KOZMOSZ

Ez meg csak mert szép...

NGC4438_NGC4435

A napokban volt:

Elõttem nem volt semmi - vendégünk volt a Nagy Bumm
2007. június 20., szerda, 21:05


"Ha már nem lesz mit megismerni, csak az összegyûjtött teljes ismeretanyagot lehet ragozni, permutálni, akkor az intellektuális izgalom elhal, a technika és valószínûleg a szellem fejlõdése véget ér. Kívánom, hogy ezt az állapotot sohase érjétek el, mindig maradjon a Világban izgalmas kihívás, kutatni- és felfedeznivaló." A Földön kívüli élet után a Nagy Bumm volt a vendégünk rendhagyó chat-sorozatunkban. Számtalan érdekes dolgot megtudhattunk a Világegyetem keletkezésekor jellemzõ állapotokról és az Univerzum jövõjérõl is.


Nagy Bumm: Üdvözlöm az olvasókat! Mindenekelõtt hadd kérjem, hogy az igazi nevemen szólítsatok. A nevem pedig nem Õsrobbanás, hanem Nagy Bumm, angolul Big Bang. Az Õsrobbanás szó teljesen félrevezetõ, ráadásul annak idején ostoba politikai kompromisszumként született. Az 1950-es években Magyarországon az egész téma burzsoá áltudománynak számított, amikor pedig végre lehetett róla beszélni, az volt a kifogás, hogy a Nagy Bumm túlságosan vicces kifejezés, a Tudomány pedig Igencsak Komoly Dolog. Így maradtak az Õsrobbanás elnevezésnél, ami azóta is sok embert félretájol. A "robbanás" szó ugyanis arra utal, hogy a hatalmas semmi közepén van egy kis anyagcsomó, ami hosszú nyugalom után egyszer csak gyors tágulásnak indul. Vannak gyorsabb és vannak lassúbb repeszdarabok - a leginkább sztahanovista, gyorsan repülõ részecskék belehasítanak az üres térbe, és igencsak anizotróp világot látnak maguk körül: elõttük a nagy semmi, mögöttük a többi, lassúbb részecske. Ez a hamis kép homlokegyenest ellenkezik azzal a képpel, amit a kozmológia tudománya rólam kialakított. Nevezzetek tehát egyszerûen Nagy Bummnak. Ez is leegyszerûsítés, de legalább nem félrevezetõ.

Mikor történtél meg? <<DJ FaTaL>>
Ezen sokat vitatkoztatok. Néhány évvel ezelõtt még azt mondtátok, hogy 10-20 milliárd évvel ezelõtt. Ez olyan, mintha egy hölgyet 30-60 évesnek saccolnátok. A 2002-2003 körül végzett nagy pontosságú csillagászati mérések alapján most már pontosan tudjátok, hogy 13, 7 milliárd évvel ezelõtt történtem.

Mi volt Ön elõtt?
Már Szent Ágoston is megmondta: "meg kell értenünk, hogy az idõ teremtése elõtt nem volt idõ". Én is ugyanezt mondom, teremtés helyett az idõ kezdetével, a Nagy Bummal. A kérdés hasonló a következõhöz: mi van az Északi-sarknál is északabbra? A Föld minden pontján feltehetõ ez a "mi van innen egy méterrel északabbra" kérdés, de épp az Északi-sarkon nincs értelme. Hasonlóképpen minden pillanatot megelõzött sok másik pillanat, kivéve a kezdet pillanatát. Ez elõtt nem volt semmi, mert magának az "elõtt" szónak sem volt értelme.

Tényleg egy robbanásként kell elképzelnünk?
Egyáltalán nem. Mint a bevezetõben leírtam, egy robbanásnál egy kis anyagdarab terjed szét a külsõ, üres térben. Az én esetemben nem volt külsõ tér, mert a tér is az anyaggal együtt keletkezett. Másrészt nem voltak leggyorsabban repülõ, szélsõ részecskék, amelyek legelöl hasítottak az üres térbe: az anyag mindig egyenletesen töltötte be az egész teret. Ezért célszerûbb azt mondani, hogy nem az anyag "robban", hanem a tér tágul.

Hogyan került a nagy semmi közepére az a kis anyaghalmaz?
Mint a bevezetésben leírtam, nem volt Nagy Semmi és nem volt kis anyagkupac. Elõttem egyszerûen nem volt semmi, sõt "elõttem" sem volt.

Természeti törvények hiányában mi indította el és mi irányította ezt a folyamatot?
A természeti törvényeket az anyag hordozza. Amint az anyag létrejött, máris voltak törvényei, és azok irányították a fejlõdést. Az elsõ pillanatnak viszont nem volt oka, mert az egyik elõzõ válaszban leírtak szerint nem volt "azelõtt". Ha viszont ez a válasz nem nyugtat meg benneteket, másként is gondolhattok e kérdésre: képzeljetek el egy félegyenest, amelynek kezdõpontját eltávolítjuk: legyen ez a számegyenes pozitív fele, a nulla pont nélkül. A félegyenes bármely pontjától balra végtelen sok pont található, de nincs legszélsõ, elsõ pont. Ilyen az idõtengely is: minden eseményhez pozitív idõadat tartozik, mindegyik esemény elõtt végtelen sok másik esemény történt, amelyek akár az adott esemény okául szolgálhatnak, de nem volt legelsõ esemény, amelynek nem lenne oka, hiszen a kezdõpont nem tartozik az idõegyeneshez. Ebben az értelemben én, a Nagy Bumm - nem is létezem.

De a semmibõl hogy lett anyag, ami tágult?
Úgy látszik, ez az a kérdés, ami mindenkit izgat. A "lett" szó használata már azt sugallja, hogy volt valami a kezdõ pillanat elõtt, és ebbõl "lett" az, ami késõbb létezik. De ha az idõ is a kezdõ pillanatban született, akkor a kérdésnek nincs értelme. Akit ez még mindig idegesít, annak javaslom az idõ korábban leírt félegyeneses modelljét: ebben nem merül fel az elsõ pillanat és az azt megelõzõ események kérdése.

Mennyire tudjuk az Ön kezdõ pillanatát idõben megközelíteni a mai modelljeinkkel?
A megközelítés fõ eszközei részben a részecskegyorsítók, részben a papír/ceruza/számítógép komplexum. Az Univerzum korai korszakaiban nagyon meleg volt, azaz a részecskék nagyon gyorsan mozogtak. Ezt nehéz földi kísérletben reprodukálni, lásd a magfúziós erõmûvekkel való próbálkozások technikai nehézségeit, pedig ott csak a Nap belsejének néhány millió fokos hõmérsékletét kellene utánozni. Egy zseniális ötlet segített: elég csak néhány részecskét felgyorsítani a megfelelõ sebességre, a többi, álló részecskével történõ ütközésük pont úgy zajlik le, mintha mindegyikük egyformán veszettül szaladgálna. Ezt pedig földi részecskegyorsítókkal is el lehet érni. A gyorsítós kísérletekkel így egyre többet tudtok meg a részecskék tulajdonságairól, kölcsönhatásairól, az elméleti fizikusok és kozmológusok pedig eme újonnan megismert tulajdonságokat azonnal felhasználják a Világegyetem ama korszaka rekonstrukciójára, amikor az adott energia- és hõmérsékletviszonyok uralkodtak. Persze minél korábbra akartok visszanézni, annál nagyobb hõmérsékletet, azaz energiát kell elérni, ehhez pedig nagyobb, és sajnos exponenciálisan drágább gyorsítók kellenek. A következõ gyorsítógeneráció már akkora lesz, hogy el sem fér a Földön, ki kell telepítenetek õket az ûrbe... Ily módon ma kb. a másodperc ezred-milliomod-milliomod részéig (körülbelül 10-15 s) tudjátok megközelíteni a Kezdet pillanatát. Az elméleti fizikusoknak szerencsére nem kell gyorsító, az õ gondolataik szabadabban szárnyalhatnak: viszonylag pontos leírással rendelkeztek a Nagy Bumm után 10-35 másodperccel történtekrõl. Az így kikövetkeztetett jelenségeket persze még sokáig (esetleg évszázadokig) nem lehet kísérletileg ellenõrizni. Az elméleti eredmények alapján azonban rekonstruálható az Univerzum késõbbi története, a kialakuló struktúrák tulajdonságai, ez pedig összevethetõ a mai csillagászati tapasztalattal. Sõt megfordítva: egyes kozmológiai, csillagászati megfigyelésekbõl következtetni lehet az elemi részecskék laboratóriumból nem ismert tulajdonságaira is - ezt az ötletet egy neves magyar tudós, Marx György alkalmazta elõször 1975-ben.

Hogy kell elképzelni az akkori állapotokat?
Ezek az állapotok nagyon gyorsan változtak. Ahogy a tér a nullából kiindulva tágult, az anyag hõmérséklete a végtelenbõl indulva folyamatosan csökkent. Adott hõmérsékleten adott anyagfajták létezhetnek: a hõmérséklet gyors változásával gyorsan változtak az anyagfajták is. Olyan ez, mint egy igen gyors és nagyon sok részes szappanopera, melynek felvonásai új meg új szereplõkkel villámgyorsan követik egymást. De minden felvonás ezerszer vagy milliószor hosszabb az elõzõnél (hiszen a hõmérséklet csökkenésével a szereplõk, azaz a részecskék egyre lassabban mozognak). Kezdetben a sûrû és forró anyag elemi részecskékbõl (és persze a megfelelõ antirészecskékbõl) állt, amelyek termodinamikai egyensúlyban voltak, és folyamatosan átalakultak egymásba, a fotonok új részecske-antirészecske párokat keltettek, azok szétsugároztak stb. A hõmérséklet csökkenésével a nehezebb részecskék és antirészecskéik kiszálltak a játékból (hiszen a hõsugárzás energiája már nem volt elég a párkeltéshez), végül csak a legkönnyebbek maradtak: az általatok jól ismert proton és elektron, ezek késõbb atomokat alkottak. Ezután az addig homogén (azaz mindenütt egyforma sûrû) anyag a gravitációs instabilitás miatt felhõkre szakadt, és elkezdõdött a kozmikus struktúrák, a galaxisok és csillagok kialakulása. Innen már el tudjátok képzelni a sztorit...

Ez a forró, átalakuló részecskeplazma már a nulla pillanattól kezdve jelen volt? Vagy a kezdet igazi kezdetén másfajta viszonyok uralkodtak?
Néhány évtizede még úgy gondoltátok, hogy a forró "plazmakorszak" egészen a kezdetektõl fennállt. Ma már tudjátok, hogy ezeket a "termodinamikai" jellegû, forró felvonásokat megelõzte az "inflációnak" nevezett, gyorsuló tágulással jellemezhetõ, igen rövid, de drasztikus változásokat hozó korszak, amelynek létezésére csak 1980-ban következtettetek, mégpedig részecskefizikai elméleteitek alapján, és amelynek létezését tudósaitok csak nemrég fogadták el általánosan. Ennek a korszaknak a végén, a vákuum "halmazállapot-változásával" jött létre a késõbbi korszakok fõszereplõje, a forró részecskeplazma. Még korábban pedig a kvantumgravitáció uralkodott, amelyrõl jelenleg nem tudtok semmit, és erre nagyon büszkék is vagytok, hiszen azt legalább értitek, hogy milyen matematikai nehézségek miatt nem lehet összebékíteni a két legáltalánosabb fizikai elméletet, a részecskéket leíró kvantumelméletet és a gravitációt magyarázó általános relativitáselméletet. E két elmélet összeegyeztetéséért, a majdani kvantumgravitációs elméletért kb. 2052-ben adják ki az elsõ Nobel-díjat. Fiatalok, lehet igyekezni! Ha ez meglesz, még mélyebbre pillanthattok a múlt mélységes kútjába, fizikai tudásotok még jobban meg fogja közelíteni a Nagy Bumm pillanatát.

Hogy lehet az, hogy senki sem volt ott "akkor", és mégis ennyire alá van támasztva, hogy mi is történt? És ha nem is így volt?
Természetesen egyetlen tudományos elmélet sem adja meg a Végsõ Választ, de egyre jobban megközelíti azt. A szokásos (természet-)tudományos módszer mûködik itt is: a tapasztalatok alapján elméleteket állítotok föl, ezek alapján számításokat végeztek és a világ új, még nem ismert tulajdonságait jósoljátok meg. Ezután ezeket összehasonlítjátok az új csillagászati tapasztalatokkal - és ha kell, korrigáljátok a modelleket. Ebben a folyamatban a 2000-es évek elején drámai elõrehaladás történt: az Univerzumot kitöltõ anyag számos új tulajdonságát sikerült pontosan megmérnetek, és ezzel a versengõ elméletek közül kiválasztani a legmegfelelõbbet. Ma már a kozmológiátok nem önkényes spekulációk és vad elképzelések halmaza, hanem a fizika más ágaihoz hasonlóan nagy pontossággal végzett méréseken és részletesen kidolgozott elméleteken alapuló természettudomány. Finomodhat, pontosabb lesz, de a lényeges tényekben és alapkérdésekben már nem fog durván változni.

Mikor születtek az elsõ galaxisok?
Az Univerzum tágulását leíró forgatókönyv korábbi verziói szerint egy-két milliárd évvel a Kezdet után. Újabban azonban a csillagászok olyan távoli galaxisokat is találtak, amelyek már pár százmillió évvel utánam is léteztek. Újra kell tehát gondolni és számolni a forgatókönyveket. Ami nem is baj, és amúgy is aktuális, hiszen az egész rekonstruált kozmológiai történet leginkább kérdéses, leggyengébb lábakon álló része a galaxisok képzõdése, ennek ideje, mechanizmusa, részletei. A következõ években ezen a téren sok új és érdekes eredmény, fejlemény várható, tessék szorgalmasan olvasni az tudományos rovatát, valamint a
http://hirek.csillagaszat.hu/
weblapot...




Az Univerzum jövõje: örökké tartó tágulás


Ha az Õsrobbanás óta tágul a Világegyetem, akkor mi van azon túl (ha tágul, akkor van hova alapon)?
Nincs hová. Az anyag minden teret betölt, és nincs tér a téren túl. Ez a tér viszont folyamatosan nõ, de nem egy környezõ nagyobb valamibe tágul. Kénytelen vagyok elmondani a sokszor idézett (és sokszor félreértett), bár kissé pontatlan hasonlatot: a világ olyan, mint egy gumilabda felszíne, ezen a pöttyök a galaxisok. A labda felfújásakor a galaxisok folyamatosan távolodnak egymástól, de nem azért, mert a felszín egyre nagyobb területet tölt be egy már korábban is létezõ síkon (mint például a padlón egy egyre terjedõ pocsolya). A gömb felszíne, azaz a tér, mégis folyamatosan nõ. A hasonlat egyrészt azért sántít, mert a gömb felszíne véges, az Univerzum pedig a legújabb méréseitek szerint végtelen, másrészt a hasonlatban mindenki úgy képzeli maga elé a gumilabdát, hogy a környezõ háromdimenziós térbe ágyazza. Próbáljátok elképzelni a labdát az õt körülvevõ és a labda belsejében lévõ tér nélkül (úgysem fog sikerülni), és akkor jó képet kaptok a Világegyetem tágulásáról. Az emberi fantázia és térszemlélet persze véges, nehezen tud ilyesmit elképzelni, ezért az emberiség egy kollektív érzékszervet fejlesztett ki az elképzelhetetlen elképzelésére és leírására. Úgy hívják: matematika.

Igaz-e az új hír, hogy a Világegyetem csak kezdetekben tágult egyre lassabban, jelenleg pedig gyorsuló ütemben tágul?
A legújabb, az 1990-es és 2000-es években végzett méréseitek szerint valóban ez a helyzet: a lassuló tágulás kb. 3 milliárd évvel ezelõtt gyorsulóba váltott. A méréseket egyes tudósok még vitatják, tehát nem kell rá letenni a nagyesküt. (Én persze tudom a választ, és érdeklõdve várom, hogy mikor jöttök rá.) Nagy kérdés, hogy mi a gyorsuló tágulás oka. Hasonló kérdés az is, hogy mi volt a korábbi tágulás lassulásának oka. Az utóbbi kérdésre a válasz természetesen a gravitáció: a galaxisok kölcsönös vonzása fékezte a tágulás ütemét. A gyorsuló tágulást tehát valamilyen antigravitációs tényezõ okozhatja. Nem kell persze rohannotok a paraemberekhez, vagy antigravitációs autórészvényeket venni: ennek az elméleti feltételezésnek az esetleges gyakorlati alkalmazása még igen messze van. Az antigravitáció oka lehet Einstein híres kozmológiai állandója, amelyet 1917-ben tételezett fel, majd a Világegyetem tágulásának felfedezésekor visszavont, és élete legnagyobb tudományos tévedésének nevezett - ezek szerint tévesen. (Nagy embereknek a tévedései is zseniálisak.) Egy másik lehetõség a tágulás okára egy speciális anyagfajta létezése lehet. Ennek a feltételezett anyagnak igen lírai neveket adtatok: sötét energia, inflaton, kvinteszencia... Hasonló anyagfajta egyszer már létezett az Univerzumban, a másodperc igen kis törtrészével a Nagy Bumm után, és akkor igen nagy mértékû, gyorsuló tágulást okozott: ez volt a nevezetes inflációs korszak. Lehet, hogy most egy újabb infláció kezdetén jártok.

