek milyen molekulákká állnak össze.
A két exobolygó légköre tehát szárazabbnak, illetve porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygólégkörök vizsgálatában. Tény azonban, hogy az általunk ismert életet egyelőre csak a Földhöz hasonló kőzetbolygókon vagy holdakon tudjuk elképzelni, s ilyet egyelőre nem ismerünk. Az igaz áttörés akkor várható, ha ezeken tudjuk majd vizsgálni a légkört, olyan árulkodó jelek után kutatva (pl. oxigén, ózon), amelyek biológiai tevékenységre utalnak. A remények szerint erre 10 éven belül sor kerülhet.
Kereszturi Ákos
-
#1973
Teljes holdfogyatkozás lesz szombaton
2007. február 26., hétfő
Március 3-án, szombat éjszaka teljes holdfogyatkozás látható hazánkból. Cikkünkben megtalálható a hazai bemutatóhelyek listája, illetve letölthető egy részletes tájékoztató is.
Március 3-án hosszú idő után ismét teljes holdfogyatkozást figyelhetünk meg hazánkból. Az esemény szombatról vasárnapra virradóra történik, a szerencsés időpont így lehetőséget ad a pihenésre is. A teljesség idején a Hold delelni fog, az Oroszlán csillagszegény vidékén láthatjuk a vöröslő, megfogyatkozott fényű Holdat. A teljesség időtartama 73 perc lesz. A Hold természetesen nem fog teljesen eltűnni, azonban a változás így is drámai lesz.
![]()
A fenti ábrán a holdfogyatkozások geometriája látható. A jelenségre csak teleholdkor kerülhet sor, de mivel a Hold pályasíkja nem esik pont egybe a Föld napkörüli keringési síkjával, nincs holdfogyatkozás minden teleholdkor. Általában kísérőnk az árnyékkúp "alatt" vagy "felett" halad el. Március 3-án szerencsénk lesz, ekkor a Hold a földárnyékot "telibe" találja.
Bolygónk árnyékkúpjában két nagy tartományt különítünk el. A külső, szürkés része az ún. félárnyék, innen nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki — a Hold itt alig sötétedik el. Az árnyék belső, az ábrán fekete tartománya pedig a teljes árnyék — ha a Holdról figyelnénk a jelenséget, a Föld itt teljesen kitakarná a napkorongot.
A teljes árnyék, vagyis az umbra geocentrikus átmérője a Hold távolságában kb. 82 ívperc. Bár közvetlen napfény nem jut az umbrába, azért mégsem teljesen sötét. A vörös fény, amely kevésbé szóródik a földi atmoszférában (és napnyugtakor vörösre festi az égboltot), a Föld árnyékkúpjába is behatol. Egy képzeletbeli holdi megfigyelő a holdfogyatkozás alkalmával a Föld korongja körül egy vörös fénygyűrűt lát (azon helyeket, ahol a Nap éppen kel, vagy nyugszik). A a vörös fény pedig homályosan világítja meg az elfogyatkozott teleholdat. E gyenge vöröses fény intenzitása a Föld atmoszferikus körülményeitől függ. Általában a teleholdra eső fény tízezred és ötmilliomod része között változik (a telehold fényessége 10-16 magnitúdót esik a fogyatkozás során).
Az umbrát a penumbra veszi körül, amely kb. 32 ívperc szélességű gyűrű. A földárnyék teljes szélessége így kb. 146 ívperc. A penumbrában lévő holdi megfigyelő úgy látja, mintha a Föld „beleharapott” volna a Napba, azaz részleges napfogyatkozást észlel. Ekkor a Földről nézve a telehold kissé elhomályosulva látszik. A Holdnak az a része, amely mélyebben van a penumbrában, azaz közelebb az umbrához, szürkébb, mivel ott már kisebb a megvilágítás mértéke.
A jelenség során figyeljük meg a teljes árnyék görbületét! Már ebből a szabadszemes megfigyelésből is megbecsülhetjük, hogy bolygónk kb. négyszer nagyobb, mint a Hold átmérője. A teljesség alatt figyeljük meg az égbolt állapotát: mivel a Holdat, mint égi lámpást ekkor takarékra kapcsolják, sokkal több csillag látszik majd.
Kontaktusidőpontok:
félárnyékos fogyatkozás kezdete 21:16
részleges fogyatkozás kezdete 22:30
teljes fogyatkozás kezdete 23:44
teljes fogyatkozás közepe 0:21
teljes fogyatkozás vége 0:58
részleges fogyatkozás vége 2:12
félárnyékos fogyatkozás vége 3:25
![]()
A holdfogyatkozás kontaktusainak időpontjai
A március 3-i távcsöves bemutatók helyszínei
A jelenség alkalmából az ország több pontján várják az érdeklődőket segítőkész csillagászok és amatőrcsillagászok (jellemzően alacsonyra szabott belépődíjak fejében, vagy ingyenes részvételt biztosítva). A fogyatkozás éjszakáján a Polaris Csillagvizsgálóban a távcsöves bemutató mellett az alábbi előadások várják az érdeklődőket:
21:00 Megnyitó (Mizser Attila, Kereszturi Ákos)
21:20 A holdfogyatkozások kialakulása (Rieth Anna)
22:00 A Hold földrajza (Kereszturi Ákos)
22:30 Leszállóhelyek és megfigyelésük a Holdon (Jakabfi Tamás)
23:00 Vissza a Holdra - az új emberes holdprogram (Horvai Ferenc)
Az országos távcsöves bemutatók során — amellett, hogy távcsőben, nagy nagyítás mellett is megcsodálhatjuk a vöröses színekben pompázó égitestet — szakértő magyarázatot kaphatunk a holdfogyatkozásról és más csillagászati jelenségekről, illetve tanácsot kérhetünk csillagászati jelenségek észlelésével és fotózásával kapcsolatban is.
Az MCSE és társszervezetei az alábbi távcsöves bemutatókon Önt is sok szeretettel várják!
Bóly Batthyány tér, az új szökőkút mellett
Budapest MCSE Polaris Csillagvizsgáló (központi helyszín)
Budapest, III. Laborc u. 2/c
Budapest Uránia Csillagvizsgáló
Dávod Május 1. út 17.
Eger Dobó Tér
Esztergom Dobó Katalin Gimnázium melletti parkoló
Gyöngyös Fő tér, 22:30-tól 02:30-ig
Hegyhátsál Hegyháti Csillagvizsgáló
Kecskemét A Kecskeméti Planetárium előtt (MCSE Kiskun Csoport)
Kisnána Szabadság út 63.
Kisújszállás Apafi utca 39.
Mohács Felső-Dunasor 9. előtti sétányszakasz (gátsétány)
Nagynyárád Általános Iskola
Nagykanizsa Canis Maior Csillagda (Veszprémi Egyetem, új nevén Pannon Egyetem kihelyezett székhelyének udvara, a volt Úttörőháznál)
Nyírbátor Papok Rétje
Sopron harkai plató, az autósgyakorló pálya nyugati széle
Sülysáp Úri út mellett, a leendő csillagda helyén
Székesfehérvár Terkán Lajos Bemutató Csillagvizsgáló
Szolnok Jubileum téri toronyház 23. emelete
-
#1972
Kozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhőben
2007. február 25., vasárnap
Színpompás szupernóva-maradvány a Hubble Űrtávcső felvételén: 20 éves az SN 1987A.
Húsz évvel ezelőtt fedezte fel Ian Shelton kanadai csillagász az 1604 óta legfényesebb szupernóva-robbanást. Az SN 1987A jelzésű objektum mintegy százmillió Nap fényteljesítményével ragyogott az 1987. február 24-i felfedezést követő hónapokban, majd lassan halványodva tűnt el az észlelők szeme elől, átadva a terepet a csillagászat legérzékenyebb műszereit használó obszervatóriumok számára.
