Fekete lyukak
Oldal 1 / 2Következő →
Jelentkezz be a hozzászóláshoz.
#55
miniatûr fekete lyuk, szerintem planck-hossz méretekben..
még egy atommag se férne bele...valahogy így képzelem el.
még egy atommag se férne bele...valahogy így képzelem el.
#53
ez nem világos hogy mitõl szünik meg, ha van amit szippanthat akkor fal is
vagy létezik ennél is "kritikus tömeg", ami alatt nem mûködik? de akkor nem fekete lyuk
vagy létezik ennél is "kritikus tömeg", ami alatt nem mûködik? de akkor nem fekete lyuk
#52
1. nem hoz létre
2. ha esetleg mégis, (nagyon esetleg, ennyi erõvel spontán eléghetsz pl.)
az egybõl elpárolog, elpukkan.
2. ha esetleg mégis, (nagyon esetleg, ennyi erõvel spontán eléghetsz pl.)
az egybõl elpárolog, elpukkan.
#51
ha az új részecskegyorsító létrehoz egy mini fekete lyukat, akkor az nem szippantja be a körülötte lévõ anyagot és válik valódi fekete lyukká?
a minap ezen gondolkodtam <#kuss>
a minap ezen gondolkodtam <#kuss>
#50
Dehogy képes. Ilyet én is írtam úgy tizenöt éve, kb 20 sor... :P
Steam: Zero_hu Live!: Zero HUN
#48
Két szupernehéz fekete lyuk egy fényéven belül
és amikor ezek találkoznak akkor mi fog történni? összeolvadnak és annyi?
és amikor ezek találkoznak akkor mi fog történni? összeolvadnak és annyi?
#46
Szerintem amire gondolsz az a röntgen sug ami a fekete lyukak felõl jön! Egyszerû a magyarázat. Amikor az akkréciós korongon beesõ anyag már majdnem elérte a Schwarzschild sugarat (eseményhorizont) akkor már ugye rohatt sok energiája van, és nagyon meleg. Hogyan távozik ez az energia? Sugárzá formályában! Ekkor még nem érte el az eseményhorizontot (bár a specrel szerint ha már ott vagy akkor a végtelenségig esel felé, vagyis te úgy látod ott).
A Hawking sug meg úgy nagyjából annyi, hogy a kvantum elmélete szerint az anyag mc^2 energiát vehet kölcsön a vákumtól és a delta t * delta E = h/2 egyenlet szerint, ahol nekünk az E=mc^2 érthetõ, hogy minnél nagyobb ez a kölcsön annál rövidebb ideig tarhthat. Namost ha egy foton mondjuk fluktuál egy ilyet, és szétbomlik egy rész.-antirész. párra amibõl a részcske beleesik a lyukba, az antirész. meg megszökik, akkor ugye úgy látjuk, hogy sugároz a feketyluk. Persze ez nem a Hawking sugárzás, de a mechanizmusa hasonló!
A Hawking sug meg úgy nagyjából annyi, hogy a kvantum elmélete szerint az anyag mc^2 energiát vehet kölcsön a vákumtól és a delta t * delta E = h/2 egyenlet szerint, ahol nekünk az E=mc^2 érthetõ, hogy minnél nagyobb ez a kölcsön annál rövidebb ideig tarhthat. Namost ha egy foton mondjuk fluktuál egy ilyet, és szétbomlik egy rész.-antirész. párra amibõl a részcske beleesik a lyukba, az antirész. meg megszökik, akkor ugye úgy látjuk, hogy sugároz a feketyluk. Persze ez nem a Hawking sugárzás, de a mechanizmusa hasonló!
#45
Nem 'tom, hogy melyik könyvet olvassátok a fekete lyukakról Hawkingtól, ha régebbit, akkor ezt vegyétek figyelembe.
---GO New England Patriots!--- ...és Pittsburgh Steelers!