Lesz-e a Világegyetem élete végén Nagy Reccs, az Ön ellentéte?
Pillanatnyi tudásotok szerint nem lesz. A korábbi tágulási modelleknek, melyeket 1921-ben Fridman dolgozott ki, három lehetséges kimenetele volt: a világ egyre lassulva tágul a végtelenségig, vagy a tágulás egyszer megáll és összehúzódásba csap át, amelyet a Nagy Reccs zár le ( a harmadik lehetõség a kettõ közti határeset volt). Sokáig nem tudtatok dönteni a lehetõségek között, mert nem voltak elég pontosak a tágulás mai ütemére és a Világegyetem mai anyagsûrûségére vonatkozó méréseitek. A kozmológia állandó rehabilitálása e három lehetõséget számos újabbal bõvítette. A kozmológia már említett forradalma, amely az ezredforduló körüli években zajlott le, és amely spekulációk gyûjteményébõl mérésekkel alátámasztott természettudománnyá tette az Univerzum fizikáját, választ adott erre a kérdésre is: méréseitek szerint a tágulás nem fordul összehúzódásba, hanem örökké tart, sõt - mint az elõzõ válaszban szó volt róla - egyre gyorsuló lesz. Nagy Reccs tehát nem lesz, helyette másfajta borzalmas vég vár a világra: a Nagy Brrr (Big Chill) vagy a Nagy Sutty (Big Rip). Ezeknek a részleteirõl esetleg egy késõbbi interjúban beszélgethetünk. A Világegyetem hosszútávú jövõjérõl és a végkifejlet lehetséges forgatókönyveirõl ajánlok egy remek könyvet: P. Davies: Az utolsó három perc (Kulturtrade, 1996). Persze a nemrég felbukkant Nagy Sutty ebben még nincs benne...




Nincs versenyképes elmélet


Azt olvastam, hogy sok õsrobbanás volt, és sok világegyetem van, párhuzamosan. Ez igaz?
Elképzelhetõ. Én is csak a ti tudósaitok cikkeibõl tudok róluk. Lehet, hogy vannak, de hozzám semmi közük. Párhuzamos létünknek épp az (lenne) az értelme, hogy - akárcsak a geometriai párhuzamosok - sohasem találkozunk. Mindenesetre ennek a sok Univerzumot tartalmazó hipotetikus komplexumnak nevet már adtatok: Multiverzum.

Lehetséges-e, hogy az Univerzum pulzál, azaz fõnixként újjászületik a Nagy Reccs után?
Mint már említettem, tudományotok mai állása szerint nem lesz Nagy Reccs - bár éppen lehetne, ez nem mondana ellent semmilyen tudományos alapelvnek. De a "feltámadó" Univerzum már igen! Korábban divatos volt a "pulzáló Világegyetem" gondolata. Eszerint a tágulást összehúzódás váltja fel, jön a Nagy Reccs, majd az Univerzum egy újabb Nagy Bummal mintegy újjászületik, jön a következõ ciklus, és így tovább a végtelenségig. Ez az ötlet nem tekinthetõ korrekt matematikai vagy fizikai modellnek. Az általános relativitáselméletbõl nem következtethetünk ilyen "reprocesszálásra", sõt matematikailag inkább az ellenkezõje igaz: az elméletben alkalmazott matematika kizárja a megoldások folytatását a végtelen sûrû és forró szinguláris ponton túlra. Az ötlet inkább filozófiai, esztétikai indíttatású: a mai ember egyszerûen nem tudja elképzelni, elhinni a térben vagy idõben véges Világegyetem gondolatát - mint azt több, e fórumon feltett kérdés is bizonyította. Annyira hozzászoktatok a térben és idõben végtelen világ képéhez, hogy az ellenkezõjét torznak, csonkának látjátok, és inkább megerõszakoljátok a matekot és a fizikát, csak hogy "ideológiailag" kielégítõ modellhez jussatok. (Egy hasonlat: aki nem akarja elfogadni, hogy az Északi-sarkon nem értelmes az "egy lépést északra" felszólítás, feltételezheti, hogy a Sarkon a földgömbhöz hozzá van ragasztva egy másik földgömb, és azon lehet tovább masírozni északra. Ebbõl persze végtelen sok további földgömb léte is következne... Ilyen abszurd képzetekhez vezethet az ideológiai alapú ragaszkodás egy korlátozottan alkalmazható gondolathoz. Matematikailag teljesen hasonló a pulzáló Világegyetem ötlete is.) Az egészben az a paradox, hogy 1600-ban Giordano Brunot éppen azért égették meg, mert a korábbi véges világ helyett bevezette a térben és idõben végtelen Világegyetemet - amit az akkori emberek egyszerûen nem bírtak elképzelni, és ezért elfogadni. Még mondja valaki, hogy nincs fejlõdés: ma a magyar könyvesboltok tele vannak az "Einstein hülye volt" vagy hasonló címû könyvekkel, de komolyan tudtommal senkinek sem jutott eszébe, hogy Einsteint meg kellett volna égetni a térben és idõben véges Világegyetem gondolatáért :)

Vajon ugyanolyan lenne a következõ nagy bumm is? Ugyanolyan világ keletkezne, mint amilyen most van?
Mit jelenthet a "következõ Nagy Bumm"? Válasszuk többfelé a kérdést. Az egyik lehetõség a korábban tárgyalt pulzáló Világegyetem lenne, a másik pedig a párhuzamosan létezõ Univerzumok sokasága. Mindkét esetben felmerül a kérdés: azonosak-e a fizikai törvények a különbözõ világokban. Errõl természetesen semmit sem tudhatunk (sem ti, sem én, hiszen csak egyetlen ilyen világon belül létezünk), de spekulálhatunk róla. A fizikai törvények különbözõségének számos fokozata van. A legenyhébb, ha arra gondolunk, hogy a törvényeket leíró képletek azonosak, de a bennük szereplõ fizikai állandók (pl. a fénysebesség, a Planck-állandó, a gravitációs állandó, az elektron töltése vagy tömege stb.) kissé különböznek a miénktõl. Fizikátok és kozmológiátok egyik legnagyobb horderejû huszadik századi felismerésének tartom, hogy rájöttetek: egy ilyen, csak néhány paraméter értékében kissé megváltoztatott világ gyökeresen másképp viselkedne, nagyon más tulajdonságokkal rendelkezne, mint a mi világunk. Például egyáltalán nem lennének benne atomok. Élet pedig semmiképpen. A mi világunk paraméterei éppen olyanok (véletlenül? szándékosan? törvényszerûen?), hogy lehet benne élet - és persze van is. E témára "antropikus elv" vagy "a lakható Világegyetem" címszó alatt szoktak hivatkozni. Mostanában sok könyv és cikk jelenik meg errõl a témáról, mutatóba kettõ: M. Rees: Csak hat szám (Vince kiadó, 2000) és Székely L.: Az emberarcú kozmosz (Áron kiadó, 1997). A multiverzum-modell, a párhuzamosan egymás mellett létezõ, de egymástól pont e paraméterek értékében különbözõ világok sokaságának feltételezése épp arra jó, hogy természetes magyarázatot szolgáltasson e furcsaságra: a sok közül épp abban a világban éltek, amelyben lehetséges az élet.

Tegyük fel az ellenkezõjét: sok világ létezne (egymás mellett vagy egymás után), hajszálra egyforma fizikai törvényekkel és állandókkal. Mégsem lennének egyformák! Az anyag konkrét története egyszeri. Véletlenszerû események, egyedi ütközések, katasztrófák, történelmi "szûkületek" szabják meg a folyamatok további irányát. Nagyon meglepõdnétek, ha egy szomszéd csillaghoz irányított ûrszonda saját Naprendszeretek pontos másáról hozna hírt: nyolc bolygó az ismert pályákon, adott méretekkel, a megfelelõ holdak és kisbolygók... Miért e meglepetés? Mert a Naprendszer kialakulása számos véletlenszerû, egyedi esemény következménye, ezek megismétlõdése egy másik helyen abszolút valószínûtlen. Hasonló a helyzet a földi biológiai evolúcióval is: ha azonos feltételek mellett újrakezdõdne, akkor most talán értelmes delfinekkel vagy denevérekkel chatelnék (vízhatlan billentyûzettel vagy ultrahangokkal), de még valószínûbb, hogy nem lenne értelmes élet a Földön. Az Univerzum is egyedi, evolúciós fejlõdésen átmenõ rendszer: egy másik hasonló Univerzum részletei bizonyosan különböznének a tietekétõl, és biztosan hiába keresnétek benne a Föld pontos mását.

Lehetséges-e hogy egyszer teljesen megértjük majd az Ön kialakulását?
Remélem, nem. Ha egy adott témáról már valóban MINDENT tudtok (ha ez egyáltalán lehetséges), a terület unalmassá válik, nem jelent intellektuális kihívást a mûvelése. Az emberiség történetének, ezen belül a nyugati kultúra utolsó fél évezredének egyik fõ tanulsága az, hogy a természet ismeretlen jelenségei megértésének, megmagyarázásának, és - igen! - gyakorlati kihasználásának vágya, igénye hatalmas húzóerõt jelentett az emberi szellem fejlõdésében. A modern ipari technológiák kialakulása gyökeresen megváltoztatta mindennapi életeteket, kultúrátokat, gondolkodásotokat. Ez a változás persze számos ellentmondást, sõt veszélyes helyzetet is teremtett, lásd például a közelgõ klímakatasztrófát. De e negatív fejleményekkel szemben is csak a természettudományos alapkutatásokra támaszkodó modern technikával felfegyverkezve tudjátok felvenni a harcot (persze elegendõ társadalmi, politikai és anyagi támogatás esetén). E szédületes mértékû és sebességû fejlõdés motorja az ismeretlen megismerésének vágya volt. Ha már nem lesz mit megismerni, csak az összegyûjtött teljes ismeretanyagot lehet ragozni, permutálni, ez az intellektuális izgalom elhal, a technika és valószínûleg a szellem fejlõdése véget ér. Kívánom, hogy ezt az állapotot sohase érjétek el, mindig maradjon a Világban izgalmas kihívás, kutatni- és felfedeznivaló.

Nagy Bumm...TE Isten vagy? <ördöglányka>
Az én világomban nincsen Isten. Pontosabban: az én világomban lehetséges az élet, itt vagytok ti, és Isten a ti fejetekben van.

Evolúció vagy teremtés? Szerinted???
Természetesen evolúció. Az anyag egyetlen alkalommal keletkezett és utána saját törvényei szerint fejlõdik - az értelemig és tovább.

Te vagy az egyetlen elmélet a Világegyetem kialakulására?
Ma már igen. Néhány évvel ezelõtt még igen sok versengõ elmélet volt a pályán, de a kozmológiai mérések már többször említett forradalma egyszerûen elsöpörte õket. Az ún. kozmológiai Standard Modell igen részletes elõrejelzéseket adott, például a kozmikus háttérsugárzásban észlelt százezred résznyi ingadozásokkal kapcsolatban. Ezeket a jóslatokat a mérések nagy pontossággal megerõsítették. A konkurens elméletek egyszerûen nem jutottak el a hasonló pontosságú jóslatok kiszámításáig sem. Ma nincs versenyképes konkurens elmélet. Persze késõbb még születhet - de ezeket a most megismert tényeket, adatokat az új elméletnek is reprodukálnia és magyaráznia kell.

Kit tisztelhetünk a Nagy Bumm nick "mögött"?
Hát végül csak lebuktam: a Nagy Bumm nevében Dávid Gyula fizikus beszélt. Ha valakit a téma részletesebben is érdekel, számos hasonló témájú elõadásomat megtalálja hang- és videofelvétel formájában a Magyar Csillagászati Egyesület Polaris Csillagvizsgálójának weblapján:
http://polaris.mcse.hu/archivum/
. Köszönöm az érdeklõdést és a kérdéseket, viszontlátásra kb 13 milliárd év múlva!

Barangoljunk a Mars felszínén!
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. június 20., szerda

Minden eddiginél nagyobb felbontású felvételeket tettek közzé a Marsról, melyek bárki számára tanulmányozhatóvá teszik a vörös bolygó felszíni részleteit.


A NASA legújabb Mars-szondája a HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) kamerájával minden eddiginél részletesebb képeket készített egy másik bolygó felszínérõl. A Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) fedélzetén lévõ mûszer felvételei közül több mint 1200 darabot tettek nyilvánossá a nagyközönség számára. A mintegy 1,7 terabájtnyi képanyagot mindenki megtekintheti az interneten keresztül a Planetary Data System (PDS) adatbázisában.


Egykori vízfolyások nyomai a Holden-kráter peremén (NASA/JPL/University of Arizona)

A szakemberek fokozott várakozással és izgalommal kezdtek neki a most publikussá vált anyag elemzésének. "Ezek a képek fontos felfedezések százait rejthetik - csak idõre van szükségünk, hogy megtaláljuk azokat." – nyilatkozta Alfred McEwen (University of Arizona), a HiRISE program vezetõje. Egy-egy felvétel mintegy 6 km széles területet mutat a szonda 250-316 km-es repülési magasságából fényképezve, s a kamera a tervek szerint a következõ, legalább másfél évben színes, fekete-fehér és sztereoképek ezreit készíti majd el, kb. 1 m-es felbontással – lefedve ezzel a Mars felszínének kb. 1 százalékát.


Egy érdekes kráter a déli féltekén (NASA/JPL/University of Arizona)

A tudományos kiértékelés 2006 novemberében kezdõdött, míg a publikálásra szánt képek feldolgozása idén tavasszal fejezõdött be. A tárhelyül szolgáló PDS adatbázist a NASA csaknem két évtizede mûködteti azzal a céllal, hogy az egyre növekvõ adatmennyiséget folyamatosan rendszerezzék, s hogy a felvételek a jövõben is elérhetõvé válhassanak bárki számára.


A HiRISE weboldalán lévõ képek különbözõ felbontású verziókban tekinthetõk meg. Az eredeti, kb. 1 gigabájt méretû képek megjelenítéséhez a szakemberek egy külön szoftvert készítettek, amely ingyenesen letölthetõ a projekt weblapjáról. Az IAS Viewer nevû program nem tölti le egyszerre az egész képet, hanem mindig csak azt a kinagyított részt, ami a felhasználó képernyõjén éppen látszik. Ezáltal a kisebb sebességû vagy korlátozott adatátvitelû hálózati kapcsolattal rendelkezõk is gond nélkül csodálhatják a vörös bolygóról készített eddigi legjobb képeket.

Ízelítõül néhány eredmény a HiRISE már elemzett felvételeibõl:

-Kép egy becsapódási kráterrõl, melynek keletkezésekor mintegy százezer porlavina alakulhatott ki.

-Új részletek a Juventae Chasma terület melletti síkságokon lévõ, finoman rétegzett üledékes kõzetekrõl, melyeken érdekes, ismétlõdõ mintázatú rétegek láthatóak.

-Õsi üledékes kõzetek a déli felföldeken.

-Egy "fekete lyuk", azaz egy lehetséges barlang a Mars felszínén.

-"Gejzírek" a déli pólus közelében, melyek valószínûleg az átlátszó szárazjég-réteg alatt lévõ, nagy nyomású szén-dioxid gáz robbanásszerû kitörései

-"Marsi pókok", a déli pólus környékén lévõ csatornák, melyek folyásiránya látszólag felfelé mutat.

A szakemberek célja, hogy minél több, hasonlóan fontos és érdekes újdonságot találjanak a HiRISE felvételein. Többek között ez is motiválta a nagyfelbontású képek publikálását, hiszen ezáltal a tudományos közösség és a laikus képnézegetõk egyaránt segíthetnek az új részletek felfedezésében. Jó barangolást a Mars felszínén!


Vízfolyások nyomai egy kráter oldalán (NASA/JPL/University of Arizona)


"A tavasz színei" a Mars déli sarkvidékén (NASA/JPL/University of Arizona)



Forrás: Science Daily Release 2007/06/06

Megmérték a legnagyobb törpebolygó tömegét
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. június 15., péntek

Az Eris nevû törpebolygó nemcsak átmérõjével, hanem tömegével is felülmúlja a 76 évig kilencedik bolygónak tekintett Plutót.


Mint arról közel egy éve hírt adtunk, a Nemzetközi Csillagászati Unió XXVI. közgyûlése újrakategorizálta Naprendszerünk bolygóit és egyéb égitestjeit. Ezek alapján maradt nyolc bolygó a Naprendszerben, míg a Pluto elvesztette korábbi státusát és egy új kategória, a törpebolygók elsõ példánya lett. Rajta kívül ebbe a csoportba tartozik a fõövbeli Ceres és a Neptunuszon túli legnagyobb Kuiper-objektumok. Még tavaly, a bolygófogalom újradefiniálása elõtt mutatták ki az Ûrtávcsõvel, hogy a 2005-ben felfedezett Eris – korábban Xena – a Plutónál is nagyobb átmérõjû égitest (nem kis mértékben ez váltotta ki a tavaly nagy visszhangot keltõ eseményeket), most pedig koordinált megfigyelési kampánnyal azt is kiderítették, hogy tömege mintegy negyedével több a Pluto tömegénél, azaz minden szempontból a jelenleg ismert legnagyobb égitest a Naprendszer külsõ tartományaiban.