Az elmúlt két évtizedben földi és űrtávcsövek serege vizsgálta a robbanás maradványait, aminek eredményeként teljesen új megvilágításba kerültek a nagy tömegű csillagok halálára vonatkozó elméleteink. Kiderült például, hogy nem csak vörös szuperóriások, hanem forró, kék óriáscsillagok is felrobbanhatnak, míg a csillag körüli gyűrűs szerkezetek eredetére mindmáig nincs megnyugtató magyarázat.
Mivel a csillag a 163 ezer fényév távolságban levő Nagy Magellán-felhőben, Tejútrendszerünk egyik legközelebbi kísérőgalaxisában robbant fel (Kr. e. 161 ezerben...), a legfinomabb részletek felbontására a Hubble Űrtávcső alkalmas.
![]()
Az SN 1987A 2006 decemberében (STScI)
Robert Kirschner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és munkatársai másfél évtizede tanulmányozzák az SN 1987A-t az Űrtávcső különböző műszereivel. A legújabb felvétel tavaly decemberben készült az azóta meghibásodott Advanced Camera for Surveys (ACS) kamerával, és minden korábbinál tisztábban mutatja a szupernóva-maradvány részletes szerkezetét.
Az Űrtávcsöves kutatások legfontosabb eredményei:
-a szupernóvát világító belső gázgyűrű veszi körül, melynek átmérője kb. 1 fényév. Legalább 20 ezer évvel a robbanás előtt már ott volt, és a 20 évvel ezelőtti robbanás röntgensugarai kezdettől fogva fénylésre gerjesztik.
-két külső vékony gázgyűrű, melyeket földi távcsövek is észleltek. A HST képein finom szakadások látszanak rajtuk. Eredetük nem tisztázott megnyugtató módon, de valószínűleg a kék óriáscsillagként elszenvedett fellobbanások maradványai.
-legbelül egy homokóra alakú szerkezet alakult ki, mára egy tized fényév átmérőjűre növekedve. Két gömbszerű anyagcsomóból áll, melyek a szétrobbant csillagból jöttek létre, egymástól pedig mintegy 36 millió km/h sebességgel távolodnak.
-a szupernóva-robbanás lökéshulláma az elmúlt két évben elérte a belső gázgyűrűt, amely ennek következtében fénylő gyöngysorra kezd emlékeztetni.
A következő évek várhatóan izgalmas új eredményeket hoznak. A lökéshullám a fénysebesség huszadával haladva a gyűrűrendszer egyre nagyobb hányadát gerjeszti fénylésre, ami így be fogja világítani a szupernóva-maradvány körüli térséget. Elképzelhető, hogy ezzel eddig nem látott porfelhők és gyűrűk létére derül fény. Másik fontos kérdés, hogy mi maradt az egykori csillag magjának helyén: fekete lyuk vagy neutroncsillag. A csillagászok többsége utóbbit tartja valószínűbbnek, de egyelőre még túl sűrű a körülötte lévő porburok. A HST a következő nagyjavítása során új infravörös kamerát kap, amivel remélhetőleg tisztázni lehet a maradvány magjában található objektum természetét.
Forrás: STScI-PR-2007-10
-
#1971
Fiatal csillagok röntgenfényben
2007. február 23., péntek, 9:39
A Chandra-röntgenteleszkóp felvétele alapján a káprázatos Sas-ködben nem mutatkoznak azok az újszülött és erősen röntgensugárzó csillagok, amelyek létezését korábbi megfigyelések alapján feltételezik. A jelenség magyarázataként elképzelhető, hogy a ködben a csillagkeletkezés fő időszaka már lecsengett, de az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sűrű felhőkben lévő csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemző, erősen röntgensugárzó időszakot.
![]()
Az egyik sűrű gázfelhő a HST felvételén (NASA, ESA, STScI)
A Sas-köd, avagy M16 egy kb. 6500 fényévre lévő ködösség, a Serpens (Kígyó) csillagképben. Népszerűségét egy régebbi felvételnek köszönheti, amelyet a Hubble-űrteleszkóp készített róla még 1995-ben. A jobbra látható kép jelenleg a hét asztrofotójának "optikai háttereként" szolgál.
A képen látható három, oszlop alakú tartomány a csillagközi anyag három sűrű molekulafelhője, amelyek elnyelik a mögöttük lévő, távoli csillagok fényét. A sűrű felhőkben ma is új csillagok születnek. A lenyűgöző látvány és a "teremtés" e kozmikus kombinációját nem hivatalosan "Isten kezeként" is emlegetik.
Kihámozott csillagok
Az új csillaok kialakulása az alábbi séma szerint képzelhető el. Az anyag összesűrűsödésével először sűrű anyagcsomók, ún. globulák jönnek létre. A környezetüknél sűrűbb csomók az oszlopok belsejében rejtőzve észrevehetetlenek maradnak, egészen addig, amíg azok peremére nem kerülnek. Ebben egy másik folyamat játszik szerepet, amelyet fotoevaporációnak neveznek. Ennek során a közeli és nagy energiakibocsátású csillagok intenzív sugárzása "elpárologtatja" az oszlopok gázanyagát. Az így felszabaduló gáz a képen kékes árnyalatú diffúz áramlás formájában azonosítható.
A jelenség keretében a sugárzás folyamatosan "hámozza", azaz fogyasztja az oszlopokat, csökkentve azok anyagát. Amikor az oszlop zsugorodó külső határa elér egy-egy sűrűbb, születő csillagot övező anyagcsomót, az is "párologni" kezd. Azonban mivel ez a környezeténél lényegesen sűrűbb, anyaga sokkal lassabban fogy. A csomók így látszólag kiemelkednek az oszlopok felszínéből, és létrehozzák az ujjakra emlékeztető, kidudorodó formákat. A képződmények kialakulásának lépéseit a mellékelt fekete-fehér ábra mutatja.
![]()
A sűrű anyagcsomók kijutása a felhőből, a felhő anyagának zsugorodásával (NASA)
Új adatok röntgenfényben
Az alábbi, frissen közölt színes kép érdekessége, hogy a HST korábbi fotójára a Chandra-röntgenteleszkóp felvétele van rávetítve. Az utóbbi, röntgentartományban készült képen az egyes csillagok szokatlanul nagyméretű foltokként jelennek meg. Többségük viszonylag fiatal röntgenforrás, amelyeknél a vörös szín a kisebb, a zöld a nagyobb, a kék pedig a még nagyobb energiájú röntgensugarakat kibocsátó égitesteket jelöli. A kék színnel ábrázolt erős röntgenforrásokból nagyon kevés mutatkozik - egyikük a bal oldali oszlop tetejénél látható, és egy 4-5 naptömegű fiatal égitest lehet.
A korábbi infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a 73 azonosított anyagcsomó közül 11 belsejében található csillagszerű objektum, és 4 tömege biztosan elég nagy ahhoz, hogy idővel csillaggá alakuljon. Eszerint a csomókban égitestek születnek, és feltehetőleg sok ilyen objektum található a nagy gázoszlopok belsejében is, még a felhő sűrű anyagában rejtőzve.
Érdekessé akkor válik a helyzet, ha a fenti számokat összevetjük a röntgensugárzó csillagok eloszlásával. Ezek ugyanis a három sűrű gázoszlopban alig mutatkoznak - pedig röntgenfényben viszonylag átlátszó a gázanyag. Az életük elején lévő, gyakran erősen röntgensugárzó égitesteknek ezért könnyen észrevehetőknek kellene lenniük. Ugyanez a röntgenteleszkóp más, aktív csillagkeletkezést mutató halmazokban (pl. az NGC 2024-ben), sok fiatal, erősen röntgensugárzó égitestet talált már - a Sas-köd gázoszlopaiban azonban nem mutatkoznak.