#44
ezt én is olvastam, asszem ez azért van mert így billen vissza az egyensúly, met ugye egy atom megsemmisül, de elõtte létrehoz egy antirészecskét!
\':..:\'
#43
Épp most kezdtem el egy másik Hawking könyvet, A világegyetem dióhéjban, elég húzos számomra, de ott boncolgatva van a téma rendesen! ajánlom mindenkinek (vannak benne sok szép kép is:D)
\':..:\'
#42
Hawking napjaink legokosabb embere. :))
Itthagytam a forumot! Ne irj privatot!
#40
Nincs fénysebesség feletti sebesség egyenlõre. Nem mértek még olyat. Vannak superfénysebességû objektumok a csillagászatban, de több lehetséges magyarázat is van ezekre.
Egyszerûen ha valami az eseményhorizonton kívûl van, az el tud szökni, ha fénysebesség közelében halad.
Egyszerûen ha valami az eseményhorizonton kívûl van, az el tud szökni, ha fénysebesség közelében halad.
#39
és ha a sebesség a fény sebességénél nagyobb akkor a gravitációnak nincs ideje kifejteni a hatását?ez a helyzet?
dixitque deus fiat lux
#38
Ha ez a részecskepár az eseményhorizonton esik szét, és a sebességük fénysebesség feletti, akkor a kivül levõ el tud a fekete-lyuktól szakadni. A szökési sebesség az eseményhorizonton a fény sebessége, a felett meg kevesebb.
#36
De szerintem ha belülrõl jön, ha nem, vagy ha csak 1 mikrométerrõl vagy 1,000 km-rõl akkor is hat rá a feketelyuk gravitációlya, nem?
dixitque deus fiat lux
#35
Én nemtom hogy mûxik, csak annyi rémlik, hogy a Hawking-sugárzás a virtuális részecskepár egyik tagjának a fekete-lyukba esése miatt keletkezik. Szal nem belülrõl jön.
#32
háát..öhömm, mesélj a fekete lyukak felépítésérõl, úgy hátha világosabb lesz; mármint ha van idõd mesélni:)
dixitque deus fiat lux
#30
:)),pff ezt jól megaszondták...;reméljük mára az orvosok már nem ilyen bénák...
de mibe is kezdtél bele (#25)...
de mibe is kezdtél bele (#25)...
dixitque deus fiat lux
#27
persze, ismerem, könyvébe is belekeztem:"Az idõ rövid története", de közbe elkezdtem a "az isteni a-tom"-ot, szal abba maradt; a tolószékes professzor, aki folyamatosan elméleteket gyárt a feketelyukakról..edig világos...
dixitque deus fiat lux
#24
Vagy a keletkezésükkor sugásoznak, vagy Hawking-sugárzást adnak le, az meg nem belülrõl jön.
#23
Vegignézve a #2-es tõl egészen a #7-es hozzászólásig...nem egészen ez kellett volna legyen a topix neve...
dixitque deus fiat lux
#22
Ha a fekete lyuknak olyan nagy a gravitációja, hogy "sem anyag, sem energia nem távozhat el"(#1 by asd2100), akkor miért vélik azt, hogy gamma sugárzás formályában távozik az anyag a fekete lyukból? A gamma sugárzás is EM sugárzás!...akkor az hogy távozhat?
hm..?
hm..?
dixitque deus fiat lux
#21
leleplezés elmélet<#hehe><#hehe><#hehe><#hehe><#hehe>
éld úgy minden napod, mintha az lenne az utolsó! Azt egyszer úgyis bejön. HyperActive
#20
#19
jaja a másik topicba is bemásolta!!!! ami nem szép dolgog az eredeti szerzõ megnevezése nélkül<#ejnye1><#ejnye1><#ejnye1><#ejnye1><#ejnye1>
asd2100: tese örülnél ha irnál valamit az máshol meg ott díszelegne és nem lenne ott a neved
asd2100: tese örülnél ha irnál valamit az máshol meg ott díszelegne és nem lenne ott a neved
éld úgy minden napod, mintha az lenne az utolsó! Azt egyszer úgyis bejön. HyperActive
#15
szeretném megtudni hogy néz ki egy IGAZi Fekete Lyuk!