Az Eris tömegének megmérését az tette lehetõvé, hogy van egy kísérõje: Dysnomia nevû holdja közel körpályán, bõ két hét alatt járja körbe. M. Brown (Caltech) és munkatársai a Hubble Ûrtávcsõ és a Keck Obszervatórium együttmûködésével végigkövették a két égitest 16 napos periódusú mozgását a közös tömegközéppont körül. Ebbõl és a pontos pályaméretbõl ki lehet számítani az Eris tömegét, ami az eredmények szerint 1,27-szer múlja felül a Pluto tömegét. Átmérõjét is ismerve adódik az égitest sûrûsége, ami 2,3 g/cm3. Ez az érték hasonló a Pluto, a 2003 EL61 (egy másik furcsa Kuiper-objektum), valamint a Neptunusz Triton nevû holdjának sûrûségéhez, azaz utóbbirõl egyre nagyobb valószínûséggel állíthatjuk, hogy a Kuiper-övbõl befogott test. Emellett a kapott sûrûség arra is utal, hogy ezek az objektumok nem csupán jégbõl állnak, hanem valamennyi szilárd közetet is tartalmazniuk kell.


A Dysnomia pályája az Eris körül a HST felvételén (észak felfelé, kelet balra).

A legelfogadottabb elméletek szerint a Dysnomia az Eris és egy másik Kuiper-objektum ütközése nyomán született, hasonlóan pl. a Pluto Charon holdjához. Ezt a hold pályájának közel kör alakja is alátámasztja, mivel befogott égitestként sokkal elnyúltabb pályán kellene keringenie.


Fantáziakép az Eris és Dysnomia rendszerérõl.

Forrás: STScI-PR-2007-24

A Szaturnusz viharos légköre
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. június 14., csütörtök

A Szaturnusz forgószelei táplálják a bolygó nagy sebességû légköri áramlásait – éppen ellenkezõleg, mint ahogy eddig gondoltuk.


Az óriásbolygók légkörének jellegzetes képzõdményei az egyenlítõvel párhuzamos, világosabb és sötétebb felhõsávok. Az egyenlítõvel párhuzamosan markáns futóáramlások (angol kifejezéssel jet streamek, illetve jetek) is találhatóak, amelyekben a nagy sebességû szél igen gyosan szállít keletre vagy nyugatra felhõképzõdményeket. Ezt a jelenséget a Földön már régóta ismerik, hiszen bolygónkon az északi és déli féltekét is körbeöleli egy ilyen jet-sáv.

Az eddigi elképzelések szerint az óriásbolygók légkörében a jetek keltik a közelükben elhelyezkedõ hatalmas oválokként látszó forgószeleket, melyek megcsapolják az áramlásokban tárolt óriási mozgási energiát. Ezzel szemben Anthony Del Genio (NASA Goddard Institute for Space Studies, New York) és kutatócsoportja a Cassini ûrszonda által készített felvételeket elemezve arra a következtetésre jutott, hogy az eddigi elméletnek pontosan az ellenkezõje igaz: valójában éppen a forgószelek táplálják a jeteket, hasonlóan ahhoz, ahogyan a szállítószalagokat mozgatják az alattuk elhelyezkedõ görgõk. Korábban a Szaturnuszt is vizsgáló Voyager-szondák képei nem voltak megfelelõek a jetek és viharok kölcsönhatásainak tanulmányozásához, így csak most vált lehetõvé a probléma részletes vizsgálata.


A kutatók a Cassini-szonda által nagyjából 10 óra, azaz a Szaturnusz tengely körüli forgási idejével közel azonos idõeltéréssel készített felvételeken tanulmányozták a jetek és a forgószelek helyzetét és formáját. Azt tapasztalták, hogy egy adott jet két oldalán levõ oválok mozgási energiája és perdülete folyamatosan csökkent, miközben a futóáramlás szélerõssége változatlan maradt, azaz a forgószelek tartották fent a jetet és nem fordítva.


Az új felismerés fényében a Jupiter és a Szaturnusz sávos felhõrendszerére vonatkozó modellek is finomításra szorulnak. Az elfogadott feltevések szerint a bolygók atmoszférájában a fényesebb sávok azok az övek, melyekben a légköri gázok felemelkednek, míg a sötétebb tartományokban alábuknak. Ezzel szemben, ha a jeteket a forgószelek táplálják, a fenti elképzelésnek is éppen a fordítottja igaz, amit alátámasztani látszik az is, hogy viharokat csak a sötét sávokban találhatunk.


Forgószelek és egy jet a Szaturnusz légkörében. A Cassini ûrszonda felvétele 2005. február 5-én, a bolygótól mintegy 3,4 millió kilométeres távolságból készült. (Forrás: NASA News Release)

A mellékelt képen látható jet a 27,5 fokos déli szélességén helyezkedik el. Amióta a kutatók figyelemmel kísérik a Szaturnuszt, a jetben fújó szelek sebessége folyamatosan megközelíti a 320 km/h-s értéket. A képen megfigyelhetõk az elnyíródott, kisméretû felhõképzõdmények, amelyek a forgószelek közelében találhatók. Az átlósan futó nyilak mutatják az irányt, amerre az oválok energiájukat átadják – az itt uralkodó szelek olyan erõteljesek, hogy a forgószeleket fényes, megnyúlt sávokká alakítják.

A megfigyelések szerint ez a mechanizmus a bolygó egész légkörében uralkodó lehet.

Forrás: NASA News Release, 2007. május 8.

Gammavillanás közel fénysebességgel
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 13., szerda

Az Európai Déli Obszervatórium 0,6 méteres REM robotteleszkópjával elõször sikerült meghatározni egy gammavillanás során szétdobódó anyag sebességét, ami a fénysebesség 99,9997 százalékának adódott.

A gammavillanások (gamma-ray bursts, GRB-k) távoli galaxisokban bekövetkezõ nagyenergiájú robbanások, melyek egzotikus csillagok életének utolsó mozzanatát jelzik. Két típusát különböztetik meg, az egyik az ún. hosszú, a másik a rövid felvillanás. Az elõbbi nagyon nagy tömegû csillagok pusztulásához (hipernóva-robbanás), utóbbi pedig kettõs fekete lyukak vagy neutroncsillagok összeolvadásához kapcsolódik. Legtöbb GRB olyan fényes, hogy luminozitása egy rövid idõre az Univerzum összes galaxisával is vetekedhet – a tündöklés azonban legfeljebb néhány percig, de inkább csak másodpercekig tart. A csillagászok már régóta tudják, hogy ilyen óriási teljesítmény eléréséhez a robbanás után a kidobódó anyagnak közel fénysebességgel kell tágulnia, de ezt még soha nem sikerült konkrét mérések modellezésével meghatározni.


Mivel a Föld légköre a gammasugárzás számára nem átlátszó, ezért a szemmel nem is érzékelhetõ felvillanásokat mesterséges holdakra telepített eszközökkel fedezték fel. A robbanás során kidobó anyag azonban a környezõ gázba ütközve, s azt gerjesztve olyan ún. utánfénylést hoz létre, ami már az optikai és az infravörös tartományban is megfigyelhetõ, ráadásul a felvillanást követõen még több héten keresztül, s így földi teleszkópokkal is észlelhetõ. Ezen fokozatosan halványuló utánfénylés detektálására kisméretû robotteleszkópokból álló hálózatot hoztak létre, melynek egyik eleme a chilei 60 centiméteres REM (Rapid Eye Mount) teleszkóp. 2006. április 18-án és június 7-én a Swift ûrteleszkóp két fényes gammavillanást detektált, melyek a vöröseltolódásuk alapján 9,3, illetve 11,5 milliárd fényévre voltak tõlünk. A mûhold a források adatait néhány másodpercen belül továbbította a Földre, ahol a REM teleszkóp automatikusan elkezdte észlelni infravörös tartományban a két felvillanás utánfénylését, a luminozitás idõbeli változását. A távcsõ kis méretét nagyon jól ellensúlyozza az, hogy rendkívül gyorsan pozícionálható, így 39, illetve 41 másodperccel a riasztások után, azaz kellõen korai fázisban el is kezdhették a monitorozást.


Az ESO La Silla-n mûködõ 60 cm-es REM (Rapid Eye Mount) robotteleszkópja, melynek fõ feladata a gammavillanások utánfénylésének detektálása. (P. Aniol, ESO)


Mindkét esemény során az utánfénylés intenzitása kezdetben növekedett, elért egy maximumot, majd elkezdett csökkenni, azaz a GRB-k esetében szokásos rendet követte. Az intenzitásmaximum azonban csak kevés esetben figyelhetõ meg, általában csak a leszálló ág csíphetõ el. Ha sikerül észlelni a maximumot is, akkor annak alapján direkt méréssel meghatározható a robbanás miatt szétrepülõ anyag tágulási sebessége is, ami nagyon fontos tényezõ a felvillanások természetének tisztázásában. Ez mindkét esetben nagyon közel volt a fénysebességhez, elérte annak 99,9997 százalékát. A speciális relativitás elméletében egy külön számot használunk az ilyen nagy sebességek jellemzésére, ez az ún. Lorentz-faktor. A fénysebességnél sokkal lassabban mozgó objektumok Lorentz-faktora 1 körüli, míg ezen két GRB-re ez a tényezõ eléri a 400-at – azaz mindkét jelenség rendkívül erõsen relativisztikus "tûzgömböt" váltott ki.


A 2006. június 7-én detektált gammavillanás REM által felvett fénygörbéje. A vörös pontok a közeli infravörös H sávban mért intenzitásértékek, míg a kék vonal az illesztett görbe, melynek alapján meghatározható a intenzitásmaximum helye, ennek birtokában pedig a kidobódó anyag sebessége. (ESO)


Forrás: ESO-PR-26/07

Új elmélet a bolygók keletkezésérõl
2007. június 13., szerda, 9:20


Megkérdõjelezve a több évtizede vallott elképzeléseket, a legújabb nézetek szerint a bolygók nem csak csillagok körül alakulhatnak ki.


Egészen a legutóbbi idõkig az a nézet uralkodott, hogy a bolygók születése a csillagok keletkezéséhez kapcsolódik; a csillagok körüli por- és gázkorongokban különbözõ csomók kondenzálódnak ki. Bolygók eszerint csak a csillagok képzõdésekor jöhetnek létre, mintegy a folyamat melléktermékeként. Az elmúlt években azonban több olyan megfigyelés is történt, amelyek alapján a csillagoknál kisebb tömegû barna törpék körül is kialakulhatnak planéták. Az új elgondolás egyik sajátos jellemzõje, hogy a barna törpék olyan égitestek, amelyek több szempontból maguk is hasonlítanak az óriásbolygókra.

Néhány egészen friss felfedezés nyomán a szituáció még érdekesebbé vált, az angolul planemo-nak nevezett objektumok révén. Utóbbi kifejezés az angol bolygó (planet) és a hold (moon) keverékébõl jött létre. Ezek a barna törpéknél is kisebb tömegû égitestek magányosan bolyonganak a csillagközi térben. Egy részük csillagok körül keletkezett, majd onnan késõbb kilökõdött - ugyanakkor egyre valószínûbb, hogy sok közülük csillagoktól függetlenül, tehát nem az azokat övezõ korongból jött létre. A planemók magányosan növekvõ, sûrû csillagközi gázfelhõkként születtek, s valamilyen folyamat révén nem híztak meg eléggé ahhoz, hogy csillagoknak nevezzük õket. Mindamellett a csillagokhoz hasonlóan körülöttük is van anyagkorong, benne különféle objektumokkal. A bolygókeletkezés folyamata tehát esetleg a csillagoktól teljesen függetlenül is megtörténhet.


Fantáziarajz a 2M120b jelû objektum körüli anyagkorongról, amelyben további égitestek is keletkezhetnek (David Aguilar, ESO)

Ray Jayawardhana (University of Calgary) és Valentin Ivanov (ESO) a 8,2 méteres VLT és 3,5 méteres NTT mûszerekkel vizsgáltak barna törpéket. Közülük kettõnek a tömege a Jupiter néhányszorosa és tízszerese közé esik, további kettõé pedig 10 és 15 jupitertömeg közé. Mind a négy objektum néhány millió éves, és társ nélkül, magányosan helyezkednek el egy 450 fényévre található csillagkeletkezési régióban. Infravörös sugárzásuk alapján az égitesteket porkorong veszi körül, amelyben idõvel anyagcsomók keletkezhetnek.

Tõlük függetlenül Subhanjoy Mohanty, Eric Mamajek (CfA), Jayawardhana (UofT) és Nuria Huelamo (ESO) is hasonló eredményekre jutott. Egy 170 fényévre lévõ, 25 jupitertömegû barna törpét, valamint a körülötte keringõ könnyebb, 2M1207b jelû és 5 jupitertömegû társát tanulmányozták. Sikerült megállapítani, hogy a kisebb tömegû égitestet egy porkorong övezi. A két barna törpe együtt, de csillag nélkül keletkezhetett. A jelenleg körülöttük lévõ korongból pedig további égitestek is születhetnek majd. Utóbbiaknál már érdekes kérdés, hogy azokat holdaknak avagy bolygóknak nevezzük - hiszen barna törpék körül keringenének, és csillag egyáltalán nem található a rendszerben.

Új elképzelés körvonalazódik tehát a bolygók születésével kapcsolatban. Azt már évekkel ezelõtt sikerült megállapítani, hogy a barna törpék csillagoktól függetlenül is keletkezhetnek. És míg az elmúlt évek eredményei azt igazolják, hogy a Jupiternél mindössze néhányszor nagyobb tömegû objektumok is létrejöhetnek csillagok nélkül, mára úgy fest, hogy az ezek körül mutatkozó anyagkorongokban még kisebb tömegû égitestek is kialakulhatnak - teljesen függetlenül a csillagoktól.

Feltárulnak a Titan titkai
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. június 10., vasárnap

Két és fél évvel a Huygens-szonda történelmi leszállása után a szakemberek újabb eredményeket hoztak nyilvánosságra a Szaturnusz legnagyobb holdjáról.


Az Európai Ûrügynökség (ESA) Huygens nevû leszálló egysége hét évnyi, a Cassini ûrszonda fedélzetén töltött utazást követõen 2005. január 14-én szállt le a Szaturnusz legnagyobb holdja, a Titan felszínére. A két és fél órás légköri ereszkedés után a Huygens további 70 percig sugározta a felszínrõl az adatokat a Cassini felé – s bár a földi irányítóközpont hibájából (a keringõ egység egyik antennáját nem aktiválták) a mérési adatok csaknem fele elveszett, így is számos új információval lettünk gazdagabbak.

A programban résztvevõ tudósok elõször 2005 decemberében publikálták az elõzetes eredményeket, melyek már akkor is sokat ígérõek voltak. Másfél év elteltével az adatok feldolgozása még mindig folyik, s a kutatók egyre több részletet megismernek a Naprendszer legkülönlegesebb bolygóholdjáról. A legújabb eredmények a Planetary and Space Science folyóirat különszámában jelentek meg.



A Huygens elsõ felvételeibõl összeállított kompozit tájkép a Titan felszínérõl. A szonda ekkor kb. 8 km-es magasságban volt, a felbontás 20 m/pixel.

A modellezések segítségével a Titán egyre inkább szemlélhetõ mûködõ világként, s egyre több szempontból kezd hasonlóságokat mutatni a Földdel. A Huygens mérései alapján a hold légköre a vártnál is átlátszatlanabb, amit a porrészecskék (aeroszolok) jelenléte okoz. Az aeroszolok vizsgálatában a szakembereket egy speciális, a Titan atmoszférájának szimulálására alkalmas kamra is segíti.



A hold egyik csatornarendszere (felül), valamint a feltehetõleg metánfolyások nyomán lezajlott eróziós folyamatok nyomai (alul).

Kb. 40 km-es magasságban a rendkívül sûrû szmogréteg ritkulni kezdett, és a Huygens elkészíthette az elsõ felvételeket az égitest felszínérõl. A képeken látványos, különleges táj tárult a szakemberek szeme elé: egy dinamikusan változó felszíné, melyen nagy valószínûséggel az elõre megjósolt, folyékony metán a fõ formáló erõ. Bár a különbözõ mérési adatok jó ideig megosztották a tudományos közvéleményt (sok szakember alternatív magyarázatokat részesített elõnyben a felszíni metánfolyásokkal szemben), mára – felhasználva a holdat többször megközelítõ Cassini-szonda eredményeit is – egyre inkább ténynek tekinthetõ a Titanon lévõ, folyékony halmazállapotú metán létezése. Sõt, a tudósokat újabban egy igen alacsony frekvenciájú, rádióhullámú sugárzás is izgalomban tartja: ha sikerül bebizonyítani, hogy a sugárzás természetes eredetû, akkor vizsgálatával betekinthetünk a hold kérge alá, s akár még egy felszín alatti metánóceán is kimutathatóvá válna.