![]()
A Chandra-röntgenteleszkóp 2001. július 30-án készült felvétele a HST képére vetítve. A látómező 2,5 ívperc méretű (NASA, CXC, U. Colorado, Linsky, ESA, STScI, ASU, Hester, Scowen)
Korábbi megfigyelések tehát csillagok születésére utalnak a felhőkben, mégsem jelentkezik a várt röntgensugárzás. A jelenség magyarázataként elképzelhető, hogy a Sas-ködben a csillagkeletkezés fő időszaka már lecsengett - tehát mégsem várható annyi újszülött objektum. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sűrű felhőkben lévő csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemző, erősen röntgensugárzó időszakot.
Kereszturi Ákos
-
#1970
Felrobbant egy rakéta Ausztrália felett
2007. február 22., csütörtök
Káprázatos felvételek az ausztrál éjszakát bevilágító rakétatörmelékekről.
felhívás
Ray Palmer ausztrál asztrofotós február 19-én éppen a Dél Keresztje csillagképet fényképezte, amikor egy lángoló objektumot vett észre a Tejútban, amelyet lassú mozgásának köszönhetően mintegy 35 percig tudott követni. Az átvonulás közepén hirtelen felrobbant a test, amiből egy táguló felhő keletkezett. Szerencsére a derült ég alatt több ausztrál amatőrcsillagász (pl. Gordon Garradd és Tim Thorpe) is megörökítette az éjszakai tájat szürreális külsővel felruházó tűzgömböt, melyben törmelékdarabok tucatjait lehetett elkülöníteni.
![]()
Ray Palmer 30 perces felvétele a lángoló objektrumról.
A jelenségre magyarázat csak egy nappal később született, amikor is Daniel Deak űrszakértő összevette a Palmer fotóján látható objektum mozgását egy tavaly magára hagyott, Briz-M típusú gyorsító fokozat pályájával. Szinte pontosan egy évvel ezelőtt, 2006. február 28-án még egy orosz Proton rakétával próbáltak Föld körüli pályára állítani egy Arabsat-4A telekommunikációs műholdat. A kilövés után a rakéta meghibásodott, az üzemanyaggal részben teli Briz-M fokozat pedig rossz pályára állt, míg 2007. február 19-én fel nem robbant Ausztrália felett.
![]()
Robert McNaught animációja a törmelékfelhőről. A kép jobb szélén a Spica (α Vir) látható.
Jon P. Boers, az Egyesült Államok légierejének űrfelderítő munkatársa megerősítette a felrobbant rakéta azonosítását, illetve közölte, hogy a robbanás utáni radarmérések a Föld túloldalán a megadott pályán 500-nál is több törmelékdarabot észleltek – mára ez a szám meghaladja az 1100-at.
Forrás: Spaceweather.com
-
#1969
A sötét galaxisok eredete
2007. február 21., szerda,
Újabb eredmények szerint számos törpegalaxisból fejlődése elején sok gázanyag távozott el, ezért nem keletkezhetnek bennük csillagok - így ma alig észlelhető objektumokként léteznek.
A sötét galaxisoknak is nevezett objektumok csillagokban rendkívül szegény galaxisok, és a törpe elliptikus galaxisok közé tartoznak. Míg egy átlagos törpe csillagváros néhány milliárd csillagot tartalmaz, ezek sötét "megfelelőiben" csak néhány millió égitest árválkodik. Csillagközi anyagot szinte alig tartalmaznak, így új égitestek is csak elvétve keletkeznek bennük. Anyaguknak legnagyobb részét láthatatlan tömeg alkotja. Olyan gyenge a sugárzásuk, hogy eddig csak közvetlen közelünkben, a Lokális Halmazban akadtunk a nyomukra.
![]()
A VIRGOHI21 jelű sötét galaxis - pontosabban a helye, az optikai tartományban ugyanis rendkívül halványnak mutatkozik a rádióhullámhosszakon felfedezett objektum (Cardiff University, Isaac Newton Telescope, La Palma)
Stelios Kazantzidis (Stanford University, KIPAC) és kollégái új elgondolással álltak elő a furcsa galaxisok keletkezését illetően. Szuperszámítógépekkel modellezték az objektumok fejlődését, melynek során a kérdéses csillagvárosok kis tömegű, átlagos objektumokként kezdték életüket. Sok más szimulációval ellentétben itt nemcsak a láthatatlan anyag és a látható tömeg gravitációs kölcsönhatását vették számításba, hanem a csillagközi gáz viselkedésére is figyelmet fordítottak. Mint kiderült, a normál gáz felforrósodása kulcsszerepet játszhat ezeknek az objektumok a fejlődésében.
Amikor egy ilyen törpe csillagváros egy nála lényegesen nagyobbal lép kölcsönhatásba, az ütközés mentén keletkező lökéshullámoktól felforrósodik a gáz, amelynek jelentős része ettől el is távozik. Mindehhez egyéb "galaxispusztító" folyamatokat is hozzávettek a modellben: ilyenek a gravitációs kölcsönhatások, amelyek keretében az árapályerők is sok anyagot lökhetnek ki az intergalaktikus térbe. Utóbbi inkább a kisebb tömegű galaxis számára jár kedvezőtlen következménnyel. Közel 10 milliárd évvel ezelőtt, illetve még korábban, a Világegyetemet kitöltő kozmikus háttérsugárzás intenzívebb, magasabb hőmérsékletű volt. Kis mértékben ez is hozzájárulhatott a folyamathoz, tovább fűtve egy ilyen galaxis gázanyagát.
A fenti folyamatok során a nagyobb galaxisok közelében mozgó kisebb elliptikus csillagvárosok sok anyagot veszítettek. A lökéshullámoktól felmelegedő gázt a nagyobb tömegű objektumok maguk körül tudták tartani - azonban a kisebb galaxisok gyengébb gravitációs terük miatt sokat veszítettek a gázból. Felforrósodni és emiatt elszökni csak a látható gázanyag volt képes - a láthatatlan tömegből ezért sokkal több maradt az ilyen törpegalaxisokban. Mivel gázban elszegényedtek, később nem tudott bennük sok égitest kialakulni, így rendkívül halványak lettek.
A fenti elgondolás arra is magyarázatot ad, hogy a nagyobb csillagvárosok (pl. Tejútrendszer, Androméda-galaxis) körül miért találunk kevesebb törpe kísérő galaxist, mint amire a láthatatlan tömeg fejlődését tárgyaló modellek utalnak. Bár sok ilyen törpegalaxis lehet a közelben, a korábban vázoltak szerint a látható anyaguk nagyobb részét elveszítették, így ma már alig vehetők észre.
Kereszturi Ákos
-
#1968
Felszín alatti víz nyoma a Marson
2007. február 19., hétfő, 9:28
A felszín alatt áramlott ősi víz nyomára bukkantak a Marson. A kőzetek repedéseiben mozgó folyadék sok ásványt kioldhatott, és akár az élet keletkezéséhez szükséges kémiai környezetet is megteremthette.
Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, a Mars körül keringő legújabb amerikai űrszonda, a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) kamerái kisebb problémákkal küzdenek, ami zajos képeket eredményez. Ez azonban nem akadályozza meg az űreszközt abban, hogy minden korábbinál látványosabb felvételeket rögzítsen a bolygóról. Az egy méternél is jobb felbontású képeken Chris Okubo (University of Arizona, Tucson) és kollégái érdekes képződményeket találtak.
A kutatók az egyenlítőhöz közeli Valles Marineris árokrendszer egyik ágában, a Candor Chasmában vizsgáltak idős üledékes kőzeteket. Az új eredmény nem az üledékek keletkezésével, hanem annak utólagos átalakulásával kapcsolatos. A HIRiSE kamera 2006 szeptemberi képein keskeny, az üledékes rétegek irányától független helyzetű, vonalas képződmények mutatkoznak. Ezek olyan egyenesen haladó formák, amelyek bármilyen útjukba eső szerkezetet kitérés nélkül kereszteznek. Lefutásuk mentén általában világosabb sáv látszik, és gyakran úgy tűnik, hogy hosszú, keskeny laphoz hasonlóan kissé kiállnak a felszínből.