̊ ̊̊ ̊̊̊ ̊̊̊̊ ̊̊̊̊̊ ̊̊̊̊̊̊ ̊̊
#14
Miért pont szerdán ?!! Addig gyorsan ledoktorálsz, vagy miaszösz ?!! :DDD
I7-4790K, ASUS SABERTOOTH Z97 MARK2, 16GB DDR3, ASUS STRIX GTX970 4GB 2xSLI, Samsung 256GB SSD 840 Pro MLC, 10.5TB HDD, Dell U2711H (2560x1440), CM Stryker, Scythe Mugen 3
#12
En varom, szeretek fekete lyukakrol olvasni. :)
Itthagytam a forumot! Ne irj privatot!
#11
Ha ugy gondoljátok, hogy CSAK másolom, akkor tegyetek fel néhány kérdést és szerdán tartok nektek egy kis oktatást...
#10
ezeket csak másolja
#8
Ezt látva kétlem, hogy rászolgáltál volna arra a büntipontra :D
http://www.mobilize.hu - miért is állnál meg?
#7
Neutroncsillagok
A neutroncsillagok kisméretû, nagytömegû égitestek, anyaguk nagyrészét neutronok alkotják. Szupernóvarobbanások során keletkeznek a csillagok magjából. Átmérõjük 10 km körüli, sûrûségük az atommag sûrûségéhez áll közel: 1017-1019 g/cm3. A nagytömegû csillag összeroskadása során a hatalmas nyomás hatására az anyag nagyrésze neutronokká alakul. Ezek után az objektum már nem termel energiát, a további összehúzódást az egymásnak préselõdõ neutronok állítják meg.
(A szabad neutronok egyébként nem stabil képzõdmények, laboratóriumi körülmények között gyorsan elbomlanak. Itt azonban erre képtelenek, a hatalmas sûrûség miatt ugyanis az összes energiaszint telítve van.) A neutroncsillagok tömege 0,5 és 3-4 naptömeg közötti lehet, általában 5-30 naptömegû csillagok élete végén alakulnak ki. Az 1,4 naptömegnél kisebb tömegû mag elméletileg fehér törpe formájában is stabil állapotba juthat. Erre azonban ez esetben nincs lehetõség, mivel a szupernóvarobbanáskor bezuhanó külsõ rétegek akkora nyomást fejtenek ki a magra, hogy annak az elfajult elektrongáz nem tud ellenállni. (A tömeg felsõ határa elég bizonytalan, ezt ugyanis erõsen befolyásolja a csillag mágneses tere és az összehúzódás során felgyorsuló pörgés.)
Persze a neutroncsillagok sem csak neutronok homogén keverékébõl állnak, hanem más részecskéket is tartalmaznak. Belsõ szerkezetükrõl csak közelítõleges modelljeink vannak. Felszínükön valószínûleg néhány méter vastag "gázréteg" található, itt az atommagok még megtartják elektronjaikat, az elektronhéjak azonban az erõs mágneses tér következtében eltorzulnak, összenyomódnak. (A csillag összehúzódása során kis térfogatba préselve felerõsödik az eredeti mágneses tér.) A felszíni kb. 1 km vastag rétegben nehéz, fõleg vas atommagokat találunk kristályrácsba rendezõdve, melyeket elektronok "tengere" jár át. A külsõ kéreg után mintegy 2 km vastag réteg következik, itt a kristályos szerkezetbe kapcsolódó atommagok között az elektronok mellett már szabad neutronok is megjelennek. Ez alatt következik a neutroncsillag legnagyobb kb. 10 km-es övezete, amelyet fõleg neutronok alkotnak, kevés proton és elektron "szennyezéssel". Itt a neutronok bizonyos szempontból folyadékként viselkednek: az anyag szupravezetõ, azaz ellenállás nélkül vezeti az elektromos áramot, és szuperfolyékony, nincs viszkozitása. A centrumban feltehetõleg a neutronoknál még nehezebb magok találhatók, melyek hétköznapi körülmények között rendkívül gyorsan elbomlanak.