A felszínen zajló tektonikus és metánfolyások általi tevékenység bemutatása. A kék nyilak a tektonikus mintákat jelzik, a zöldek pedig a folyási irányokat mutatják. A vörös vonal a folyadékgyûjtõ medencék elválasztását, a fehér kereszt a Huygens leszállóhelyét jelöli.

A Huygens ereszkedés közben a Titanon uralkodó széljárásokat is tanulmányozta. Az eredményeket felhasználó, legújabb modellek alapján a hold légköre egyetlen hatalmas áramlási zóna, melyben a gázanyag folyamatosan cirkulál a pólusok között. Az adatok feldolgozását nehezítette a Cassini fedélzetén fellépõ technikai anomália, melynek következtében a Huygens Doppler Wind Experiment mûszerének közvetlen mérései a szelekrõl elvesztek. A szakembereknek azonban – a szondák rádiójeleit vevõ földi rádiótávcsövekkel – fáradságos munkával sikerült rekonstruálni az ereszkedõ Huygens mozgásait a Titan légkörében, ami lehetõvé tette a szélerõsség változásainak meghatározását különbözõ magasságokon.


Két és fél évvel a helyszíni mérések után az adatok feldolgozása jelenleg is zajlik, s várható, hogy a részletes elemzés minden eddiginél pontosabb képet fog adni a Naprendszer egyik legérdekesebb égitestjérõl.

Forrás: Az ESA híroldala

A #2071cikk, más forrás!

A jelenleg ismert legtávolabbi fekete lyuk
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 09., szombat

Felfedezték az eddigi legtávolabbi fekete lyukat közel 13 milliárd fényévre tõlünk.


A rekorder fekete lyukat – mint általában ezen objektumokat – a környezetére gyakorolt hatása alapján fedezték fel. A fekete lyukba beáramló gáz ugyanis rendkívüli mértékben felmelegszik, s emiatt olyan intenzív sugárzást bocsát ki, hogy óriási távolságokból is detektálhatóvá válik. Az ilyen hatalmas luminozitású fekete lyukaknak külön nevük is van, kvazároknak hívjuk õket.

Az új objektumot a 3,6 méteres CFHT (Canada-France Hawaii Telescope) teleszkóppal végzett, távoli kvazárokat felmérõ program, a CFHQS (Canada-France High-z Quasar Survey) során találták. A felméréshez a távcsõ ún. MegaPrime fókuszába elhelyezett MegaCam eszközt használták, ami a világ legnagyobb, csillagászati célokra használt elektronikus kamerája. 40 darab, egyenként 9,5 megapixeles CCD érzékelõbõl áll, ezek közül 36 darabot használnak képalkotásra, 4 sorban 9-9 darabot. A teljes kamera összesen 340 millió pixelbõl áll, ennek megfelelõen az egy expozícióval rögzített adatmennyiség is óriási, a becslések szerint egy felvételen 10 milliónál is több csillag és galaxis van. Az új kvazárrekordert a 29. sorszámú CCD mátrix rögzítette, katalógusjelzése CFHQS J2329-0301, ami egyrészt a felmérõ programra, másrészt az objektum koordinátáira, égbolton elfoglalt helyére utal (esetünkben a Pisces csillagképben).



A három különbözõ szûrõvel (r' (vörös), i' (közeli infravörös) és z' (infravörös)) készült felvétel kombinálásával nyert képen nyíl mutatja a vörös színû kvazárt. A fenti szûrõket kombinálva a képekrõl kimért színek érzékenyek a nagy vöröseltolódású kvazárok jellemzõ színképi tulajdonságaira.

Az azonosítás után a Chilében mûködõ 8 méteres déli Gemini teleszkóppal színképet is felvettek a kvazárról, ez alapján határozták meg a pontos távolságát. A hidrogén laboratóriumban 121 nm-en jelentkezõ emissziós vonala a 900 nm-en túli tartományba tolódott el, így a kvazár vöröseltolódása z=6,43-nak adódótt, ami közel 13 milliárd fényéves távolságnak felel meg. (A kozmológiai távolságok és a vöröseltolódás kapcsolatáról lásd korábbi cikkünket itt.) Az eddigi távolságrekorder a 2003-ban felfedezett SDSS J1148+5251 katalógusjelû volt, de ez 2 milliárd fényévvel közelebb van, mint a CFHQS J2329-0301.



A 900 nm-en túlra eltolódott hidrogén Lyman-α vonal a CFHQS J2329-0301 spektrumában (1 nm=10 Å). 900 nm-nél rövidebb hullámhosszakon szinte mindent elnyeltek a kvazár elõtt elhelyezkedõ és semleges hidrogént tartalmazó felhõk. Ez magyarázza az objektum vörös színét is.

Mivel a jelenlegi elképzelések szerint az Õsrobbanás körülbelül 13,7 milliárd évvel ezelõtt következett be, az új kvazár 13 milliárd fényéves távolsága azt is jelenti, hogy a most detektált sugárzás kevesebb mint 1 milliárd évvel az Õsrobbanás után indult el felénk. Ez az "idõutazás" tehát lehetõséget teremt arra is, hogy bepillantást nyerjünk az Univerzum távoli múltjába.

A kvazár nagyon fényes, így abszorpciós színképének elemzésével lehetõség nyílhat az elõtte lévõ gáz tulajdonságainak megállapítására is. A kutatók elsõsorban a hidrogén abszorpciós vonalait keresik annak eldöntésére, hogy a korai Univerzumban milyenek voltak az ionizációs viszonyok, azaz az atomok többsége neutrális volt-e, vagy inkább az ionizáció volt jellemzõ. Ez azért rendkívül fontos kérdés, mert az elméletek szerint az Õsrobbanás utáni elsõ 1 milliárd év nagy részében az Univerzum még sötét volt, mivel nem alakultak még ki csillagok és galaxisok, az anyag pedig neutrális állapotban volt. Körülbelül 1 milliárd év elteltével felgyúltak az elsõ csillagok, kialakultak az elsõ galaxisok, s fényük újra ionozálta az atomokat (ún. reionizáció). Ezen folyamat megértése és idõrendjének felvázolása a mai asztrofizika egyik legfontosabb problémája. Az új kavazár esetében tehát további megfigyelések szükségesek az elõtte lévõ gáz ionizációs viszonyainak tisztázására.

A becslések szerint a kvazárt "üzemeltetõ" fekete lyuk gigantikus méretû, tömege eléri az 500 millió naptömeget. Ez azonban felvet egy újabb problémát is, ugyanis az elméletek szerint a fekete lyukak növekedése hosszú folyamat, tehát nem világos, hogyan jöhetett létre ilyen nagy tömegû lyuk az Univerzum életének ilyen korai szakaszában. Különösen érdekes kérdés, hogy milyen tulajdonságokkal bír a kvazár anyagalaxisa, ennek megválaszolásához azonban további mérésekre lesz szükség.


A CFHQS program sikerére jellemzõ, hogy a projekt félidejéig négy darab z>6 vöröseltolódású kvazárt találtak. Az új felfedezés azt is megmutatta, hogy a közepes méretû teleszkópok hatékonyan használhatók a felmérõ programokhoz, míg a 8 méter feletti távcsövek feladata a felfedezés utáni megerõsítés és részletes vizsgálatok elvégzése.

Forrás: CFHT News Release, 2007.06.07.

Ez a cikk, az elõzõ cikkhez is kapcsolódhatna akár...

Újabb rekorder bolygók a Naprendszeren kívül
Szerzõ: Molnár Péter | 2007. június 08., péntek

Két újabb különlegesség – a barna törpe méretû legnagyobb és a forró jégbe burkolózó legkisebb tömegû fedési exobolygó.


A fedési exobolygók keresésével foglalkozó XO projekt munkájában szak- és amatõrcsillagászok egyaránt tevékeny részt vállalnak. A kutatócsoport a Haleakalán elhelyezett, kereskedelmi forgalomban is kapható 200 mm-es teleobjektívekbõl épített távcsövet használ, amelyet a Hawaii-i Egyetem Csillagászati Intézete üzemeltet. A program során az XO csapata elõször olyan jelölteket keres a csillagok között, amelyek kis mértékû, periodikus elhalványulást majd visszafényesedést mutatnak. Ezután a projektben részt vevõ amatõrcsillagászok követik figyelemmel a jelölteket (CCD kamerás mûszeres mérésekkel), annak eldöntésére, hogy az elhalványodásokat valóban az adott csillag korongja elõtt elhaladó bolygó okozza-e. Mivel számos asztrofizikai folyamat produkálhat átvonuló bolygókra emlékeztetõ fényváltozást, a nagy mûszereken pedig ritka kincs a távcsõidõ, az amatõrök igen fontos szerepet játszanak a jelöltek átrostálásában. Amint megbizonyosodtak arról, hogy valóban bolygó okozhatja a fényváltozást, a szakcsillagászok bevethetik a legnagyobb mûszereket, mint például a 2,7 méteres Harlan J. Smith, vagy a 11 méteres Hobby-Ebberly Távcsövet (a nyugat-texasi McDonald Obszervatóriumban), vagy akár a Spitzer és Hubble ûrtávcsöveket is.

Az Amerikai Csillagászati Társaság Honoluluban tartott találkozóján bejelentett, újonnan felfedezett XO-3b jelzésû égitest a már 200-nál is több Naprendszeren kívüli bolygó között is különlegesnek számít: ez a legnagyobb tömegû és méretû fedési exobolygó. Naprendszerünk leghatalmasabb bolygójánál, a Jupiternél mintegy tizenháromszor nagyobb tömegû (azaz négyezer földtömegnél is nagyobb) kísérõ csillagához roppant közel kering, egy év a bolygón mindössze négy földi napig tart. Emellett roppant meglepõ, hogy pályája nem kör alakú, hanem igen elnyúlt ellipszis – külsõ perturbációk nélkül egy ilyen szoros rendszerben nagyon gyorsan kör alakúvá válik a kísérõ pályája a fellépõ gravitációs kölcsönhatások miatt. Az XO projektnek ez immáron a harmadik felfedezése, és egyike annak a mindössze kéttucat bolygónak, amelyek a Földrõl nézve áthaladnak csillaguk elõtt.


A felfedezés további érdekességét az adja, hogy az égitest tömege éppen a bolygók és a barna törpék tömege közötti határon van. A csillagászok között jelenleg is élénk vita folyik a barna törpék besorolásával kapcsolatban. Bármely objektum, amely elegendõen nagy tömegû ahhoz, hogy belsejében a hidrogén fúziója beindulhasson (minimum kb. 80 jupitertömeg), már csillag. A barna törpék tömegének felsõ határa így adott: minden csillagszerû objektum, ami ezen határ alatt marad, nem válik csillagá, hanem barna törpe lesz. A probléma az alsó tömeghatár körül van. Egyesek szerint bármely égitest, amely képes a hidrogén helyett a deutérium fúziójának fenntartására (kb. 13 jupitertömeg felett), már barna törpe. Mások szerint nemcsak a tömeg számít, hanem az is, hogy az égitest egymagában, avagy egy bolygórendszer részeként alakult-e ki. A kérdés tisztázásához nagy mennyiségben kellene felfedezni barna törpéket és exobolygókat, hogy össze lehessen vetni tömeg szerinti gyakoriságukat, illetve hogy mennyire megy át egymásba a két eloszlás a határvonal közelében. A rendelkezésre álló minta egyelõre még nagyon kicsi, de az XO-3b-hez hasonló égitestek felfedezésével várható a kép tisztulása.



Fantáziarajz a GJ 436b jelzésû, forró Neptunusz típusú exobolygóról (Forrás: NASA)

A másik bolygó esete egyike az év legkülönlegesebb exobolygó-felfedezéseinek. M. Gillon és kutatócsoportja beszámolója szerint egy közeli, M típusú csillag körül keringõ bolygóról van szó, amely létezését spektroszkópiai mérések már 2004-ben kimutatták. Minthogy a rendszer távolsága alig 33 fényév, ez az egyik legközelebbi Naprendszeren kívüli bolygó. A svájci Francois-Xavier Bagnoud Obszervatóriumban végzett fényességmérésekkel most fedezték fel, hogy a kísérõ 2,64 naponta áthalad vörös törpe csillaga elõtt, azaz fedéseket mutat.


A fényváltozás modellezésével nagyon pontosan rögzíteni lehetett a GJ 436b tömegét, ami 22,6±1,9 földtömeggel alig haladja meg a Neptunuszt. A megfigyelt fedési fénygörbe alakja és mélysége arra utal, hogy igen közel, a Merkúr naptávolságánal is közelebb kering csillagához, átmérõje pedig kb. 50 ezer km, ami nagyságrendileg az Uránusz és Neptunusz bolygóéval egyezik meg (mintegy négyszeres földátmérõ). A bolygó további érdekessége, hogy fõ összetevõje valószínûleg vízjég. Felszínén a hõmérséklet meghaladja a 250ºC-t is, ennek ellenére az erõs felszíni gravitáció révén kialakuló nagy nyomás miatt a víz jég formájában van jelen a bolygón. Így a GJ 436b az elsõ “forró Neptunusz” típusú exobolygó, s közelsége folytán nagyon jó célpont lehet további részletes vizsgálatok számára.


Források:

RICE News, 2007.05.30.
Universe Today, 2007.05.17.
Gillon M. és munkatársai, A&A, megjelenés alatt (astro-ph/0705.2219)

Az univerzum legizgalmasabb bolygói

A csillagászat egyik legfiatalabb altudománya az exobolygó-kutatás. Naprendszerünkön kívüli bolygókat nem egyszerû felfedezni (eddig csak pár százat találtak a kutatók), viszont szinte mindegyik újabb megmagyarázhatatlan rejtélyekkel szolgál a tudománynak. Az Index top10-es listája az univerzum legérdekesebb bolygóiról.


Az elsõ


Forrás: NASA, ESA, G. Bacon (STScI)

Az elsõ Naprendszeren kívüli bolygót, a Pegazus csillagképben található 51 Pegasi b-t, tudományos becenevén Bellerophont (a pegazust megszelídítõ görög hõs) 1995-ben fedezték fel. A "forró Jupiterek" osztályába tartozik, azaz a tömege a Jupiteréhez mérhetõ, de a napjához nagyon közel kering. A gázóriás a felfedezése idején ellentmondott a csillagászok elméleteinek a bolygók keletkezésérõl, ezért sokáig anomáliának tartották az egész forró Jupiter jelenséget - bár azóta tucatnyi hasonló bolygót fedeztek fel, máig nincs általánosan elfogadott magyarázat a létezésükre, ugyanis ekkora bolygóknak elvileg csak a napjuktól nagy távolságban illene kialakulni.

A legközelebbi


Forrás: Photo Credit: NASA, ESA, G.F.

BenedictA 2000-ben felfedezett Epsilon Eridani b tõlünk alig tíz fényévre kering a napja körül; ez annyira közel van, hogy már nagyon keveset kell a technológiának fejlõdnie ahhoz, hogy lefényképezhetõvé váljon teleszkópon keresztül. A rendszer igen népszerû a sci-fi irodalomban: az Asimov-féle Alapítványban itt találnak új otthonra a Földrõl kivándorló elsõ telepesek, a Star Trekben pedig itt található a Vulkán bolygó, Mr. Spock otthona. A valóságban az Epsilon Eridani b nem igazán alkalmas az életre: a nagyjából a Jupiter méretével és tömegével rendelkezõ gázbolygón elviselhetetlenül nagy gravitáció és hideg fogadná az ûrhajósokat.

A halálraítélt


Forrás: ESA, A. Vidal-Madjar, NASA

A hivatalosan HD 209458 b-ként anyakönyvezett, egyébként Osiris néven ismert bolygó tõlünk 150 fényévre, a Pegazus csillagképben található. A gázóriás extrém közel kering a napjához (7 millió kilométerre, 22-szer közelebb, mint a Föld a Naphoz), és a napszél lassan, de biztosan elfújja az atmoszféráját. A tudósok számításai szerint a bolygó másodpercenként tízezer tonna anyagot veszít - igaz, van mibõl, hiszen a tömege a Föld 220-szorosa.

A legforróbb


Forrás: NASA

A HD 149026b kódnevû égitestet alig néhány hete fedezték fel amerikai csillagászok. Ez az univerzum eddig ismert legforróbb bolygója: a tudósok számításai szerint a felszínén a hõmérséklet 1800 és 2200 Celsius-fok között ingadozik. Bár a bolygó a napjához mintegy huszonötször közelebb kering, mint a Nap-Föld távolság, ez önmagában még nem lenne ok ilyen magas hõmérsékletre. A jelenség hátterében a bolygó nagy sûrûségét (az égitest szilárd, a magja 90-szer nehezebb a Földénél), és a légkörében található titán-oxidot (ami elnyeli a fényt, és ezzel fûti a bolygót) sejtik.