Az ilyen szerkezetek a földi geológiából jól ismertek, és kipreparálódott teléreknek nevezik őket. Kialakulásuk első lépéseként egy nagy törés képződik valamely kőzettestben, esetünkben például a fent említett vastag üledékekben. Az így keletkezett repedés mentén később felszín alatti folyadék áramlik, részben átalakítva a vele érintkező kőzetet, esetleg meg is változtatva annak színét. Az oldatból ásványok is kiválhatnak, és a környező kőzettől eltérő anyaggal tölthetik ki a repedést. Ha az itt kivált anyag jobban ellenáll az eróziónak, mint a környező kőzet, akkor idővel kipreparálódik a nála gyorsabban alacsonyodó környezetéből.
Az újonnan közölt képek alapján erre került sor a Marson is: a törések mentén felszín alatti vizek cirkuláltak, átalakítva a kőzeteket. A repedésekben kivált világos ásványok pedig jobban ellenállnak (illetve ellenálltak) az eróziónak, ezért a terület pusztulása során egyre inkább kiemelkedtek környezetükből. Egyelőre nem lehet kizárni, hogy valamilyen felszín alatti gázból vált volna ki a repedést kitöltő anyag, de a folyadék, esetünkben a folyékony víz messze a legvalószínűbb lehetőség.
A megfigyelés újabb jó példa arra, hogyan lehet a Mars körüli pályáról végzett megfigyelésekkel érdekes, felszíni vizsgálatra érdemes célpontokat találni. Az Opportunity rover működési térségében, a Victoria-kráternél is azonosítottak ilyen kipreparálódott teléreket. Ezek új célpontjai is lehetnek a felszíni szondának. A helyszíni vizsgálat ugyanis rámutathat, milyen összetételű vizes oldat áramlott az egykor eltemetett, de az erózió révén mára kihantolt repedésben.
![]()
A Candor Chasma területén megfigylehető üledékes rétegek (közel vízszintes, néhol ívelődő, egymással párhuzamos, sötétebb és világosabb sávok). A kép közepétől kissé jobbra lévő barnás kerekded foltban apró, függőlegesen futó dűnék gerincei láthatók. A kipreparálódott telér átlósan jobbról balra lefelé halad át a képen (fehér nyilakkal jelölve). (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
![]()
A Victoria-kráter keleti peremén lévő kipreparálódott telér. A kép 150 m széles vidéket fed le (NASA/JPL/Univ. of Arizona)
Az egykori felszín alatti víz kulcsszerepet tölt be az asztrobiológiai kutatásokban. Egyre valószínűbb ugyanis, hogy a Földön az élet keletkeze vulkanikusan fűtött felszín alatti repedésrendszerekben, az ott áramló vízzel kapcsolatban történt. A víz ezeken a helyeken vulkáni gázokban gazdagodott, különböző anyagokat oldott ki a kőzetekből, amit a belső hő is elősegített. Amennyiben hasonló környezetek a vörös bolygón is voltak, azok első számú célpontjai az esetleges ősi marsbéli életnyomok keresésének.
Kereszturi Ákos
-
#1967
Degenerált csillagok furcsa leszármazottai
2007. február 17., szombat
Fehér törpék összeolvadásával születhetnek a különleges, hidrogénben szegény csillagok.
A chilei 8 méteres déli Gemini-távcsővel egy nemzetközi csillagászcsoport oxigénizotópok rendellenes arányát figyelte meg különleges, hidrogénben rendkívül szegény csillagokban. Noha a hidrogén az Univerzum leggyakoribb elemeként a "normális" csillagok anyagának általában 75%-át kiteszi, a frissen vizsgált objektumokban szinte nyomát sem lelni.
A tanulmányozott csillagok két csoportba, az ún. HdC és RCB osztályba sorolhatók. A legfontosabb különbség köztük az, hogy az RCB csillagok (amelyek az amatőrcsillagászok által közkedvelt R Coronae Borealis változócsillag után kapták nevüket) időnként nagyon erős elhalványodásokat mutatnak. Ennek oka az, hogy a hidrogénben szegény, szénben pedig gazdag csillag fénye elnyelődik és szóródik az általa korábban ledobott porfelhőben hirtelen kikondenzálódó, majd lassan eloszló grafitszemcséken. A hasonló összetételű HdC csillagok viszont nem dobnak le anyagot a külső burkukról, így nem mutatnak ilyen elhalványodásokat.
![]()
A két fehér törpe összeolvadásával beindult nukleáris reakciók következtében jelentős méretnövekedésen esik át a születő szuperóriás csillag. (Jon Lomberg, Gemini Obszervatórium)
A mostani vizsgálatok szerint viszont mindkét csoportban meglepően sok 18-as oxigénizotópot tartalmaznak a csillagok – több ezerszer annyit, mint egy átlagos, Naphoz hasonló égitest. Ennek egyik lehetséges magyarázata lehet az a már 1984-ben javasolt elmélet, amely szerint ezeket a különleges csillagokat két, hidrogénben amúgy is szegény fehér törpe összeolvadása hozhatja létre. A két komponens mágneses fékeződés, illetve gravitációs hullámok kisugárzása által közeledhet egymáshoz, míg végül teljesen egymásba olvadnak. A kataklizma során újra beindulnak az energiatermelő nukleáris reakciók és a kutatócsoport számításai szerint pontosan olyan oxigénizotóp-arány várható, mint amit megfigyeltek az észlelt mintában.
Másik lehetőség a magányos csillagok élete végén jelentkező ún. végső héliumvillanás, amikor a már majdnem fehér törpévé fejlődött csillagmaradvány felszíne alatt rendkívül heves nukleáris héliumégetés indul be, melynek eredményeként a külső rétegek felfúvódnak és lehűlnek – hasonlóan a RCB csillagok fizikai tulajdonságaihoz. Azonban csupán két ilyen objektumot ismerünk a Tejútrendszerben (a V605 Aql-t és a felfedezője nevét megörökítő Sakurai Objektumát), azaz ennek az állapotnak az igen rövid élettartama nehezen egyeztethető össze a HdC és RCB csillagok számával. Ámbár különlegességükból kifolyólag utóbbiak sincsenek jelen túl nagy számban: mindösszesen 55 csillagot ismerünk e két csoportban együttvéve...
Forrás: Gemini sajtóközlemény, 2007. január
-
#1966
A húsz éve felrobbant szupernóva fiatalabb testvére
2007. február 16., péntek
Egy kék óriáscsillagot ugyanolyan gázgyűrűk öveznek, mint a Nagy Magellán-felhőben 1987-ben feltűnt szupernóvát.
Ezekben a hetekben lesz pontosan húsz éve, hogy az elmúlt 400 év legfényesebb szupernóváját felfedezték a Nagy Magellán-felhőben. Az 1987. február 24-én szabadszemes fényességnél feltűnt új csillag ugyan nem a saját Tejútrendszerünkben, hanem a 163 ezer fényévre levő kísérő törpegalaxisunkban robbant fel, mégis új fejezetet nyitott a csillagok halálának kutatásában. Az SN 1987A jelzésű objektum érdekességei közül messze kimagaslik a mindmáig rejtélyes eredetű hármas gyűrűs szerkezet, melyet néhány évvel a robbanás után fedeztek fel a Hubble Űrtávcsővel. Feltehetően a csillag robbanását megelőző néhány ezer évben ledobott por- és gázfelhőkről van szó, ám kialakulásuk részletei ismeretlenek.
![]()
Az SN 1987A körüli hármas gyűrűs szerkezet (Christopher Burrows, ESA/STScI, NASA)
Nathan Smith (University of California) a Spitzer űrtávcsővel a HD 168625 jelzésű kék szuperóriás csillagot vizsgálta az M17 csillagkeletkezési régió peremén. Az objektum Naptól mért távolsága mintegy 7000 fényév, és immáron 13 éve, hogy felfedeztek körülötte egy 20 km/s sebességgel táguló egyenlítői gázgyűrűt. A most elkészült felvételeken feltűnt két újabb gyűrű is, melyekkel együtt a HD 168625 a legjobb jelölt az SN 1987A tejútrendszerbeli ikertestvérének keresése közben.