A neutroncsillagok gyorsan hûlnek, kialakulásuk után néhány hónappal felszíni hõmérsékletük tízmillió K alá, majd néhány ezer, tízezer év alatt egymillió K alá süllyed. Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében az összeroskadó csillag forgási sebessége hatalmas lesz, másodpercenként többször is megfordul tengelye körül. (Ha Napunkat hirtelen neutroncsillaggá nyomnánk össze, tengelyforgási ideje 0,0001 másodperc lenne.) A neutroncsillagok kiterjedt és rendkívül nagy energiatartalmú magnetoszférával rendelkeznek, ennek belsõ tartományai együtt forognak az égitesttel, a külsõ részek pedig spirálisan feltekerednek.
A periodikus rádiósugárzást kibocsátó pulzárok neutroncsillagok. Itt valószínûleg az égitest felszínének egy, illetve több pontjáról vagy a neutroncsillagot környezõ magnetoszférából nagyenergiájú rádiósugárzás relatíve keskeny nyílásszög alatt távozik el (akárcsak egy jó fényszórónál). Ennek észlelésére pedig csak akkor van lehetõség, ha a kérdéses sugárzási "kúp" éppen ránk mutat. A gyors tengelyforgás következtében erre rendkívül gyakran kerülhet sor, ezért látjuk pulzálni az égitestet. (A pulzárok periódusának segítségével lehet a neutroncsillagok tengelyforgási idõtartamát meghatározni.) A neutroncsillagok kismértékben folyamatosan lassulnak, mivel pörgésük kinetikus energiája elektromágneses energiává alakul és eltávozik. A forgás lassú, folyamatos csökkenésén kívül szabálytalan, ugrásszerû változások is elõfordulnak. Ezeket olyan "csillagrengések" (glitch-ek) válthatják ki, melyek során átrendezõdés történik a csillag belsõ szerkezetében. A rendkívül gyors pörgés következtében a neutroncsillag alakja ugyanis enyhén lapult, ez a lapultság pedig a pörgés lassulásával csökkenni fog, aminek a szilárd kéreg ellenáll. Törések, hasadások keletkeznek benne, tömegátrendezõdések történnek, ezek válthatják ki a csillagrengéseket.
A neutroncsillagok kisméretû, nagytömegû égitestek, anyaguk nagyrészét neutronok alkotják. Szupernóvarobbanások során keletkeznek a csillagok magjából. Átmérõjük 10 km körüli, sûrûségük az atommag sûrûségéhez áll közel: 1017-1019 g/cm3. A nagytömegû csillag összeroskadása során a hatalmas nyomás hatására az anyag nagyrésze neutronokká alakul. Ezek után az objektum már nem termel energiát, a további összehúzódást az egymásnak préselõdõ neutronok állítják meg.
(A szabad neutronok egyébként nem stabil képzõdmények, laboratóriumi körülmények között gyorsan elbomlanak. Itt azonban erre képtelenek, a hatalmas sûrûség miatt ugyanis az összes energiaszint telítve van.) A neutroncsillagok tömege 0,5 és 3-4 naptömeg közötti lehet, általában 5-30 naptömegû csillagok élete végén alakulnak ki. Az 1,4 naptömegnél kisebb tömegû mag elméletileg fehér törpe formájában is stabil állapotba juthat. Erre azonban ez esetben nincs lehetõség, mivel a szupernóvarobbanáskor bezuhanó külsõ rétegek akkora nyomást fejtenek ki a magra, hogy annak az elfajult elektrongáz nem tud ellenállni. (A tömeg felsõ határa elég bizonytalan, ezt ugyanis erõsen befolyásolja a csillag mágneses tere és az összehúzódás során felgyorsuló pörgés.)