A sietõs


Forrás: NASA, ESA, A. Schaller (STScI)

A 2006-ban felfedezett SWEEPS-10 nevû égitest az USPP (ultrarövid keringési idejû) bolygócsalád bajnoka: a napjától mindössze 1,2 millió kilométerre kering (ez a Föld-Hold távolság háromszorosa), és tíz földi óra alatt kerüli meg azt, tehát egy földi év alatt 877 évet teker a képzeletbeli naptárán. Ilyen közelségnél a központi csillag gravitációja általában magába szippantja és elpusztítja a bolygókat. A SWEEPS-10 hatalmas tömegû, és alacsony sûrûségû gázóriás, a napja pedig rendkívül hûvös és halvány, így kerüli el ezt a sorsot.

A heves jeges


Forrás: NASA

Nemrég járta be a világsajtót a legújabb egzotikus exobolygó, a GJ 436 b sztorija. A bolygót már 2004 óta ismerik a csillagászok, ám csak most derült fény a különlegességére: arra, hogy vízbõl áll, illetve a víz különféle halmazállapotú változataiból. A 300 fokos felszínen gõz formájában található a víz, majd a bolygó magja felé haladva még melegebb, ám a nagy nyomás miatt mégis szilárd, jégszerû anyaggá változik.

A kétarcú


Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

Az Upsilon Andromedae b-t az elsõ exobolygók között fedezték fel a csillagászok 1996-ban. A planéta különlegessége, hogy mindig ugyanazt a felét mutatja a napja felé, akárcsak a Hold a Föld felé, így egy állandó árnyékos, és egy napos féltekébõl áll: a jég és a tûz birodalmából. A napos oldalon 1400-1600 Celsius-fok a felszíni hõmérséklet, míg az árnyékoson a fagypont alá is süllyedhet. Ez a legnagyobb hõmérsékletkülönbség, amit valaha egy bolygón tapasztaltak a csillagászok. Egyébként az Upsilon Andromedae b is "forró Jupiter" típusú gázóriás, tehát a tudomány jelen állása szerint nem szabadna ott lennie, ahol van.

A legfiatalabb és legöregebb


Forrás: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC)

2004-ben, a Bika csillagképben fedezték fel az eddig ismert legfiatalabb bolygót a csillagászok: a CoKu Tau 4 mindössze egymillió évvel ezelõtt született. A bolygó tõlünk 420 fényévnyire kering a napja körül egy csillagporfelhõben. A tudósok elõször a nagyjából tíz Föld-Nap távolságnak megfelelõ átmérõjû lyukat fedezték fel a felhõben, ahonnan a születõ bolygó gravitációja magába szívta az anyagot, és ebbõl következtettek a bolygó létezésére. A színképelemzés késõbb kimutatta, hogy valóban egy kozmikus léptékekben csecsemõkorú bolygót találtak.


Forrás: NASA, H. Richer (U. British Columbia)

A legvénebb ismert bolygó ezzel szemben csaknem az univerzummal egyidõs: 12,7 milliárd éves. Az aggastyán becsületes neve PSR B1620-26, és az M4 jelû galaxisban tengeti nyugdíjas éveit, tõlünk 7200 fényévre - ezzel a legtávolabbi ismert exobolygó is egyben.

A magyarok

A Harvard-Smithsonian asztrofizikai központban dolgozó magyar csillagászcsoport eddig két exobolygót fedezett fel, a HAT-P-1b-t, és a HAT-P-2b-t. Mindkét gázóriás különleges azon felül is, hogy hazánk fiai találtak rájuk: elõbbi a legnagyobb méretû és egyben legkisebb sûrûségû, utóbbi a legnagyobb sûrûségû, és a leghosszabb keringési idejû a fedési exobolygók családjában (ezek azok a bolygók, amelyek a mi irányunkból nézve elhaladnak a napjuk elõtt, és az ilyen fedési periódusokban teleszkóppal tanulmányozhatók).

A második Föld


Forrás: NASA/JPL-Caltech

2007 áprilisának végén fedezte fel egy svájci-francia-portugál csillagászcsoport a Gliese 581c-t, az univerzum jelenlegi legizgalmasabb bolygóját. A bolygó különlegessége, hogy teljesen Föld-szerû, és a felszínén a hõmérséklet igen stabil, 0 és 40 Celsius-fok között mozog, ami éppen beleesik abba a nagyon szûk tartományba, ahol a víz folyékony halmazállapotú - ez pedig jelenlegi ismereteink szerint az élet kialakulásának egyik kulcsa. A bolygó a Naprendszertõl húsz fényévnyire, a Mérleg csillagképben található, és a lelkes tudósok szerint minél hamarabb ûrszondákat kellene küldenünk felé.

Az elsõ képek egy közeli csillag felszínérõl
Szerzõ: Szalai Tamás | 2007. június 07., csütörtök

A CHARA interferometrikus távcsõrendszere segítségével elõször sikerült közvetlenül képet alkotni egy fõsorozati csillag felszínérõl.


Napjainkban egyre-másra jelentik be a szenzációsabbnál szenzációsabb csillagászati felfedezéseket, ugyanakkor sok olyan terület van, melyek esetében a rendelkezésre álló eszközök fejlettségi szintje – legalábbis egyelõre – komoly korlátokat szab a vizsgálatoknak. Egy-egy ilyen technológiai akadály leküzdése mindig nagy áttörést és számos új ismeretet jelent a tudomány számára.

A napokban egy hasonló áttörésnek számító eredményrõl számoltak be amerikai tudósok a Science-ben megjelenésre elfogadott cikkükben. A kutatóknak elõször sikerült közvetlenül képet alkotni egy fõsorozati – azaz életének nyugodt szakaszában lévõ, magbéli hidrogént égetõ – csillag, az Altair felszínérõl. (Korábban mér készültek hasonló felvételek életük végén járó, vörös óriáscsillagokról.) Az Altair (α Aquilae, a Nagy Nyári Háromszög alakzatát kijelölõ Vega-Deneb-Altair trió legdélebbi csillaga) Napunk egyik legközelebbi, mindössze 15 fényévre lévõ szomszédja, egyben az északi égbolt egyik legfényesebb, +0,8 magnitúdós csillaga. Nemrégiben mutatták ki róla, hogy annyira gyors a tengelykörüli forgási, hogy alakja eltorzult az ideális gömbtõl, és leginkább lapult ellipszoiddal írható le az égitest felszíne.


A csillagokról igen nehéz közvetlen, részletes felszíni felvételeket készíteni, hiszen ezek a távoli objektumok napjaink legnagyobb távcsövein át nézve is teljesen pontszerûnek látszanak, ami a közeljõvö 20-30 m-es óriásteleszkópjaira is igaz lesz. A kutatók ezért egy már ismert, de az utóbbi évekig kizárólag a rádiótávcsövek esetében alkalmazott módszert, az apertúra-szintézisen alapuló többsugaras interferometriát, azaz több távcsõ által leképezett fénysugarak összegzését alkalmazták. A nemzetközi együttmûködésben résztvevõ csillagászok a kaliforniai Mount Wilson Obszervatórium területén lévõ, a CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy) program keretén belül mûködtetett távcsõhálózatot használták a felvételek elkészítéséhez. A hat darab, egyenként 1 m-es távcsõbõl álló rendszerrel (melybõl az Altair vizsgálatához egyszerre négy teleszkópot használtak) a látható (fõleg vörös) és a közeli infravörös tartományban lehet méréseket végezni. Az egymástól távolra helyezett távcsövek képi információit egyesítve a tudósok gyakorlatilag olyan felvételekhez jutottak, mintha azokat egy 250×195 m-es tükrû óriástávcsõvel készítették volna (ez százszoros átmérõt, ill. kb. 25-ször nagyobb felbontást jelent a Hubble Ûrtávcsõhöz képest).


Az Altairról készült felvétel. A berajzolt koordinátaháló és forgástengely a csillag látóirányhoz viszonyított elhelyezkedését segít elképzelni, míg a színkódolás a felszíni hõmérséklet eloszlását mutatja (a legsötétebb területek kb. 1500 fokkal hidegebbek a közel 8500 K hõmérsékletû pólustól)


Az új eredmények birtokában sikerült jó néhány kérdést megválaszolni az Altairral kapcsolatban, de felvetõdött pár újabb probléma is. Sikerült például igazolni a csillag rendkívül gyors forgását (az egyenlítõi sebesség mintegy 300 km/s): a képeken jól látszik a csillag forgás következtében kialakult, erõsen elnyúlt alakja (az egyenlítõnél mért átmérõ 22%-kal nagyobbnak adódott a pólusok távolságánál). A felszíni hõmérséklet mért eloszlása ugyanakkor eltér az eddigi modellek alapján várt képtõl.

A kutatók szerint ez csak az elsõ lépés. A tervek szerint nemsokára számos közeli csillag, sõt, akár közeli exobolygók felszínérõl is készülhetnek közvetlen felvételek.

Források:

National Science Foundation Press Release, 2007.05.31.
Monnier és munkatársai, Science, megjelenés alatt (astro-ph/0706.0867)

Gigantikus õsi fekete lyukat találtak
2007. június 6., szerda, 23:03

Minden eddig ismertnél távolabbi, hatalmas fekete lyukat találtak a csillagászok. Az objektumnak az ennyire fiatal Univerzumban való létezését nehéz a mai elméletekkel magyarázni. Az égitestet több mint 10 millió észlelt objektum között sikerült azonosítani.


Az újonnan azonosított távoli kvazár képe (CFHT)


A Világegyetem fiatal állapotában létezett távoli fekete lyukak létezését akkor tudjuk kimutatni, ha környezetükkel aktív kölcsönhatásban álltak. Ezek ún. szupernagytömegû fekete lyukak, olyanok, amelyek ma a galaxisok centrumában találhatók. A kezdetekben feltehetõleg komoly szerepük volt a csillagvárosok születésénél. Amikor egy ilyen objektumba egy korong alakjában fokozatosan gáz spirálozik be, az felforrósodik, és erõsen sugározni kezd (lásd az alsó ábrán).

Amennyiben a befelé spirálozó anyag alkotta korong a látóirányunkra merõleges helyzetû, akkor a forró központi részt könnyen megfigyelhetjük, és az aktív objektumot nagy távolságból is észrevehetjük. Az ilyen aktív, erõs sugárzást produkáló õsi fekete lyukakat nevezzük kvazároknak.

A 3,6 méteres kanadai-francia-hawaii (CFHT) teleszkóppal ezúttal sikerült rábukkanni a szupernagytömegû fekete lyukak minden korábban ismertnél messzebb lévõ képviselõjére. A Pisces (Halak) csillagképben található objektumot egy speciális, rendkívül távoli égitestek felderítésére szakosodott keresõprogram keretében, az új MegaCam nevû detektor segítségével azonosították, több mint tízmillió megörökített égitest között.

A részletes színképet késõbb, a 8 méteres déli Gemini-teleszkóppal vették fel. Ennek alapján a CFHQS J2329-0301 jelzéssel ellátott, 500 millió naptömeg körüli objektum vöröseltolódása 6,43-nak, távolsága pedig kb. 13 milliárd fényévnek adódott. Eszerint mindössze 700 millió évvel létezett az Õsrobbanás után - amit egyelõre nehéz megmagyarázni.

Jelenlegi ismereteink alapján ugyanis nagyságrendileg egymilliárd évvel a kezdõ pillanatot követve alakultak ki az elsõ csillagok, amelyek legnehezebb és ezért legrövidebb életû képviselõikbõl születtek meg az elsõ fekete lyukak. Ha sok ilyen fekete lyuk valamiként össze tudott olvadni egymással, akkor keletkezhettek rendkívül nagytömegû fekete lyukak. Ehhez azonban sok idõ és valószínûtlenül sok objektum összeolvadása kellett.



Több szakember nem is így magyarázza a galaxisok centrumában lévõ, több millió naptömegû, illetve még nehezebb fekete lyukak képzõdését. Szerintük valamilyen furcsa, ma még ismeretlen folyamat hozta létre ezeket a "szörnyeket". Szerintük a most azonosított objektum kialakulásához is valamilyen furcsa, ismeretlen folyamat vezethetett.

A CFHT teleszkóp a 6-osnál nagyobb vöröseltolódású kvazárok közül eddig négyet talált, ami figyelemreméltó eredmény - különösen, ha tekintetbe vesszük a mai viszonyok között szerény, 3,6 méteres átmérõjét

Pillantás egy vörös óriás légkörébe
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 06., szerda

Feltérképezték egy pulzáló vörös óriáscsillag kiterjedt légkörének különbözõ rétegeit infravörös és rádiótartományban végzett interferometriai mérésekkel.


Egy nemzetközi kutatócsoportnak elõször sikerült egy mira típusú változócsillag különbözõ rétegeibe pillantani. A vörös óriás legkülsõ ritka részei alatt egy molekulaburkot, egy porburkot és egy ún. mézerburkot találtak. A kutatók a munkához az ESO (European Southern Observatory) által a chilei La Paranal csúcson mûködtetett VLT (Very Large Telescope) távcsõegyüttes interferometrikus üzemmódját (VLTI) és az NRAO (National Radio Astronomical Observatory) által üzemeltetett rádióinterferométer-rendszert (VLBA, Very Long Baseline Array) használták. Az új eredmény jelentõsen javíthatja eddigi tudásunkat arról, hogy a végsõ pusztulás elõtt álló elfejlõdött óriáscsillagok hogyan veszítik el anyagukat és hogyan dúsítják fel nehéz elemekkel a csillagközi teret.

A kérdéses objektum az S Ori jelzésû mira típusú változócsillag. Tömege nagyjából megegyezik a Napéval, így jelenlegi állapota elõrevetíti központi csillagunk sorsát újabb 5 milliárd év múlva, mielõtt fehér törpeként befejezné fejlõdését. A mirák felfúvódott óriáscsillagok, ezért legkülsõ régióik már meglepõen könnyen leválnak, ami hajtja az égitestek tömegvesztését: az S Ori pl. minden évben kb. a Föld tömegének megfelelõ anyagmennyiséget pumpál ki a csillagközi térbe. Késõbb aztán ez a nehéz elemekben (pl. szén, oxigén, szilícium) gazdag anyag újabb csillagok, bolygók és esetleg valamilyen életforma alapját fogja képezni, ami indokolja a mirák kutatásának fontosságát. A tömegvesztés összefügg azzal is, hogy a mirák periodikusan összehúzódnak és kitágulnak, azaz pulzálnak – az S Ori periódusa 420 nap, miközben vizuális fényessége a minimum és a maximum között ötszázszorosára növekszik, átmérõje pedig körülbelül 20 százalékkal változik.

Bár a mirák valóban óriások – méretük a Napénak több százszorosa is lehet, azaz a Nap helyébe téve akár a Mars pályájáig is elérhetnének –, még a legközelebbi mirák is olyan távol vannak, hogy részleteik tanulmányozásához nagyon nagy felbontás szükséges, ez pedig csak interferometrikus módszerekkel érhetõ el. A csillag különbözõ rétegeinek tanulmányozásához különbözõ hullámhossztartományokban végzett megfigyelések szükségesek. Az optikai észlelések mellett a molekula- és porréteg az infravörös tartományban, a mézerréteg pedig a rádiótartományban vizsgálható. A mézersugárzás forrása az SiO molekula, segítségével feltérképezhetõ a burokban a Nap méretének körülbelül 10-szeresét elérõ gázcsomók mozgása.


A képen az S Ori látható a pulzációs periódus három különbözõ fázisában. A vörös és zöldes foltok a mézeremissziót, a vöröses korongok a csillag felszínét és a molekuláris réteg infravörös emisszióját, míg a zöldes fénylés a porburok helyét jelzik. Az elsõ két kép a minimumhoz közel készült, amikor a legtöbb por keletkezik. A harmadik kép közvetlenül a vizuális maximum utáni állapotot mutatja, amikor a porburok már kitágult. (Forrás: ESO)

Mivel a csillag kibocsátott sugárzása periodikusan változik, a kutatók a VLTI-vel (infravörös tartomány) és a VLBA-val (rádiótartomány) párhuzamosan különbözõ idõpontokban észlelték az objektumot. Az elsõ közel volt a minimumhoz, az utolsó pedig a következõ periódus maximumához. A mérésekbõl azt kapták, hogy a csillag átmérõje 7,9 és 9,7 ezred ívmásodperc között változik, ami az S Ori távolságában 1,9 és 2,3 Nap-Föld távolságnak, azaz 400 és 500 napsugárnak felel meg!

A csillagot körülvevõ belsõ porburok mérete a csillag sugarának kétszerese. A mézersugárzás, ami szintén ebben a távolságban keletkezik, jellegzetes gyûrûs (teljes vagy részleges) eloszlást mutat, a gyûrûkön belül csomósodásokkal. Sebességeloszlásuk alapján a gáz mintegy 10 km/s sebességgel áramlik sugárirányban kifelé.