Mindez azért érdekes, mert annak idején mindenki meglepődött, amikor az SN 1987A szülőcsillagát (progenitorát) az Sk –69 202 jelű kék óriáscsillaggal azonosították a robbanás előtti képeken. Korábban az elméletek azt jósolták, hogy vörös szuperóriások robbannak fel II-es típusú szupernóvaként, az SN 1987A azonban rámutatott, hogy lehetséges a visszatérés a kék szuperóriások közé, így csillagfejlődési elméleteinket pontosítani lehetett. A most vizsgált HD 168625 és az SN1987A progenitora nagy mértékben hasonlít, hiszen míg az Sk –69 202 B3I színképtípusú, 16000 K felszíni hőmérsékletű, Napunknál mintegy százezerszer intenzívebben sugárzó csillag volt, addig a HD 168625 15000 K hőmérsékletű, fényteljesítménye pedig 250 ezer napluminozitásnak felel meg. Becsült tömege 20-25 naptömeg, szintén nagyon hasonló az Sk –69 202 húsz naptömegnyire becsült egykori tömegéhez. Ennek megfelelően a HD 168625 részletes tanulmányozásával betekintést nyerhetünk a 20 évvel ezelőtti csillaghalálhoz vezető folyamatok részleteibe.
![]()
A HD 168625 gyűrűi. A kép jobb oldalán egy másik fényes kék változócsillag, a HD 168607 látszik. (Nathan Smith, University of California)
A legnagyobb tömegű szuperóriás csillagok kezdeti tömegük jelentős részét ledobják fejlődésük során. A fényes kék változócsillagokra (Luminous Blue Variables, LBV) hatalmas kitörések jellemzők, melyek közben néhány év-évtized alatt több naptömegnyi anyagtól megszabadulnak. Legismertebb példa erre a déli égen látható éta Carinae, amely a 19. sz. közepén az égbolt második legfényesebb csillagává vált több évig tartó kitörése alatt. Az ilyen csillagok körül folyamatosan táguló, és az ismétlődő fellobbanások miatt többszörösen héjas szerkezetű anyagfelhő figyelhető meg.
A HD 168625 paraméterei arra utalnak, hogy a most felfedezett ködösséget szintén az LBV-kre jellemző kitörés hozta létre, azaz feltehetően az SN 1987A progenitora is egy fényes kék változócsillag lehetett. Ennél is érdekesebb az a következtetés, miszerint elképzelhető, hogy a HD 168625 lesz a következő II-es típusú szupernóva a Tejútrendszerben. Viszonylag kis távolságának köszönhetően rendkívül látványos csillagászati jelenség lenne a legalább a Jupiterrel vetekedő látszó fényességű robbanás, melyet kedvező égi elhelyezkedése folytán a Föld szinte bármely pontjáról észlelhetnének az amatőr- és szakcsillagászok...
Forrás: Smith N., Astronomical Journa
-
#1965
Ütköző üstökösmagok egy halott csillag körül
2007. február 16., péntek,
Egy fehér törpe körül olyan poranyagot azonosítottak, amelyet a csillag egykori bolygórendszeréből visszamaradt égitestek ütközése termel.
![]()
A Helix-köd táguló gázgyűrűjének részlete. Az üstököscsóvákra emlékeztető alakzatokat a lassabban táguló gázburokkal találkozó erős eletromágneses- és részecskesugárzás formálja áramvonalas alakúra. A központi csillag a képen kívül lefelé található (NASA, ESA, STScI, NRAO)
A Spitzer-űrteleszkóppal a Földtől 650 fényévre lévő Helix (Csiga) -ködöt tanulmányozták. A közel 3 fényév átmérőjű ködöt egy Napunkhoz hasonló csillag élete végén ledobott gázburka alkotja, amelyet a centrumban visszamaradt, összezsugorodott és forró fehér törpe gerjeszt sugárzásra. A csillag a külső rétegeitől korábban több ütemben szabadult meg, a legintenzívebb anyagvesztés 6 és 12 ezer évvel ezelőtt történhetett.
Az eredetileg a csillag körül lévő bolygórendszer átalakult a felfúvódott vörös óriás állapotban, illetve annak a végén, amikor a csillag külső rétegei eltávoztak. A vörös óriás fázisban a legbelső planétákat elnyelhette a kiterjedt gázburok, míg a rétegek ledobásától csökkent a csillag tömege és emiatt gyengült gravitációs vonzereje.
Utóbbi következtében a felfúvódott fázist túlélő bolygók pályái nagyobbak lettek, távolabb kerülnek a csillagtól. Mivel ez egyszerre sok égitesttel történt meg és azok egymás mozgását is befolyásolták, a korábban "rendezett" bolygórendszer egy kicsit "összekeveredik". Sok égitest ütközik, és a találkozók alkalmával törmelék képződik. Az így keletkezett poranyagnak sikerült most a nyomára bukkanni a Helix-ködnél.
A rendszert már régóta tanulmányozzák, de ezúttal azonosítottak poranyagot első alkalommal a csillaghoz közel, amelyet a központi égitest energiakibocsátása felmelegít és infravörös sugárzásra késztet. A megfigyelés alapján a por a középponti égitesttől 35 és 150 Cs.E. (átlagos Föld-Nap távolság) között húzódik. Ez a Naprendszerben nagyjából a Neptunuszon túl kezdődő Kuiper-öv helyzetének felel meg. Az anyag viszonylag fiatal, a vörös óriás fázis után képződött.
A rendszerben lévő üstökösmagok és egyéb apró égitestek egymással ütközhetnek, és így termelik a port. A poranyag egy régebbi megfigyelésre is magyarázatot ad: már korábban sikerült a fehér törpétől érkező röntgensugárzást megfigyelni. Bár a fehér törpe igen meleg, kb. 110 ezer K felszíni hőmérsékletű, de annyira mégsem forró, hogy a megfigyelt röntgensugarakat kibocsássa. A most azonosított por viszont könnyen létrehozhatja azt - ha kisebb része időnként a fehér törpe felszínére hullik. A fehér törpétől távolabb, a ledobott gázburokban a központi égitest sugárzása révén üstököscsóvához hasonló alakzatok is mutatkoznak - noha semmi közük a valódi üstökösökhöz. Kialakulásukat az alábbi rajzsorozat szemlélteti.
![]()
A Helix-ködben megfigyelhető gázcsomók kialakulásának menete. A most azonosított poranyag az ábrákon nem szemléltethető, mivel túl közel van a központi fehér törpéhez (NASA, ESA, STScI, NRAO)
Az alább mellékelt felvétel a Spitzer infravörös mérései alapján előállított hamisszínes kép. A kék és a zöld szín a korábban ledobott külső gázanyagot mutatja, a középső vöröses tartomány pedig az utoljára távozott gázt jelzi, míg a centrumban lévő fehér pont a forró fehér törpe. Az utóbbit övező, viszonylag éles peremű vörös korong a fent említett forró poranyaggal kitöltött tartomány.
![]()
A Helix-köd a Spitzer-űrteleszkóp felvételén. A kék 3,6-4,5; a zöld 5,8-8,0; a vörös 24 mikrométeres hullámhosszú sugárzást mutat. (NASA/JPL-Caltech/Univ.of Ariz.)
Nem ez az első alkalom, hogy a Spitzer-űrteleszkóppal egy fehér törpe körül akadtak törmelékanyagra. 2006 januárjában egy hasonló, de a most felfedezettnél sokkal kisebb méretű porkorongot azonosítottak a G29-38 jelű objektum körül. A poranyag ott a fehér törpétől mindössze 0,005 és 0,3 Cs.E. távolság között húzódik. Ez volt az első bizonyíték arra, hogy a vörös óriás fázist az apró üstökösmagok és Kuiper-objektumok egy része túlélheti - a jelenlegi észlelés pedig azt mutatja, hogy a vörös óriás állapot után megmaradt testek között is zajlanak ütközések, különféle változások.