Persze a neutroncsillagok sem csak neutronok homogén keverékébõl állnak, hanem más részecskéket is tartalmaznak. Belsõ szerkezetükrõl csak közelítõleges modelljeink vannak. Felszínükön valószínûleg néhány méter vastag "gázréteg" található, itt az atommagok még megtartják elektronjaikat, az elektronhéjak azonban az erõs mágneses tér következtében eltorzulnak, összenyomódnak. (A csillag összehúzódása során kis térfogatba préselve felerõsödik az eredeti mágneses tér.) A felszíni kb. 1 km vastag rétegben nehéz, fõleg vas atommagokat találunk kristályrácsba rendezõdve, melyeket elektronok "tengere" jár át. A külsõ kéreg után mintegy 2 km vastag réteg következik, itt a kristályos szerkezetbe kapcsolódó atommagok között az elektronok mellett már szabad neutronok is megjelennek. Ez alatt következik a neutroncsillag legnagyobb kb. 10 km-es övezete, amelyet fõleg neutronok alkotnak, kevés proton és elektron "szennyezéssel". Itt a neutronok bizonyos szempontból folyadékként viselkednek: az anyag szupravezetõ, azaz ellenállás nélkül vezeti az elektromos áramot, és szuperfolyékony, nincs viszkozitása. A centrumban feltehetõleg a neutronoknál még nehezebb magok találhatók, melyek hétköznapi körülmények között rendkívül gyorsan elbomlanak.
A neutroncsillagok gyorsan hûlnek, kialakulásuk után néhány hónappal felszíni hõmérsékletük tízmillió K alá, majd néhány ezer, tízezer év alatt egymillió K alá süllyed. Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében az összeroskadó csillag forgási sebessége hatalmas lesz, másodpercenként többször is megfordul tengelye körül. (Ha Napunkat hirtelen neutroncsillaggá nyomnánk össze, tengelyforgási ideje 0,0001 másodperc lenne.) A neutroncsillagok kiterjedt és rendkívül nagy energiatartalmú magnetoszférával rendelkeznek, ennek belsõ tartományai együtt forognak az égitesttel, a külsõ részek pedig spirálisan feltekerednek.
A periodikus rádiósugárzást kibocsátó pulzárok neutroncsillagok. Itt valószínûleg az égitest felszínének egy, illetve több pontjáról vagy a neutroncsillagot környezõ magnetoszférából nagyenergiájú rádiósugárzás relatíve keskeny nyílásszög alatt távozik el (akárcsak egy jó fényszórónál). Ennek észlelésére pedig csak akkor van lehetõség, ha a kérdéses sugárzási "kúp" éppen ránk mutat. A gyors tengelyforgás következtében erre rendkívül gyakran kerülhet sor, ezért látjuk pulzálni az égitestet. (A pulzárok periódusának segítségével lehet a neutroncsillagok tengelyforgási idõtartamát meghatározni.) A neutroncsillagok kismértékben folyamatosan lassulnak, mivel pörgésük kinetikus energiája elektromágneses energiává alakul és eltávozik. A forgás lassú, folyamatos csökkenésén kívül szabálytalan, ugrásszerû változások is elõfordulnak. Ezeket olyan "csillagrengések" (glitch-ek) válthatják ki, melyek során átrendezõdés történik a csillag belsõ szerkezetében. A rendkívül gyors pörgés következtében a neutroncsillag alakja ugyanis enyhén lapult, ez a lapultság pedig a pörgés lassulásával csökkenni fog, aminek a szilárd kéreg ellenáll. Törések, hasadások keletkeznek benne, tömegátrendezõdések történnek, ezek válthatják ki a csillagrengéseket.