A vizsgálatok alapján a fényváltozási minimumhoz közel sokkal több por keletkezik és több gáz dobódik ki, mint egyébként. Ezen fázis után a csillag burkának tágulása folytatódik, majd a maximum elérésekor egy kiterjedt porburok figyelhetõ meg. Ez egyértelmûen utal a pulzáció és a por keletkezése és kiáramlása közötti kapcsolatra. A porburok fõként alumínium-oxid (Al2O3) szemcsékbõl áll, ezek mérete a 0,1 mikrométer nagyságrendjébe esik, ami körülbelül az emberi hajszál átmérõjének ezred része.



Egy pulzáló vörös óriás felépítése az S Ori interferometrikus megfigyelései alapján. A csillag környezete három fontos rétegbõl áll: egy molekulaburok (a belsõ vörös színnel jelzett réteg), egy porburok (a külsõ vörös színû réteg), illetve egy mézeremissziót kibocsátó burok (vörös és zöld foltok). A porburok legnagyobb részét alumínium-oxid szemcsék alkotják, míg a mézeremisszióért az SiO molekula felelõs. (Forrás: ESO)


Forrás: ESO 25/07 - Science Release

Óriás exobolygó, ahol az év csak 31 óra
Szerzõ: Kovács József | 2007. június 05., kedd

A TrES projekt keretében felfedezett harmadik objektum, melyet a Bakos Gáspár vezette HATNet is azonosított, 31 órás évével az egyik legrövidebb keringési idejû exobolygó.


Egy nemzetközi kutatócsoport a TrES (Trans-atlantic Exoplanet Survey) keretében felfedezte a projekt harmadik exobolygóját, ami a TrES-3 jelzést kapta. Az új bolygót három, fedési exobolygók keresésére specializálódott, kis távcsövekbõl álló hálózat is azonosította, köztük a Bakos Gáspár vezetésével Arizonában mûködõ HATNet (Hungarian Automated Telescope Network).




Fantáziarajz a TrES-3 katalógusjelû exobolygóról.

Az új planéta azért nagyon különleges, mert mindössze 31 óra alatt kerüli meg csillagát, azaz a bolygó egy éve rövidebb, mint másfél földi nap! Ezzel az egyik legrövidebb keringési idejû exobolygó. Tömege nagy, a Jupiterének körülbelül kétszerese, mérete pedig mintegy 30 százalékkal nagyobb. Mivel nagyon közel kering napjához, hõmérséklete is magas, eléri az 1500 K-t. A TrES-3 tõlünk 800 fényévre a Herkules csillagképben található, csillaga alig 10 foknyira látszik a Vegától.

A bolygó keringése kötött, azaz a tengelyforgási és keringési ideje megegyezik, így mindig ugyanazt az oldalát fordítja központi csillaga felé. Ezen a felén a besugárzás nagyon erõs, míg az ellentétes oldalon jóval gyengébb. A kötött keringés azonban jó lehetõséget biztosít a bolygó által visszavert fény detektálására a keringés különbözõ fázisaiban, ezáltal az atmoszféra reflexiós képességének tanulmányozására. A fedési exobolygók azonosítása általában nehéz feladat, mert csak nagyon kicsiny fényességcsökkenést okoznak csillaguk elõtti áthaladásukkal: pl. a TrES-3 által okozott intenzitáscsökkenés mindössze 2,5 százalék.

Az új planéta létét a 10 cm-es automata távcsövek adatai mellett a kutatók természetesen nagy távcsövekkel, köztük a 10 méteres Keck teleszkóppal végzett megfigyelésekkel is megerõsítették.

Forrás: Lowell Observatory News Release

Újabb kozmikus kõrakást fedeztek fel
2007. június 5., kedd, 10:03

Ismét egy laza szerkezetû, egymástól független töredékekbõl álló kisbolygópárost azonosítottak a szakemberek.


A 90-es sorszámú Antiope kisbolygó a Themis kisbolygócsalád tagja, a Mars és a Jupiter közötti kisbolygóöv külsõ részén kering. Az égitestet 1866-ban fedezte fel R. Luther, de csak 2000-ben került reflektorfénybe. Ekkor az adaptív optikájú, 10 méter átmérõjû Keck II. teleszkóppal sikerült megállapítani, hogy két, egymás körül keringõ objektumból áll.

A két test azonban túl kicsi volt ahhoz, hogy közvetlen megfigyelésekkel részletesebben is tanulmányozni lehetett volna. Késõbb a VLT-vel sikerült megállapítani, hogy mindkét objektum kb. 86 km átmérõjû, 171 km távolság választja el õket, és 16,5 órás periódussal keringenek egymás körül.

A pontos fizikai paraméterek megbecslésére csak 2005 májusában nyílt alkalom, amikor a két objektum a Földrõl nézve kölcsönösen elfedte egymást. A kérdéses idõszakban lejátszódott okkultációkat hivatásos- és amatõrcsillagászok követték, hosszú adatsorokat nyerve.

Kiderült, hogy mindkét objektum ellipszoid alakú, lapultságuk 7% körüli, amely 86 km-es átmérõ esetén 6 km-t jelent. A legfontosabb eredmény, hogy a két objektum az alakja alapján hidrosztatikus egyensúlyban van: formájuk tehát megegyezik azzal az alakkal, amelyet akkor vennének fel, ha folyékony halmazállapotuk volna.

A két égitest belsõ szilárdsága tehát kicsi lehet, feltehetõleg laza kõrakás jellegû. Átlagsûrûségükre 1,25 g/cm3 jött ki, ennek alapján anyaguknak körülbelül egyharmada üreges. A páros keletkezése pontosan nem ismert, feltehetõleg az õs-Themis kisbolygó kb. 2,5 milliárd évvel ezelõtti szétdarabolódásakor születtek. Ekkor a törmelékekbõl eleve két objektum állt össze, avagy egyetlen test alakult ki, majd az késõbb tört ketté.


Az egymást 16,5 óránként megkerülõ páros mozgásáról készített animáció (Keck Obszervatórium) Sajnos a gif túl nagy volt, ezért nem animáció.

A páros azon égitestek sorát gyarapítja, amelyek sok lazán összeragadt töredékbõl állhatnak. Az ilyen objektumok megismerése gyakorlati szempontból is fontos: ha egy hasonló felépítésû és a Föld felé tartó kisbolygót el akarnánk téríteni egy robbantással, másként reagálna erre, ha összefüggõ a belseje, és másként, ha csak töredékek laza halmazából áll.

Kereszturi Ákos

Hogyan ismerjünk fel egy meteoritot?
Szerzõ: Gyarmati László | 2007. június 04., hétfõ

"Hogyan bizonyosodhatok meg róla, hogy egy furcsa kinézetû kõdarab valóban az égbõl hullott meteorit?"


Az elmúlt években többen is felkerestek telefonon, illetve levélben, hogy találtak egy meteoritot, de hová küldjék, ill. mennyi pénzt kapnának érte. Volt olyan is, aki vásárolni szeretett volna egy meteoritot. A hozzám eljutott 3 db „meteorit” vakriasztásnak bizonyult. Közönséges zúzalék kövek voltak, amiket vasúti töltésekhez, illetve utak alapjához használnak. Az egyik felületén még fosszilis maradványok is látszottak. A furcsaságukra az adhatott okot, hogy olyan helyen találták õket (pl. padláson), ahol a környéken nem voltak sem ilyen anyaggal feltöltött utak, sem kocsibejárók és még vasút sincs a közelben. Ezzel a kis írással azt szeretném elõsegíteni, hogy a kedves Olvasó hogyan ismerjen fel egy valódi meteoritot. Az eredeti szöveg a Dutch Meteor Society (DMS) honlapjáról honlapjáról származik, emiatt néhány statisztikai adat Hollandiára vonatkozik. A Magyarországon eddig fellelt meteoritok számát tekintve gyanítom, hogy hasonló eredményre jutnánk hazánkban is.

Honnan származik a legtöbb álmeteorit? Nagy részük természetes kõ, éles, pattintott élekkel, valamilyen ember készítette tárgy egy darabja vagy kohósalak. Utóbbit könnyen összetéveszthetik elsõ ránézésre egy valódi meteorittal, hisz mindkettõ felülete meg van olvadva.

Amennyiben úgy gondoljuk, hogy meteoritot találtunk, célszerû végigmenni a lenti ellenõrzõ listán. Az ellenõrzés után, ha továbbra is fennáll a lehetõsége, hogy meteorit van a kezünkben, akkor fel kell venni a kapcsolatot a szerzõvel (elérhetõségét a Meteor lapszámai tartalmazzák), a Természettudományi Múzeummal vagy az ELTE TTK Kozmikus Anyagokat Vizsgáló Ûrkutató Csoport Planetológiai Körével. Nagyon kicsi az esélye annak, hogy valóban egy kozmikus törmelék van a birtokunkban – hacsak nem láttuk a hullást –, de nem lehetetlen!

Minden új megtalált meteorit tudományos jelentõséggel bír, egy valódi meteorit közkinccsé tételével hozzájárulhatunk a tudomány fejlõdéséhez! Nincs két egyforma meteorit és minden új meteorit tartalmaz olyan, eddig ismeretlen elemet, nyomot, mely a korai Naprendszer jobb megismeréséhez szükséges. Ha a megtalált tárgy mégsem meteorit, nem baj, legközelebb talán szerencsénk lesz! Noha nagyon kicsi az esély, hogy egy mezõn sétálva vagy kertásás közben találjunk egy égi jövevényt, ne felejtsük el, hogy sok meteorit lapulhat a fûben a lábunk elõtt, anélkül, hogy észrevennénk. Csak arra várnak, hogy felvegyük õket a földrõl! Holland adat szerint átlagosan évente egy 100 grammos, 3 évente pedig egy 1 kg-os darab ér földet Hollandia területén. 1840 óta csak 4 db példányt találtak meg az országban (Utrecht 1840, Uden 1843, Ellemeet 1925 és Glanerbrug 1990). Mindegyik esetben vagy szemtanúk elõtt történt a földetérés (mint a glanerbrugi 1990-ben) vagy pedig a becsapódás során épületet rongált meg. Biztosan sok meteorit esett le olyan helyeken (öbölben, erdõkben, rétekre), ahol valószínûleg örökre elvesztek a tudomány elõl.

Ellenõrzõ lista

A meteoritoknak három fõ típusa van, melyek mindegyike több alcsoportra osztható:

-kõmeteoritok
-vasmeteoritok
-kõ-vas meteoritok.

Az összetételben és a szerkezetben meglévõ különbségek miatt a meteoritoknak rengeteg altípusa van, emiatt lehetetlen jó leírást adni „a” tipikus meteoritról. Mindazonáltal van néhány általános tulajdonság, amik alapján le lehet ellenõrizni a meteorit valódiságát.

Mágneses teszt.
A meteoritok többsége mágnesezhetõ, azaz fémszerû (pontosabban tartalmaznak fémet, még a kõmeteoritok is!). Így az elsõ dolog, ami tehetünk, hogy egy kicsi, de erõs mágnest rákötünk egy madzagra és lassan közelebb visszük a „meteorithoz”. Ha ez egy meteorit, akkor a mágnes megmozdul. Azért kell madzagra kötni a mágnest, mert a kõmeteoritokban olyan kevés lehet a fém, hogy kézben tartott mágnes esetén nem lehet észrevenni a kis mozgásokat, amiket a gyenge vonzás okoz.

Súly.
Mivel mindegyik meteorit tartalmaz valamennyi fémet vagy teljesen fémbõl állnak, így a meteoritok „nehezek”. Ha lehetséges, meg kell mérni a talált tárgy súlyát, és meg kell becsülni a sûrûségét. A kõmeteoritok sûrûsége tipikusan 3,6 g/cm3 (2,2 g/cm3 a nagyon ritka szenes kondritoké), a vasmeteoritok sûrûsége 7,9 g/cm3, a kõ-vas meteoritoké pedig 4,9 g/cm3. A természetes kövek sûrûsége kisebb, mint 3 g/cm3.

Látható-e megolvadt kéreg?
„Frissen” esett meteoritok felületén van egy olvadt réteg. Ez a kéreg általában nagyon vékony, 1 mm vagy kevesebb a vastagsága. Színe tompa fekete, fekete vagy sötét szürke, ritkább esetekben barnás vagy üvegesen áttetszõ. Ha hosszabb ideig volt kitéve a kozmikus test a földi környezet hatásainak, akkor ez a kéreg berozsdásodhat. A kéreg külsõ felszínén esetleg kicsi, felszínes, ujjlenyomatszerû benyomódások láthatók. Ezeket a párolgás okozza, miközben a meteorit áthalad a légkörön. Néha kicsi foltok (szemcsék), fényes olvadt fém és különbözõ folyásszerû vonalak láthatók a felületen. Ki kell hangsúlyozni, hogy több természetes földi kõ, illetve ipari hulladék mutat elsõ pillantásra meglepõen hasonló felületet.

Alak.
A meteoritok többnyire egyenletesen kerek, lekerített sarkokkal rendelkeznek, de sohasem tökéletesen gömbölyûek. Az úgynevezett „irányzott” meteoritok kúp alakúak. Éles sarkok nem fordulnak elõ, kivéve ha egy kõmeteorit összetörik a légkörön való áthaladás során.

Belsõ szerkezet

Az elsõ dolog, amit érdemes megjegyezni: soha sem szabad összetörni egy lehetséges meteorit jelöltet kalapáccsal vagy szétdarabolni egy erre alkalmas fûrésszel! Ily módon megsemmisíthetünk egy tudományosan értékes anyagot. Ráadásul soha ne kísérletezzünk savval, tiszta oldószerrel, ragasztóanyaggal vagy lakkal oldani!

Ha egy pillantást szeretnénk vetni a belsejébe (a darab eredetének tisztázása végett) és példányunk teljes felülete fedett az olvad kéreggel, akkor alkalmazzuk – kellõ óvatossággal – az ún. „Nininger tesztet”. Használjuk a kések vagy egyéb fém eszközök élesítésére alkalmas homokkõ köszörût. Gyengéden nyomjuk a példányunk egyik sarkát a köszörûnek egy másodpercre, és távolítsunk el a „meteorit” felszínébõl egy vékony és kicsi réteget. Csak néhány négyzetmilliméter szükséges, nem több.

Ha a darabunk meteorit, akkor polírozott fém, tömör kõ vagy fényes fém és tömör kõ keverékét kell látnunk, ritkább esetben lekerekített sarkú sárgászöld kocka alakú kristályok tûnnek elõ fém rácsozatban. Hólyagokat, buborékokat vagy üregeket soha sem fogunk látni.

A meteoritoknak mindig tömör szerkezete van!

A DMS minden évben több olyan „meteoritot” kap vizsgálatra, melyek porózusak: hólyagokat, üregeket és buborékokat tartalmaznak a belsejükben. Egy valódi meteor esetén ez soha nem történhet meg. Amennyiben a példányunk porózus, biztosak lehetünk benne, hogy nem meteoritot találtunk. Egy porózus tárgy nem élné túl azt az igénybevételt, ami akkor érné, amikor áthalad a légkörön. Már régen megsemmisülne, mielõtt elérné a Föld felszínét. A meteoritok, bár néha egész törékenyek tudnak lenni, mindig nagyon tömörek. Ezt nagyon fontos figyelembe venni a vizsgálatunk során! A sok porózus anyag, ami a DMS-hez érkezik, mindig valamilyen ipari hulladék vagy bazaltos vulkanikus kõzet. Ezeket az anyagokat széles körben használják utak töltésére, vasúti építkezések során, épületek építésére. Az ország szó szerint tele van velük szemetelve. Ráadásul ezek a vaskohó salakok és bazaltos õrölt kövek gyakran középkori vagy történelem elõtti idõk lelõhelyeirõl is elõkerülnek. Ezeket elõszeretettel teszik félre az emberek, mint „meteoritokat”. Ilyenkor szoktak elhangzani azok a mondatok, hogy „természetes övek ezen a helyen soha nem fordulnak elõ, biztos az égbõl hullott”. Tudvalevõ, hogy az ember, vándorlásai során széthordta kultúrájának darabjait szerte a világon, és így olyan helyekre is eljutottak dolgok, ahová természetes úton nem juthattak el volna soha. Így nem meglepõ, hogy vulkanikus kõzetekre bukkanunk a vulkánok kihullási zónájától több tucat vagy több száz kilométerre is.

A kõmeteoritoknak tömör szerkezete van, a törési felület egyenetlen, csakúgy, mint a természetes vulkáni eredetû kövek esetén. Színük általában majdnem világos szürke, de lehet fehér, sötét szürke, barnás vagy fekete is. Néha sötét csomók láthatóak világosabb rácsban. A kondritok, a kõmeteoritok egyik altípusa (és a meteoritok legfontosabb típusa) kicsi, milliméter átmérõjû, gömbölyded szilikát elemeket tartalmaznak, amiket kondruloknak neveznek. Ezek általában 0,5-2 mm átmérõjû, vas, alumínium vagy magnézium szilikátok formájában fordulnak elõ az olivin és piroxin ásványokban. Ezek majdnem a legidõsebb objektumok a Naprendszerben a maguk 4,57 milliárd évükkel. Akkor keletkeztek, amikor a Nap körüli porfelhõ nagyon magas hõmérsékletû volt, olvadttá vált, majd apró cseppekké szilárdult.