Kereszturi Ákos
-
#1964
De jó is lenne... :) Keresgéltem, hogy mennyibe került, de nem találtam róla adatot. Mindenesetre egy 35 centis távcső komolyabb számítógépes rendszerrel, 7 milla körül van. Magyarorszég legnagyobb távcsöve az 1m-es RCC piszkéstetőn. Ez ugye 2,5 méteres, a hozzá tartozó mechanikával és elektronikával, ami szintén elég modern technikát képez, tehát egészen biztos, hogy nagyon sokba fájna. Bármit is tippelnék valszeg hülyeség lenne, de gyanítom, hogy ha történetesen tényleg nyernél a lottón, akkor sem vennél nekem ilyet. 
:))
![]()
-
tomcat1 #1963 Nekem is kellene egy ilyen okulláré!
Sokba fáj nagyon? Hátha nyerek a lottón :) Akor veszek neked is Landren :) -
#1962
Kvazárok csoportosulásai az ősi Világegyetemben
2007. február 14., szerda,
Az Ősrobbanás után néhány évmilliárddal létezett kvazárok erős térbeli csoportosulást mutatnak, ami ősi galaxishalmazok, illetve szuperhalmazok létezésére utal.
![]()
Fantáziarajz egy kvazárról, ahonnan a centrumba beáramló gáz és a fekete lyuk kölcsönhatásaként két ellentétes irányú anyagsugár indul ki (NASA/CXC/M.Weiss)
A kvazárok olyan távoli galaxismagok, melyeknek szuper-nagytömegű központi fekete lyukába intenzív anyagbeáramlás történik. A jelenség eredményeként óriási energia szabadul fel, melyet nagy távolságból is meg lehet figyelni. A messzi kvazárok segítségével tehát az ősi nagytömegű galaxisoknak (pontosan azok magjainak) jellemzőire is következtethetünk.
A korábbi felmérések csak a viszonylag közeli kvazároknál mutattak csoportos eloszlást, és ez sem mutatkozott egyértelműen minden esetben. A Világegyetem távolabbi és ezért fiatalabb állapotára azonban eddig nem készült ilyen felmérés - részben mert a messzi objektumok igen halványak. Ezúttal Yue Shen (Princeton University) és kollégái legalább 11 milliárd fényévre lévő kvazároknál végeztek hasonló vizsgálatot.
Az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nevű égboltfelmérés adatait felhasználva 4426 távoli (2,9 és 5,4 közötti vöröseltolódású) kvazár térbeli helyzetét határozták meg. Ekkora messzeségben korábban csak néhány tucat kvazárt ismertünk. A nagyobb mintán végzett új vizsgálat megerősíti, hogy a közelebb felismertekhez hasonló kvazárcsoportosulások messzebb is vannak - ezekről eddig csak feltételezéseink voltak. A kvazárok most azonosított távoli csomósodásaiban kb. tízszer erősebben koncentrálódnak az objektumok, mint a közelebbi csoportok esetében.
Eszerint az Ősrobbanás után 2-3 milliárd évvel már csoportokban koncentrálódtak a kvazárok, és feltehetőleg a náluk halványabb, még nehezebben azonosítható galaxisok is. A most azonosított csoportokat viszonylag ritka térségek választják el. A koncentrálódás oka feltehetőleg a láthatatlan tömeg csoportokba rendeződése, melynek eloszlását követi a kvazárok térbeli elhelyezkedése is.
Az SDSS-felmérés kulcsszerepet játszik a távoli égitestek eloszlásának vizsgálatában. A program keretében azonosított kvazárok kétharmadának vöröseltolódása 4,5 feletti, és most a felmérés keretében találták meg az eddigi legmesszebb lévő ilyen sugárforrást is, 5,8-as vöröseltolódással. A statisztikák alapján a kvazárok száma az Ősrobbanás után kb. egymilliárd évvel rendkívül gyorsan emelkedni kezdett. A legnagyobb gyakoriságot 2,5 milliárd év körül érte el, majd a későbbiekben fokozatosan lecsökkent. Mindez feltehetőleg a galaxisok közötti kölcsönhatások, és a központi fekete lyukakba történő anyagbezuhanások időbeli eloszlását tükrözi.
![]()
Az SDSS felmérés 2,5 méteres távcsöve (Dan Long, Apache Point Observatory)
A kvazárok csoportosulásának mértékéből nem csak a láthatatlan tömeg eloszlására következtethetünk. A megfigyelés talán annak megértésében is segít, hogy miként jelentek meg az intenzíven sugárzó kvazárok annyira korán a Világegyetemben. Egyelőre ugyanis úgy fest, igen kevés idejük volt, hogy annyi anyagot gyűjtsenek maguk köré, amely elegendő a megfigyelt aktivitás létrehozásához.
Kereszturi Ákos
-
#1961
Tökéletes szupernóva-maradvány
2007. február 13., kedd
A Kr.u. 386-ban észlelt vendégcsillag maradványa tankönyvekbe illően illusztrálja a nagy tömegű csillagok halála után lejátszódó eseményeket.
A Napunknál legalább nyolcszor nagyobb tömegű csillagok összeroppanásakor a heves robbanás következtében a külső rétegek ledobódnak, majd az eredeti csillag tömegétől függően egy neutroncsillag vagy fekete lyuk jöhet létre. Ilyen hátramaradt neutroncsillagok a gyorsan forgó pulzárok, melyek a robbanás következtében több millió kilométer per órás sebességre is gyorsulhatnak.
A G11.2-0.3 jelű objektum egy körszimmetrikus szupernóva-maradvány, közepében egy neutroncsillaggal, amely minden részletében tökéletesen illusztrálja, hogyan is kell kinéznie egy néhány ezer éve felrobbant csillagnak. Röntgen- és rádiótartományban végzett mérések alapján egyértelmű, hogy a forró gázfelhő egy egykori csillag halálának maradványa. A Very Large Array rádióteleszkóp-hálózat felvételeiből meghatározták a felhő tágulási sebességét, amiből megbecsülhető a kora. Kiderült, hogy nagy valószínűséggel azonosítható a kínai csillagászok által Kr.u. 386-ban megfigyelt vendégcsillaggal, amely a második legidősebb szupernóva-észlelés a történelmi krónikákban.
![]()
A Kr.u. 386-ban megfigyelt szupernóva maradványa – 1620 évvel később
A Chandra képén jól elkülöníthetők a különböző energiákon sugárzó területek. A táguló gázfelhő közepén található a pulzár, illetve a belőle távozó nagyenergiájú részecskék árama, melyek kemény röntgensugárzást bocsátanak ki (kékkel jelölve). A maradványt övező külsőbb rétegek kisebb energiájú lágy röntgensugárzás forrásai (zölddel és pirossal).
Meglepő fejlemény, hogy a rádiósugárzó felhő tágulási sebességéből meghatározott kor eltér a pulzárok kormeghatározására használt "hagyományos" módszerrel adódó eredménytől. Utóbbi a neutroncsillag forgási sebességéből következtet a robbanástól eltelt idő hosszára, esetünkben azonban az eredmény tízszer nagyobb a tágulási kortól. A különbség arra utal, hogy a fiatal pulzárokra a forgási sebességből számolt eredmények nagyon félrevezetőek lehetnek.
Forrás: Chandra Photo Album, 2007.01.30.
-
#1960
Ütközés nyoma az Androméda-galaxisban
2007. február 12., hétfő,
Újabb eredmények szerint az Androméda-galaxis peremvidékét egy korábbi kölcsönhatás során szétszakított és szétszóródott galaxis csillagai alkotják.