#6
Ismét hipernóva: SN 2002ap
A robbanás sebességét tekintve a legnagyobb, egyben a hozzánk legközelebbi hipernóva 2002. január 29-i "eldurranása" (fölfedezése) azonnal jeletékeny tudományos visszhangot keltett. Az eddigi megfigyelések krónikája a következõ. Az elsõ spektrumok nagyon lapos, kiszélesedett abszorbciós "gödröket" mutattak, az 1997ef-nél kékebb hipernóvára utalva. A hipernóva az M74 peremén látszik, a spektrum alapján alig szenved galaktikus abszorbciót, intersztelláris anyaggal nem hat kölcsön. Jellemzõ, hogy saját galaxisunk ötször több fényt nyel el az M74 irányából, mint az M74 a hipernóva fényébõl. Megfigyelésekor a robbanás fényét gyakorlatilag "nyers valóságában" látjuk, s ez minden szempontból elõnyös. A spektrumban az M74 vöröseltolódásával eltolódott intersztelláris vonalakat lehet azonosítani (Na, Ca), tehát az objektum mindenképpen legalább az M74 távolságában van. Nagyobb vöröseltolódású vonal nem figyelhetõ meg, tehát bizonyosan nem az M74 hátteréhez tartozik, hanem az M74-ben levõ objektumnak kell tekintenünk. Február 3-án a CaII infravörös triplet alapján 45 ezer km/s leáramlási sebességet mértek, ami minden eddigi hipernóvát túlszárnyal. A robbanás rádiófluxusa (8.5 Ghz-en) 1 nagyságrenddel kisebb az 1998bw-nél, fényességi hõmérséklete 3x10^10 K (!) volt. A progenitort máig nem találták, az elsõ "azonosítások" (21.5 magnitúdós csillag) után a pontosabb asztrometriák kimutatták, hogy ezek az azonosítások tévesek voltak. Egyelõre úgy látszik, nem találtak a robbanás helyén 22.5 magnitúdónál fényesebb csillagot. Február 1-jén a rádiófluxus alapján relativisztikus effektusok és az inverz Compton-szórás miatt 0,2 mas méretû tartományból erõs röntgen-fluxust jósoltak. Február 6-án sikerült ezt a sugárzást azonostani, az XMM-Newton 3,5 szórással a háttér fölött röntgenfluxust detektált. Február 22-én, Motohara és mtsai spektrumán a HeI P Cyg profilja még mindig 16 ezer km/s-os leáramlásra utalt. Ugyanezen a napon Kawabata és mtsai a Subaru 8,3 méteres távcsövével végeztek spektrofotometriát, és bonyolult, aszimmetrikus szerkezetû robbanást találtak. Február 28-án továbbra is 16500-23000 km/s-os leáramlásokról tudósítanak (Danziger és mtsai.). Bár a jelenséget a legkülönbözõbb hullámhoszakon megfigyelték, máig nem sikerült GRB formájában azonosítani. Miután minden GRB-adatbázist már többször átvizsgáltak, nem valószínû, hogy a késõbbi azonosításban még reménykedni lehet. További megoldatlan kérdés a progenitor hiánya, mert ha szuperóriás robbanására vezetjük vissza e hipernóvát, úgy -21.5 magniúdós fényességû progenitort kellene találnunk. A robbanás legnagyobb fényessége is kb. egy magnitúdóval maradt el a legoptimistább várakozásoktól. Azonban a megfigyelt, hipernóvának is nagy nagy sebesség, s az, hogy legalább egy hónapon keresztül alig csillapodott a kiröpülés sebessége, az elõzõekkel egybevetve arra utal, hogy az SN 2002ap egyáltalán nem közönséges hipernóva. Könnyen úgy járhatunk vele, mint - más okokból - az SN 1987A-val: lehetséges, hogy a leglényegesebb asztrofizikai eredmények egy évtized elmúltával derülnek ki.