Az L és H típusú kondritok vas-nikkel szemcséket tartalmaznak, melyek könnyen láthatók, mint kicsi, fényes részecskék, mikor a fény felé tartva forgatjuk a meteorit. Néhány meteorit aranysárga kristályokat tartalmaz, melyet troilitnek nevezünk. A troilit vas-monoszulfid (FeS), földi ásványban még soha nem találták meg, kizárólag meteoritokban fordul elõ. Tombakbarna vagy bronzszínû, fémes fényû, héjas szerkezetû gömböcskékben és vékony lemezkékben található. Elsõ ránézésre piritnek tûnnek. Néhány nap földi körülmények között elég ahhoz, hogy rozsdásodni kezdjen.

A vasmeteoritok csiszolatlan állapotban feketék, „rozsdásak” vagy nagyon sötét szürkék. Csiszolás után fényes, csillogó fém színûek, a majdnem teljesen nikkel vagy vas összetételnek köszönhetõen.

A kõ-vas meteoritok, melyek mellesleg rendkívül ritkák, két különbözõ csoportot alkotnak. Az egyik a pallasit, melyet a meteoritok közül a legszebbnek tartanak. Az olivin ásvány zöld vagy sárgászöld, kocka alakú kristályaiból állnak, sarkuk lekerekített, és az egészet nikkel-vas fémrács határolja. Mindezt persze polírozott állapotban lehet látni. A másik formájuk a mesosiderit, mely a fényes vas-nikkel darabok és a szilikátok („kõ”) kaotikus keverékébõl áll.

Állítólagos „meteorit hullások”
A DMS-hez több olyan beszámoló érkezik, melyek „égbõl esett tárgyakról” számolnak be, vagy pedig arról, hogy valakit eltalált egy ilyen tárgy. A vizsgálódások kiderítették, hogy ezek nem meteoritok voltak. Elõfordulnak rejtélyes hullások, amikor vaskohó salak, vagy vulkanikus anyag „esik az égbõl” olyan helyeken, ahol nincs a közelben vulkán, vagy pl. egy asszonyt a 3. emeleti lakásának folyosóján 1988-ban eltalált egy sárgára festett ólom tárgy, melyrõl késõbb kiderült, hogy egy II. Világháborús lövedék egy darabja. Nyár közepén jégdarabok törnek össze tetõket és más hasonló rejtélyes dolgok történhetnek. A magyarázatok szerint ezek lehetnek vandalizmus nyomai (gyerekek csúzlival való szórakozása) vagy áthaladó repülõgépekrõl leváló jég vagy alkatrész darabok, erõs szél által megbontott tetõanyagok, vagy néha még madarakra is lehet gyanakodni. Más esetekben egyszerû emberi tévedésrõl lehet szó. Röviden összefoglalva: nem mind meteorit, ami az égbõl esik!
A meteoritok becsapódási sebessége kb. 200 m/s ekkora egy tüzérségi lövedék becsapódási sebessége is). Ez azt jelenti, hogy a földet érés során gödröket, krátereket hoznak létre, melyek nagysága persze függ a becsapódási felület milyenségétõl is (föld vagy sziklás terep), komoly veszélyt jelentenek a fákra, autókra, épületekre, és halálos sérülést okozhatnak, ha valakit eltalálnak. Amennyiben ilyen becsapódást látunk, feltétlenül jegyezzük le pontosan a helyszínt, készítsünk fényképeket, mérjük meg a kráter átmérõjét, mélységét. Személyi sérülés esetén pedig hívjunk orvost. Kb. 10 km magasságban a meteoritok elveszítik kozmikus sebességüket és többé kevésbé függõlegesen esnek tovább. A vízszintes szélmozgások módosíthatják ezt a pályát. A meteoritok sohasem izzanak, nem világítanak vörös fénnyel, mikor becsapódnak, ahogy ezt sokan tévesen gondolják. Nem perzselik meg a növényzetet és nem égetik meg az ember kezét, mikor valaki felveszi õket a földrõl.

Az írás az alábbi cikk felhasználásával készült:
Dutch Meteor Society: Recovering Meteorites - A short guide on how to recover a meteorite

Széttépett galaxisok nyomai a Tejútrendszerben
2007. június 4., hétfõ, 7:54

Három õsi, mára szétszakadt galaxis maradványát találták meg a Tejútrendszerben, kiterjedt csillagáramlások formájában.


Az elmúlt években egyre több olyan csillagcsoportot találtak Galaxisunkban, amelyek egykor egy-egy kisebb csillagvárost vagy gömbhalmazt alkottak. Anyaguk azonban a Tejútrendszer árapályhatásától darabokra szakadt és szétszóródott. Csillagaik elkeveredtek Galaxisunk égitesteivel, ezért nehéz õket észrevenni. Egymáshoz hasonló korú, fémtartalmú és mozgású csillagok formájában azonban ha nehezen is, de még kimutathatók ezek a galaktikus "tetemek".

Egészen az elmúlt évekig két okból nem sikerült ilyen objektumokat azonosítani. Egyrészt nem voltak olyan berendezések, amelyek egyszerre sok égitest helyzetét és színképi jellemzõit tudták megörökíteni. Ugyanakkor az így rögzített óriási adatmennyiségbõl ki kell választani az egymáshoz hasonló vagy egymással kapcsolatban lévõ objektumokat. Utóbbira pedig csak nagy teljesítményû számítógépek és ügyesen megírt programok képesek.

A fenti két ideális tulajdonságot ötvözi a Sloan Digitális Égbolt Felmérés (SDSS) nevû program. Carl Gilmar (CALTECH) és kollégái három olyan csillagáramlást találtak a Tejútrendszerben, amelyek egykori galaxisok vagy gömbhalmazok szétszakadásával jöhettek létre.

Ezúttal az egyes csillagok mozgása mellett színi jellemzõiket és teljes energiakibocsátásukat is figyelembe vették, hogy csoportokat határolhassanak le közöttük. Sikerült is három olyan, korábban nem ismert csillagáramlást azonosítani, amelyeket hasonló égitestek alkotnak és a térben egymással közel párhuzamosan haladnak.

Közülük két csillagáramlás kb. 13 ezer fényévre volt tõlünk, és a legvalószínûbb, hogy saját Galaxisunk két gömbhalmazának szétdarabolódott maradványai. A harmadik csoport lényegesen messzebb, kb. 130 ezer fényévre van, és vagy egy még létezõ, vagy éppen felbomlóban lévõ szomszéd törpegalaxis lehet. Részben az ilyen szétszakadások felelhetnek azért, hogy csak kb. 20 közeli törpegalaxist ismerünk a Tejútrendszer közelében, míg elméletileg ennél közel egy nagyságrenddel több lehetett eredetileg.


A harmadik és viszonylag távoli csillagáramlás a most azonosítottak közül (SDSS)

A fent említett technológiák révén, automatizált módszerekkel lehetséges, hogy a Tejútrendszer keletkezésének megértéséhez is közelebb kerüljünk. Bár még ma is furcsán hangzik, de elképzelhetõ, hogy a következõ évtizedekben galaxisunk csillagainak jelentõs részénél azok múltbeli mozgását, esetleg eredetét is képesek leszünk megállapítani. Egy visszafelé vetített, hosszú filmhez hasonlóan Galaxisunk múltjának legfontosabb eseményeit és születésének több jellemzõjét is rekonstruálhatjuk a jövõben.

Kereszturi Ákos

Ha már szó esett róla:


Csillagkeletkezési hely egy szomszédos galaxisban

A Hubble Ûrtávcsõ legújabb felvételén a szomszédos Kis Magellán Felhõ egyik csillagkeletkezési régióját figyelhetjük meg. Az N81 jelû ködben sok fényes, nagy tömegû, fiatal csillag található, melyek mind a ködbõl keletkezhettek. Ezek a csillagok nagy mennyiségben veszítenek anyagot a csillagszél következtében, érdekes gubószerû alakzatokat létrehozva a környezetükben.

A kép közepén lévõ két fényes csillag egy szoros kettõs, ami igen erõs ultraibolya sugárzást bocsát ki, mely fénylésre készteti a körülöttük lévõ ködöt. Ezek a csillagok kb. 300000-szer fényesebbek, mint a mi Napunk. A világító felhõtõl távolabbi hideg anyag fõként hidrogén molekulákból és porból áll. A sötét anyag nagy része láthatatlan, de egy kis része benyúlik a fényes felhõ elé, hosszú vonalakat, csomósodásokat létrehozva. A forró központi csillagok is ebbõl a sötét anyagból keletkezhettek.



A csillagászok nem voltak biztosak abban, hogy csak pár nagy tömegû csillag van beágyazva a ködbe, vagy található több kisebb tömegû társa is. A mostani Hubble felvételen egyértelmûen látszanak a kisebb tömegû csillagok is. Ez a döntõ információ hatással lehet a csillagkeletkezési elméletekre. Az N81 szinte felkínálja a mélyebb betekintést a heves csillagkeletkezés folyamataiba. A Kis Magellán Felhõ ilyen terû vizsgálata különösen fontos, hisz intersztelláris felhõinek kémiai összetétele jelentõsen különbözik a Tejútrendszerétõl. Az N81 tanulmányozásával vizsgálhatjuk a régi és messzi galaxisokban a csillagok keletkezését akkor, amikor még nem szennyezõdtek héliumnál nehezebb elemekkel az intersztelláris felhõk.

A Kis Magellán Felhõ alig 180000 fényévre található a Tejútrendszertõl és csak a Föld déli féltekérõl látható.

Ezt mibõl gondolog, hogy már akkor összeolvadtak? Meg mire érted azt, hogy akkor? A távolság és a méret meghatározást már elég nagy pontossággal tudják mérni, van is itt valahol egy korábbi cikk, ahol pontosan le van írva a menete. Visszatérve a törpe galaxisokra itt van a szomszédunkban a Kis Magellán-felhõ az sem olvadt még össze smmivel, pedig arra még csak azt sem lehet mondani, hogy a táguló peremvidéken lenne.

igen, van határ: 13,7 milliárd, ez a látható univerzum határa.
bármilyen távol is legyen egy galaxis, a méretét és típusát nem túl nehéz meghatározni és egyébként is több dologból is lehet a méretére következtetni

Ha jól értem, ezek a legkorrában kialakult galaxisok lesznek, lennének. Egyrészt, ezek már akkor összeolvadtak, szabadna e még láttnunk õket (tudom hogy minnél távolább megyünk, annál jobban visszább nézünk az idõbe, de biztos van határ nem?). Meg nem lehet hogy ezek a "törpe" galaxisok csak azért látszanak törpének mert oly távol vannak tõlünk? :)

A hiányzó törpegalaxisok nyomában
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. június 01., péntek

Halvány törpegalaxisok ezreit fedezték fel a Coma galaxishalmazban a Spitzer infravörös ûrtávcsõ megfigyelései alapján.


A Spitzer ûrteleszkóp legújabb felvételei segítségével eddig ismeretlen törpegalaxisok ezreit fedezték fel a hatalmas Coma galaxishalmazban. Ezek az objektumok kis méretük ellenére nagyon fontos szerepet játszanak a kozmikus fejlõdést leíró elméleteinkben. A jelenleg legelfogadottabb modellek szerint ugyanis ezek a galaxisok fejlõdtek ki elsõként a Világegyetemben, majd összeolvadásuk révén alakultak ki a ma ismert óriás galaxisok. Galaktikus építõkockákként elvileg mind a mai napig a legszámosabb galaxistípust alkotják, emellett pedig az Univerzum nagyléptékû szerkezetének fontos nyomjelzõi. Ennek ellenére az Õsrobbanás utáni fejlõdést modellezõ számítógépes szimulációk mind arra utalnak, hogy sokkal több törpegalaxisnak kell lennie, mint amennyit a jelenlegi megfigyelések alapján ismerünk: ez a hiányzó törpegalaxisok problémája.

A Leigh Jenkins és Ann Hornschemeier (NASA Goddard Space Flight Center) által vezetett kutatócsoport a Spitzer ûrteleszkóppal tett fontos lépést a rejtély megoldása felé. Megfigyelésük célpontjául a Coma Berenices csillagképben mintegy 320 millió fényévre található óriási galaxishalmazt választották. A halmazban már eddig is több száz galaxist ismertünk, amelyek kb. 20 millió fényév átmérõjû területen oszlanak szét.


Hamisszines mozaikkép a Coma-halmaz központi területérõl, amely halvány objektumok ezreit tartalmazza (zöld pöttyök). Két hatalmas galaxis (NGC 4889 és NGC 4874) uralja a képet. A fotó a látható tartományban felvett SDSS-felvételek és a Spitzer infravörös képeinek kombinálásával készült

A mellékelt égi mozaik 288 db egyedi kép összeillesztésével állt elõ és kb. 1,3 négyzetfokos területet fed le. A kutatócsoport mintegy 30 ezer egyedi objektumot azonosított és katalogizált a teljes felvétel alapján. A galaxisok egy része a Coma-halmazhoz tartozik, míg nagy számban találtak a háttérben elhelyezkedõ csillagvárosokat is. A látómezõn belül több kisebb területen megmérték sok száz galaxis távolságát a kanári-szigeteki 4 m-es William Herschel teleszkóppal, és az eredményül kapott térbeli eloszlás nem csak tisztán mutatta a Coma-halmazhoz tartozó galaxisok sûrûsödését a halmaz átlagos távolságánál, hanem lehetõvé tette a halmaztag galaxisok arányának becslését.


A fenti kép bekeretezett részlete kinagyítva. A zöld pöttyök az újonnan felfedezett törpegalaxisok.
A kutatócsoport igen nagy számú, összesen 1600 törpegalaxist azonosított a halmaz részletesen megvizsgált területein, ami alapján kb. 5000 törpe lehet a teljes halmazban. Jellemzõ méretük a Tejútrendszer közeli kísérõgalaxisához, a Kis Magellán-felhõhöz hasonló, vagy éppen kisebb. Noha ez még mindig nem fedi le a leghalványabb törpék tartományát, az új, infravörösben érzékeny mérések megerõsítik az Univerzum fejlõdését törpegalaxisok sokaságával leíró elméleteink helyességét. A kutatócsoport néhány tagja további méréseket tervez az arizonai 6,5 m-es MMT és a hawaii-szigeteki 10 m-es Keck távcsõ bevonásával a halmaztagok még biztosabb azonosítására, amivel a Coma-halmaz múltjára vonatkozó modellek lesznek pontosíthatók.


Forrás: Spitzer Science Release 2007-10

28 új exobolygó
2007. június 1., péntek, 9:37

A 236 ma ismert Naprendszeren kívüli bolygó alapján planéták a legkisebb, illetve a többszörös csillagok körül is elõfordulnak.


Nemrég Jason Wright (University of California, Berkeley) vezetésével 28 új, Naprendszeren kívüli planéta, azaz exobolygó felfedezését jelentették be. Ezzel 236-ra nõtt a napjainkban ismert exobolygók száma. A fenti újabb égitesteket az ún. radiális sebesség módszerrel találták meg, amelynek keretében az exobolygónak a csillagára kifejtett gravitációs hatását mutatják ki.

Az új égitestek között négy olyan bolygórendszerbe tartozik, amelyben már több planétát is sikerült azonosítani. A statisztikai adatok alapján az eddig felfedezett bolygók legalább 30%-a többszörös bolygórendszerben kering. Az új exobolygók további érdekes képviselõje az a két planéta, amelyek egy A és egy F színképtípusú, 1,6 illetve 1,9 naptömegû csillag körül mozognak. Ez a két csillag viszonylag gyorsan forog és légkörük is erõsen pulzál, mégis sikerült körülöttük azonosítani a planétákat.

A fenti program keretében vizsgált egyik exobolygót már két éve ismerik, de csak most sikerült a tömegét is pontosan meghatározni. A kérdéses objektum a Gl426 jelû, viszonylag közeli, mindössze 30 fényévre lévõ M típusú törpecsillag körül kering. Mivel bolygónkról nézve idõként elhalad csillaga elõtt, több paraméterét is sikerült megbecsülni. Eszerint mérete és sûrûsége a Neptunuszéra hasonlít; 2 g/cm3 sûrûségû és 22,4 földtömegnyi anyagának kb. felét kõzetek, felét pedig víz, illetve vízjég alkothatja.

Emellett csillagához igen közel kering, amelytõl az átlagos Nap-Föld távolságnak mindössze 0,03%-a választja el. Ebben a távolságban csak 2,6 nap alatt végez egy keringést. A kis csillagtávolság ellenére pályája elnyúlt, amit feltehetõleg egy ma még nem ismert, másik exobolygó gravitációs hatása okozhat.

A mára felfedezett, több mint 200 exobolygó statisztikai vizsgálatokra is lehetõséget ad, ha az észlelésekhez kapcsolódó kiválasztási effektusokat is figyelembe vesszük. Nem csak a felfedezett égitestek száma növekedett, de jelentõsen gyarapodtak az exobolygók általános jellemzõirõl szerzett ismereteink.