![]()
Az Androméda-galaxis (NOAO/AURA/NSF)
Az Androméda-galaxis (régi nevén Androméda-köd) egy tőlünk 2,5 millió fényévre lévő, azaz közelinek számító csillagváros, mely megjelenését és méretét tekintve is Tejútrendszerünkre hasonlít. Galaxisunknál valamivel nagyobb, és azzal együtt a Lokális Halmaz nevű galaxiscsoport domináns tagja. Az elmúlt években végzett megfigyelések alapján elképzelhetőnek tűnt, hogy a csillagvárosban egykori ütközések és kölcsönhatások nyomai is észrevehetők.
A Kitt-Peak csúcson felállított Mayall-teleszkóp és a Keck-távcsövek segítségével a galaxisban található vörös óriáscsillagok jellemzőit vizsgálták. A megfigyelések során a galaxis centrumától 500 ezer fényévre is találtak még égitesteket - pedig ezzel ilyen nagy távolságban nem számoltak a szakemberek. A korábbi megfigyelések alapján ugyanis a galaxis korongjának sugarát kb. 120 ezer fényévre becsülték.
Ha elfogadjuk, hogy ezek a csillagok is az Androméda-galaxishoz tartoznak, akkor az egész csillagváros mérete közel ötszöröse lehet a korábban feltételezettnek. Amennyiben a most talált, távoli csillagok sokkal fényesebbek és így könnyen megfigyelhetők volnának, az egyébként közel telehold méretű galaxis sötét egű, vidéki helyekről majdnem akkorának mutatkozna, mint a Göncölszekér.
A most azonosított távoli égitesteket a Keck II. teleszkópon elhelyezett DEIMOS spektrográffal részletesen is tanulmányozták. Ennek keretében több olyan, a környezeténél sűrűbb csillagcsoportot avagy "csillagáramlást" találtak, amelyeket egymáshoz hasonló mozgású és viszonylag alacsony fémtartalmú, azaz héliumnál nehezebb elemekben szegény csillagok alkothatnak.
Karoline Gilbert (University of California, Santa Cruz), Mark Fardal (University of Massachusetts, Amherst) és kollégái szerint az objektumok egy korábban szétszakított kisebb galaxis maradványa lehetnek. Az ősi ütközésről készített modellek alapján az eseményre kb. 700 millió évvel ezelőtt került sor. Ennek keretében egy kb. 2 milliárd naptömegű csillagváros (feltehetőleg egy korábbi kísérőgalaxis) bomlott fel fokozatosan az Andromeda perifériáján. Az egykori kölcsönhatásból visszamaradt galaktikus "töredékek" mozgása a számítógépes modellekkel összekapcsolva az Andromeda teljes tömegének becslésében is segíthet.
![]()
Az Androméda-galaxis peremvidékén lévő csillagáramlások, melyek egy széttépett galaxis maradványai lehetnek (Alan McConnachie)
A mellékelt ábrán a fémekben szegényebb csillagokat kékeszöld, a fémekben gazdagabbakat sárga, illetve vörös szín jelzi. A feldarabolódott ősi csillagváros maradványaiból legfeltűnőbb a jobbra lefelé haladó, 300 ezer fényévnél is hosszabb délkeleti nyúlvány. Az itt található csillagok jellemzői az északkeleti és nyugati buroknak nevezett csoportéra emlékeztetnek - azaz mindhárom képződmény az ősi szétdarabolt galaxis maradványa lehet.
Az új megfigyelések egy korábbi félreértést is tisztáztak. Néhány régebbi megfigyelés alapján ugyanis az Androméda-galaxis peremterületén lévő csillagok fémtartalma szokatlanul magasnak mutatkozott, ami nehezen egyeztethető össze a csillagváros fejlődési modelljével. Azonban amikor a felmérést a korábban vizsgált vörös óriások mellett több égitestre terjesztették ki, a várakozásoknak megfelelő eloszlás mutatkozott: a fémtartalom fokozatosan csökken a centrumtól a peremvidékek felé haladva.
Emellett sikerült egy, a közeli NGC 205 jelű kísérőgalaxisból kiinduló nyúlványt azonosítani, amely egy jelenleg is zajló kölcsönhatás eredménye. 14 új gömbhalmazt is találtak, amelyek egyike minden korábban ismertnél távolabb, 260 ezer fényévre van az Androméda centrumától. A gömbhalmazok közül három a társainál lényegesen lazábbnak, gyengébben koncentráltnak mutatkozott - ezek pontos eredete nem ismert.
Ütközés a Tejútrendszerrel
Fenyeget-e bennünket is az Andromédával való összeütközés veszélye? Régóta ismert, hogy az Androméda az egyike azon kevés galaxisnak, amely nem távolodik a Tejútrendszertől, hanem másodpercenként 140 kilométeres sebességgel közeledik felénk. A modellek alapján elkerülhetetlennek látszik az összeütközés. A két galaxis mintegy 100-100 milliárd csillaga és sötét anyaga a becslések szerint 3 milliárd év múlva kerül egymás közvetlen közelébe.
A félelmetesnek hangzó galaxiskarambolt azonban utódaink - amennyiben léteznek még -megúszhatják. A galaxisok ugyanis szinte "üresek": csillagaik között azok méretéhez képest rengeteg üres tér van. Emiatt nem pillanatszerűen, hanem szinte észrevétlenül, nem kevesebb mint egymilliárd év leforgása alatt következik be az ütközés.
A közeledő Androméda-köd egyre nagyobbnak fog látszani az égbolton, egyre pompásabb látványt nyújtva. Valószínűleg a folyamatból mást nem is vesznek észre hárommilliárd év múlva a Földet esetleg még benépesítő utódaink. Az ütközés során a két galaxis fokozatosan egybeolvad, egyetlen, hatalmas objektummá egyesül. Mindkét galaxis csillagainak egy része - köztük a számítások szerint valószínűleg a Nap is - az óriásgalaxis középpontja felé sodródik, míg más csillagok a gravitáció lendítő hatására kirepülnek az intergalaktikus térbe.
Ha a Nap valóban az új, óriásgalaxis közepe felé veszi útját, akkor a majdani földlakóknak páratlan látványban lesz részük. A galaxisok egyesülése ugyanis a csillagközi gázfelhőkben erőteljes csillagkeletkezési hullámot indukál, aminek nyomán hamarosan a szupernóvák égi tűzijátékának lehetnek szemtanúi kései utódaink.
Kereszturi Ákos
-
#1959
Mekkora egy exobolygó?
2007. február 11., vasárnap
Optikai interferometriával megmérték egy fedési exobolygó csillagának átmérőjét, amiből kiszámolták a jelenleg legpontosabb exobolygóméretet.
A Georgia State University és a Michelson Science Center munkatársainak először sikerült geometriai módszerrel megmérnie egy Naprendszeren kívüli bolygó méretét. A vizsgált égitestet még 2005-ben fedezték fel a HD 189733 jelű kettőscsillag körül. Pályáját szinte pontosan éléről látjuk, aminek következménye, hogy a bolygó a mindössze 2,2 napig tartó keringései során rendszeresen átvonul központi csillag előtt. Ennek fénye a fedések során mintegy 3%-kal lecsökken. A fényváltozás modellje alapján az exobolygó átmérője a csillag átmérőjének mintegy 17%-a lehet, de utóbbi pontos ismeretének hiányában ettől többet eddig nem tudtunk az exobolygó abszolút átmérőjéről.
![]()
A HD 189733b pályája a Merkúr és a Vénusz naprendszeri útvonalához viszonyítva (chara.gsu.edu)
A CHARA Array a kaliforniai Wilson-hegyen található hat távcsőből álló optikai interferométer, amellyel a HD 189733-nak a látszó átmérőjét mérték meg. A távcsőegyüttes maximális felbontóképessége egy 400 m-es távcsőével egyezik meg, így a CHARA az északi félteke legnagyobb szögfelbontású csillagászati műszere. Az Y-alakban elhelyezett távcsövek képek rekonstruálását is lehetővé teszik, amivel a rendszer az összes többi optikai interferométert messze megelőzi.