A robbanás sebességét tekintve a legnagyobb, egyben a hozzánk legközelebbi hipernóva 2002. január 29-i "eldurranása" (fölfedezése) azonnal jeletékeny tudományos visszhangot keltett. Az eddigi megfigyelések krónikája a következõ. Az elsõ spektrumok nagyon lapos, kiszélesedett abszorbciós "gödröket" mutattak, az 1997ef-nél kékebb hipernóvára utalva. A hipernóva az M74 peremén látszik, a spektrum alapján alig szenved galaktikus abszorbciót, intersztelláris anyaggal nem hat kölcsön. Jellemzõ, hogy saját galaxisunk ötször több fényt nyel el az M74 irányából, mint az M74 a hipernóva fényébõl. Megfigyelésekor a robbanás fényét gyakorlatilag "nyers valóságában" látjuk, s ez minden szempontból elõnyös. A spektrumban az M74 vöröseltolódásával eltolódott intersztelláris vonalakat lehet azonosítani (Na, Ca), tehát az objektum mindenképpen legalább az M74 távolságában van. Nagyobb vöröseltolódású vonal nem figyelhetõ meg, tehát bizonyosan nem az M74 hátteréhez tartozik, hanem az M74-ben levõ objektumnak kell tekintenünk. Február 3-án a CaII infravörös triplet alapján 45 ezer km/s leáramlási sebességet mértek, ami minden eddigi hipernóvát túlszárnyal. A robbanás rádiófluxusa (8.5 Ghz-en) 1 nagyságrenddel kisebb az 1998bw-nél, fényességi hõmérséklete 3x10^10 K (!) volt. A progenitort máig nem találták, az elsõ "azonosítások" (21.5 magnitúdós csillag) után a pontosabb asztrometriák kimutatták, hogy ezek az azonosítások tévesek voltak. Egyelõre úgy látszik, nem találtak a robbanás helyén 22.5 magnitúdónál fényesebb csillagot. Február 1-jén a rádiófluxus alapján relativisztikus effektusok és az inverz Compton-szórás miatt 0,2 mas méretû tartományból erõs röntgen-fluxust jósoltak. Február 6-án sikerült ezt a sugárzást azonostani, az XMM-Newton 3,5 szórással a háttér fölött röntgenfluxust detektált. Február 22-én, Motohara és mtsai spektrumán a HeI P Cyg profilja még mindig 16 ezer km/s-os leáramlásra utalt. Ugyanezen a napon Kawabata és mtsai a Subaru 8,3 méteres távcsövével végeztek spektrofotometriát, és bonyolult, aszimmetrikus szerkezetû robbanást találtak. Február 28-án továbbra is 16500-23000 km/s-os leáramlásokról tudósítanak (Danziger és mtsai.). Bár a jelenséget a legkülönbözõbb hullámhoszakon megfigyelték, máig nem sikerült GRB formájában azonosítani. Miután minden GRB-adatbázist már többször átvizsgáltak, nem valószínû, hogy a késõbbi azonosításban még reménykedni lehet. További megoldatlan kérdés a progenitor hiánya, mert ha szuperóriás robbanására vezetjük vissza e hipernóvát, úgy -21.5 magniúdós fényességû progenitort kellene találnunk. A robbanás legnagyobb fényessége is kb. egy magnitúdóval maradt el a legoptimistább várakozásoktól. Azonban a megfigyelt, hipernóvának is nagy nagy sebesség, s az, hogy legalább egy hónapon keresztül alig csillapodott a kiröpülés sebessége, az elõzõekkel egybevetve arra utal, hogy az SN 2002ap egyáltalán nem közönséges hipernóva. Könnyen úgy járhatunk vele, mint - más okokból - az SN 1987A-val: lehetséges, hogy a leglényegesebb asztrofizikai eredmények egy évtized elmúltával derülnek ki.
Oldal 1 / 2Következő →