A HD 189733 látszó méretét az infravörös tartomány H-sávjában, azaz 1,65 mikronos hullámhosszon vizsgálták. A mérés eredménye 0,38 ezredívmásodperc (mas), ami a Hipparcos asztrometriai műhold 62,8 fényéves távolságmérésével összevetve 1,1 millió km-es valódi csillagátmérőnek felel meg (a Nap átmérőjének kb. 78%-a). Az exobolygó 185 ezer km-es átmérőjűnek adódott, ami jelenleg a legpontosabban ismert exobolygóméret abszolút mértékegységekben.
![]()
A HD 189733 és bolygójának méretei a Nappal és a Jupiterrel összevetve (chara.gsu.edu)
Az új eredmények alapján a kísérő valamivel nagyobb, mint ahogy azt a korábbi mérésekből sejteni lehetett. Eddig ugyanis a csillag méretét csak közvetett, a mostani mérésnél kisebb értékeket adó módszerekkel tudták megbecsülni. A CHARA rendszerével elvégzett mérések azonban már közvetlenül a csillag méretét adták meg, melynek eredményeként a rendszer komponenseinek átmérőjét mintegy 10%-os bizonytalansággal sikerült meghatározni. Ezek az adatok a bolygó kialakulására és fejlődésére vonatkozó elméletek számára jelentenek fontos megkötéseket.
Forrás: CHARA News
-
#1958
"Közepsúlyú" fekete lyukak
2007. február 10., szombat
Friss űrbéli megfigyelések alátámasztják az elméletileg megjósolt közepes méretű fekete lyukak létezését sűrű csillaghalmazokban.
Mai ismereteink szerint a Világegyetemben alapvetően kétféle fekete lyuk fordul elő. A nagyságrendileg 10 naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyukak igen nagy tömegű csillagok élete végén bekövetkező gravitációs összeomlás során születnek. A számítások szerint saját Galaxisunkban is több millió ilyen égitest létezik. Az ezeket nagyságrendekkel meghaladó, akár több milliárd naptömegnyi óriási fekete lyukak a galaxisok központjában találhatók, és pl. a kvazárok hatalmas energiatermelését is szupermasszív fekete lyukaik anyagbefogásával magyarázhatjuk. A két véglet között már régebben felvetődött az ún. középnehéz fekete lyukak létezése is, de ilyeneket mindeddig nem sikerült megfigyelni.
Immáron évtizedekre visszanyúl az a szakmai vita, hogy fekete lyukak előfordulhatnak-e gömbhalmazokban. Ezek az idős csillaghalmazok az Univerzum legősibb objektumai közé tartoznak, hiszen mindössze 1-2 milliárd évvel az Ősrobbanás után keletkeztek. Csillagaik jelentős részének már volt ideje leélni teljes életét, akár kis tömegű fekete lyukként befejezve a fejlődést. A számítógépes szimulációk szerint egy frissen kialakult fekete lyuk először ugyan a halmaz belseje felé süllyed, de a sűrű csillagmezőben lejátszódó gravitációs kölcsönhatások már legtöbb fekete lyukat kirepítették a halmazokból – legalább is ha helyesek a modellszámítások.
![]()
Fantáziarajz egy csillagtömegű fekete lyukról. A kép jobb alsó széle felől áramló anyag a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongban gyűlik össze (Forrás: ESA, NASA, Felix Mirabel)
Tom Maccarone (University of Southampton, Anglia) és munkatársai a Nature folyóiratban számoltak be a gömbhalmazokban létező fekete lyukakkal kapcsolatos kutatásaikról, melyeket elsődlegesen az Európai Űrügynökség XMM-Newton űrteleszkópjával végeztek. Emellett a Chandra röntgentávcsövet is felhasználták nagyon pontos pozíciók mérésére. Vizsgálatuk során a környezetükből anyagfelhőket elnyelő, így a röntgentartományban fényes kompakt égitesteket kerestek extragalaktikus gömbhalmazokban. A tudósok hosszú megfigyelés-sorozatra, akár több ezer gömbhalmaz szisztematikus átvizsgálására készültek, azonban már a második objektum, a Virgo csillagkép NGC 4472 jelzésű galaxisa, meglepő eredményekkel szolgált.
Ebben a mintegy 50 millió fényévre található elliptikus galaxisban találtak egy pontszerű röntgenforrást, amit a Chandra nagyfelbontású röntgentávcsöve egy ismert gömbhalmazzal azonosított a távoli csillagváros külső régióiban. Az égitest a detektált röntgensugárzás intenzitása alapján az ultrafényes röntgenforrások közé tartozik, melyekre az jellemző, hogy sugárzásuk sokkal erősebb, mint amit egy csillagtömegű fekete lyuk képes lenne kibocsátani. A most felfedezett objektum esetében mintegy száz naptömegnyi lehet a kompakt égitest tömege, amit vagy több, kisebb méretű fekete lyuk összeolvadása, vagy nagy mennyiségű külső anyag elnyelése magyarázhat.
![]()
Az NGC 4472 (M49) jelű elliptikus galaxis, amelynek egyik gömbhalmazában elsőként észleltek a kutatók a középnehéz fekete lyukat (Forrás: NOAO/AURA/NSF)
Nem szabad azonban arról sem megfeledkezni, hogy az ultrafényes röntgenforrások nem csak "középsúlyú" fekete lyukakkal modellezhetők. Másik lehetőség például egy szűk nyalábba lefókuszált sugárzás, ami nagy sebességű gázkilövelléseknél, azaz jeteknél felléphet, eredményeként pedig a távoli égitestet fényesebbnek látjuk, mintha gömbszimmetrikus lenne a kisugárzás.
Forrás: ESA News, 2007. január 3.
-
#1957
Hát igen, tényleg elég ritka, írták is, hogy eddig csak 20 ilyen kettősről tudnka. Ma mindegy, várunk hátha lesz ilyen esemény, aztán majd olvassul mit írnak róla. Mást úgyse nagyon tehetünk. :) -
#1956
Nem tudom hogy ilyet megfigyeltek e, de a fizika törvényeinek valószínűleg nem mond ellent, szal egy gázfelhőben haladva egy neuroncsillag is lassul. Bár a nagy tömeg miatti nagy gravitáció miatt valószínűleg nagyon gyorsan kering egy neutroncsillag egy másik csillag körül, és a nagy tömeg miatt lassulni is kevéssé lassul, de szép lassan egy ilyennek meg kell történnie, hacsak előtte nem hal meg a központi csillag is. Mivel valószínűleg egy másik csillag légkörében keringő neutron csillag is ritka, ilyen esemény is nagyon ritka lehet, szóval nagy szerencse lehet ha meg tudják figyelni. -
#1955
Értem amit írsz, csak én még nem hallottam róla, természetesen azért még lehet, mert én tudatlan vagyok.:) Ezt Te most konkrétan tudod, vagy /csak/ feltételezed?
Én két verziót tudok: az egyik mikor a nagytömegű csillag felrobban szupernóvaként (ha az akkréció során nem vesztett el túl sok anyagot) és létrejöhet egy kettőspulzár. A másik meg mikor kistömegű (mondjuk néhány naptömeg) a csillag, ilyenkor pár milliárd évvel tovább tart míg röntgen-kettőssé alakul, csak itt már a neutroncsillag mágneses tere gyengül addigra, a forgása is lassul, így kistömegű röntgen-kettős lesz.
Mondjuk azt nem tudom, mi van akkor, ha az akkréció sórán tól sok anyagot veszít a szuperóriás.
A kettős csillagoknál történő szupernovarobbanás után nem mindig marad együtt a kettős, tehát van ott elég energia az eltérítéshez. Lehet itt is közrejátszik az ár/apály jelenség.
Én így tudom, de lehet van még több alternatíva is.
A neutroncsillag leírása, ha esetleg valakit érdekel.