Fanátziarajz a Gliese 436b-rõl és csillagáról (Lynnette Cook, Universeity of Berkeley)

Kiderült, hogy a legkisebb vörös törpék körül is vannak planéták, és kötött tengelyforgású képviselõiken sincs mindig extrém nagy hõmérsékleti különbség a nappali és az éjszakai oldal között. Emellett az is egyértelmûvé vált, hogy a kettõscsillagok körül is jellemzõek a bolygók, valamint olyan csillagok is bírnak planétákkal, amelyeknél ezt alacsony fémtartalmuk miatt korábban nem feltételezték. Emellett úgy fest, hogy a nagyobb tömegû csillagok körül gyakoribbak a nagyobb tömegû bolygók.

Kereszturi Ákos

Hatékony napszélriasztó rendszer
2007. május 31., csütörtök, 9:53


A SOHO napkutató ûrszonda mérései alapján minden korábbinál hatékonyabb napszél-elõrejelzõ rendszer készülhet. Az új, még fejlesztés alatt lévõ módszernek köszönhetõen már most körülbelül 20%-kal csökkent annak esélye, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve ûreszközöket.


A napkitörésekhez kapcsolódó részecskezáporok néhány területen komoly veszélyt jelentenek. Ilyenek például a Föld körüli pályán végzett ûrséták, a jövõbeli emberes holdexpedíciók alatt a bázison kívül töltött idõszakok, de a mûholdakra sem veszélytelenek a napszélben száguldó töltött részecskék. Amikor nagy mennyiségben és jelentõs energiatartalommal érkeznek, meghamisítják a méréseket, téves parancsokat vagy zárlatokat is okozhatnak. Elõrejelzésük kiemelten fontos, mivel az asztronautákat még idõben biztonságos helyre kell menekíteni, a mûholdakat pedig inaktív üzemmódba kapcsolni.

Az elõrejelzések fejlesztése terén nemrég komoly elõrelépés történt a SOHO COSTEP nevû detektora segítségével. Utóbbi a Napból érkezõ töltött részecskék energiáját vizsgálja. 1996 és 2002 között több napkitörés részecskezáporát is sikerült részletesen követni a segítségével.

Minden ilyen zápor alkalmával elektronok, protonok és kisebb mennyiségben nehezebb atommagok lökõdnek ki a Napból. Az elektronok kisebb tömegük révén nagyobb sebességre gyorsulnak, ezért valamivel korábban érkeznek hozzánk, mint a sokkal veszélyesebb protonok és az egyéb, nehéz atommagok.

A COSTEP segítségével tapasztalati kapcsolatot találtak a beérkezõ elektronok mennyisége és az utánuk várható atommagok fluxusa, valamint késési ideje között. A módszerrel sikerült 2003-ban négy nagyobb részecskezáport elõrejelezni, azok érkezése elõtt 7-74 perccel.

Bár a módszer még nem elég pontos, egyértelmû, hogy fejlesztésével fontos eszköz kerül a kezünkbe a napkitörések elleni védekezésben. A COSTEP eddig már egy teljes napfoltciklust vizsgált végig, és jelenleg is gyûjti az adatokat. A módszer már most kb. 20%-kal csökkenti az esélyt, hogy a részecskezáporok váratlanul érjenek asztronautákat, illetve ûreszközöket.



Az elektronok és a nehezebb atommagok érkezésének sémája (NASA, SOHO)

Szintén a napszél viselkedésével kapcsolatos új információkat szereztek a Wild- és az Ullysses-szonda adatainak vizsgálatával. Sandra Chapman (University of Warwick) és kollégái a fenti két ûreszköznek az elmúlt évek alatt rögzített adataiból próbálták a napszél térbeli szerkezetét feltérképezni.

A megfigyelések alapján a mágneses tér szerkezete fraktál jellegû, méghozzá csak a napfoltciklus maximuma környékén. Ekkor a részecskékkel együttmozgó mágneses térben különbözõ méretskálán ismétlõdõ mintázatok mutatkoznak. A jelenséget feltehetõleg az okozza, hogy ebben az idõszakban a mágneses erõvonalkötegek bizonyos rend szerint, jellemzõ periódussal és amplitúdóval mozognak, és ismétlõdõ nyomot hagynak a Napból kiáramló töltött részecskék eloszlásában.

Kereszturi Ákos

Források nyomai a Marson
2007. május 30., szerda, 8:45

Az Opportunity marsjáró leszállóhelye, a Meridiani-síkság 4,0-3,5 milliárd év között forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke lehetett, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott az ásványok kiválása a felszínen.


A Meridiani-síkságot, az Opportunity szonda leszállóhelyét 200 és 800 méter közötti vastagságban borítják az üledékes rétegek. Az itt található kõzetek egykori vizes közegben jöttek létre, de pontos eredetük még nem ismert. Feltehetõleg bepárlódó vizekben képzõdtek, amikor abban egyes szulfátok koncentrációja akkorára nõtt, hogy tovább nem tudtak oldott állapotban maradni, és ezért kiváltak.

Probléma azonban, hogy a terület nem egy zárt medence, amely a vizet felfogta volna, és ezért itt sok üledék csapódhatott volna ki. A vidék erõsen lejt, ezért nehéz elképzelni, hogy ennyi üledékek miként vált ki, miközben a víz gyorsan lefolyt róla. Ugyanakkor ha feltételezzük, hogy az üledék az õsi északi óceán erre húzódó partján képzõdött, akkor máshol is meg kellene találnunk a nyomait.

Jeffrey Andrews-Hanna (MIT) és kollégái egy új modellel próbálják az üledékek kialakulását magyarázni. Számítógépes szimulációjukban a fiatal és nedves Marsból indultak ki, majd ennek változását követték a 4,5 és 3,7 milliárd év közötti idõszakban.

A felszínre lehulló esõbõl, avagy a megolvadó jégbõl beszivárgó folyadék felszín alatti vizeket alkotott. A bolygó globálisan észak felé lejtõ domborzata miatt ezek észak felé áramlottak, emellett a hatalmas Tharsis-hátság kiemelkedése is befolyásolta a szivárgó vizek mozgását. Ebben a környezetben próbálták megbecsülni, hol bukkan ki a víz a felszín alól.

A modell alapján, a fent említett áramlási trend miatt, a Meridiani-síkság az egyik ilyen terület. E szerint egykor számtalan forrás öntötte vasban gazdag, savas kémhatású vizét itt a felszínre. Minderre fõleg ott került sor, ahol a felszín lejtése enyhült - a mélységi vizek áramlása lelelassult, és ezért könnyebben bukkantak a felszínre. Ezután természetesen párolgott a folyadék, és sok olyan oldott anyag vált ki belõle, amelyeket még korábbi áramlása során oldott ki a felszín alól. A Meridiani-síkság ebben az idõszakban feltehetõleg sós-homokos dûnékbõl és köztük lévõ kisebb állóvizekbõl, átmeneti tócsák és tavak váltakozásából állt.

A folyamat a Mars korai meleg idõszakából a késõbbi hidegebb állapotába történõ átmenet alatt, azaz kb. 4,0-3,5 milliárd év között volt a legintenzívebb. A Meridiani-síkság ekkor tehát forrásvizek hatalmas bepárolódó vidéke volt, ahol akár több 100 millió éven keresztül zajlott ez a folyamat.


Az üledék képzõdésének egyszerûsített vázlata (Andrews-Hanna, Phillips, Zuber)

A jelenség részben ahhoz hasonló, mint amikor a Földön az elzáródó parti lagúnák párolgó vizébõl marad vissza az üledék, avagy karsztos területeken a kibukkanó források építenek mésztufagátakat - de a Marson minderre geológiai idõskálán keresztül került sor, ráadásul több száz méteres vastagságban.

Kereszturi Ákos

Gázt pöfékelõ barna törpe
2007. május 28., hétfõ, 23:00


Egy kis tömegû barna törpétõl kiinduló anyagsugár az objektum keletkezési körülményeirõl is árulkodik.


Az anyagsugarak, avagy jetek (ejtsd: dzsetek) számos csillagászati objektumnál elõfordulhatnak. A legismertebbek a fekete lyukakhoz kapcsolódó anyagsugarak, ahol a központi objektum felé egy ún. akkréciós (tömegbefogási) korongban spirálozik az anyag. Ez befelé haladva felforrósodik, és kis része a magas hõmérséklet, valamint különbözõ elektromágneses hatások miatt a korongra merõlegesen távozik. Az ekkor kilökõdõ két, ellentétes irányú anyagsugarat bipoláris jetnek is nevezik.


Fantáziarajz az anyasugarat produkáló barna törpérõl (ESO)

Mai ismereteink alapján akkréciós korongok több eltérõ környezetben is elõfordulnak. Ilyenek a csillagtömegû- és a szuper-nagytömegû fekete lyukak, a neutroncsillagok, a protocsillagok (születõben lévõ csillagok), illetve néhány, társával kölcsönható fõsorozati csillag is.

A 2MASS1207-3932 jelû barna törpét az ESO VLT távcsövével az ultraibolya tartományban tanulmányozták. A 24 Jupiter-tömegû objektum a TW Hydrae asszociáció nevû csillagcsoporthoz tartozik. Társa egy 5 Jupiter-tömegû égitest, azaz egy exobolygó. (Utóbbi volt egyébként az elsõ közvetlenül is megörökített Naprendszeren kívüli bolygó.) 2006-ban derült ki, hogy a barna törpe körül egy anyagkorong is található, és azonnal felvetõdött, hogy abból anyagsugár is kiindulhat.

A képzõdményt nemrég sikerült is azonosítani. Sokkal kisebb és halványabb, mint a fent említett objektumoknál korábban megfigyelt anyagsugarak, hossza látszólag csak 0,1 ívmásodperc, azaz nagyságrendileg egymilliárd kilométer - ez nem sokkal nagyobb, mint a Jupiter közepes naptávolsága. A kiáramló anyag sebességére pedig néhány km/s-os értéket kaptak a szakemberek.

A most megfigyelt jelenség részben a protocsillagoknál tapasztaltra hasonlít, ahol az anyagsugár a gáz beáramlásának és a protocsillag növekedésének "mellékterméke". Elképzelhetõ, hogy a jelenség itt is a csillagokhoz hasonló tömegnövekedésre utal - tehát a barna törpénél is jellemzõ lehet a csillagközi térbõl történõ anyagbefogás. Mivel a 2MASS1207-3932 kora mindössze kb. 8 millió év, elképzelhetõ, hogy a barna törpék élete elején jelentkezõ, anyagsugár-kibocsátó fázist képviseli. Társa is a csillagokhoz hasonló módon keletkezett; mivel túl messze van a fõkomponenstõl, nem jöhetett létre a nagyobb társa körüli korongból.

Ez egyébként a második olyan barna törpe (tömegével pedig a legkönnyebb égitest), amelynek környezetében anyagsugarat azonosítottak. A megfigyelés egyben azt a lehetõséget is felveti, hogy akár a Jupiterhez hasonló bolygók is produkálhatnak ilyen anyagsugarakat születésükkor. Ez pedig a formálódó bolygórendszer jellemzõit befolyásolhatja.

Kereszturi Ákos

Fekete lyuk a Marson
Szerzõ: Derekas Aliz | 2007. május 28., hétfõ

Furcsa fekete folt, feltehetõen barlangbejárat a Mars Reconnaissance Orbiter nagyfelbontású képein.


A vörös bolygó körül keringõ Mars Reconnaissance Orbiter marskutató szonda HiRISE mûszerével nagyfelbontású képeket készített az eredetileg a Mars Odyssey felvételein felfedezett furcsa fekete foltok egyikérõl. Az alábbi fotón látható, kb. futballpálya nagyságú sötét lyuk az Arsia Mons vulkán oldalában található, és olyan mély, hogy a Nap fénye sem tudja bevilágítani.



Fekete folt az Arsia Mons oldalában. A kép 2007. május 7-én készült a Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE mûszerével, míg nagyobb méretû változat itt található.


A legnagyobb felbontású kép (25 cm/pixel) az Arsia Mons oldalában található sötét foltról. A lyuk pereme rendkívül egyenetlen (balra), míg belsejérõl még szélsõséges képfeldolgozás sem mutat meg részleteket (jobbra).

A nagyfelbontású kép alapján kizárható, hogy a folt valamilyen becsapódás következményeként keletkezett volna, mivel hiányoznak az arra utaló egyéb nyomok. A legkézenfekvõbb magyarázat, hogy a sötét lyukak mély barlangok bejáratai, nagy valószínûséggel beomlott üregek, amelyek falait nem láthatjuk, mivel azok vagy teljesen függõlegesek vagy túlnyúlnak az üregen. Egyes elképzelések szerint akár kedvezõ feltételeket biztosíthatnak a marsi élet számára is – feltéve, hogy tényleg létezik valamilyen életforma a bolygó felszínén.


Hét sötét folt a Mars Odyssey által készített korábbi képeken.

Röntgennóvák az Andromeda-ködben
Szerzõ: Székely Péter | 2007. május 27., vasárnap

Ûrbéli röntgentávcsövekkel meglepõen gyors fejlõdést mutató nóvákat fedeztek fel az Andromeda-köd központi tartományában.


Az Európai Ûrügynökség XMM-Newton és a NASA Chandra ûrtávcsöve a mintegy 2,5 millió fényévre levõ Andromeda-ködben (M31) robbant nóvákat észlelt 8 hónapon keresztül, és ez idõ alatt számos objektum esetében detektálták a röntgensugárzás beindulását, majd megszünését. Szemben a klasszikus nóvarobbanások idõbeli fejlõdésével, ezeknél a csillagoknál a röntgenemisszió sokkal rövidebb ideig, alig egy-két hónapig volt megfigyelhetõ, ami alapján új típusú csillagrobbanásokként azonosíthatók.


A korábbi években az M31-ben összesen megfigyelt 34 nóvából 11 mutatott erõs röntgenfénylést. Az ezen a hullámhossztartományon történõ vizsgálódás azért különösen fontos, mert általa a kölcsönható kataklizmikus kettõs fehér törpe tagjának felszínét látjuk. Ezek a Nap tömegû, Föld méretû – ezért rendkívül sûrû – csillagok közeli társuktól, egy normál csillagtól szipkáznak el anyagot, amely a nukleáris robbanáshoz vezetõ kritikus sûrûség eléréséig gyûlik a felszíni rétegekben. A detonáció azonban megkíméli a fehér törpe életét – mivel valójában viszonylag kis tömeg vesz részt a fúziós reakciókban.

A nóvakitörés folyamán a rendszer fényessége akár egymilliószorosára is megnõhet az optikai tartományban, ahol a felfényesedés, majd az elhalványodás jól nyomon követhetõ hónapokon keresztül. A röntgensugárzás akkor válik láthatóvá, amikor a nóva által ledobott anyag elegendõen átlátszóvá ritkult és akkor szûnik meg, amikor a kitöréskor beindult heves fúziós folyamatok üzemanyaga elfogyott. Teljes idõtartama arról árulkodik, hogy mennyi anyag maradt a fehér törpe felszínén a nóvajelenség után.


Az M31 belsõ régiói az XMM-Newton megfigyelései alapján. A hamisszínes kódolás a következõ hozzárendelést használja: a vörös 0,2-0,5 keV, a zöld 0,5-1 keV, míg a kék a 1-2 keV energiatartománynak felel meg. A nóvarobbanások optikai megfelelõit körök jelzik.

A Wolfgang Pietsch (Max Planck Institut für Extraterrestrische Physik) által vezetett kutatócsoport a 2004. július és 2005. február közötti idõszakban végzett rendszeres észleléseket az Andromeda-köd röntgenforrásairól. Amellett, hogy hét "idõs", azaz kitörésük után több évvel, akár egy évtizeddel járó nóvánál még mindig észleltek röntgensugárzást, néhány csillag alig pár hónap idõkülönbséggel kapcsolt be, majd ki. Mindez arra utal, hogy létezhet egy olyan típus is a nóváknál, melyeknél akár egy-két nagyságrendnyivel rövidebb idõ alatt játszódnak le a fúziós folyamatok, így elképzelhetõ, hogy emiatt korábban elkerülték a felfedezést. Valós természetük, illetve robbanási mechanizmusok részletei jelenleg még nem ismertek.

Ezek a friss eredmények is jól illusztrálják, hogy számos asztrofizikai folyamatnak a megértése hosszú távú megfigyelést igényel, így nem véletlen, hogy a kutatócsoport 2007 novemberétõl ismét az M31 nóvái felé fordítja az XMM-Newton és a Chandra mûszereit. Az észlelési program szerint hosszú hónapok során tíznaponta ellenõrzik majd ezeket a különleges robbanó csillagokat, tovább bõvítve ismereteinket a röntgentartományban mutatott viselkedésükrõl.

Forrás: ESA PR, 2007. május

Három új szaturnuszhold
Szerzõ: Sárneczky Krisztián | 2007. május 26., szombat

Miközben a Cassini-szonda évek óta vizsgálja a Szaturnuszt és környezetét, földi óriástávcsövekkel újabb és újabb holdakat fedeznek fel a gyûrûs bolygó körül.


A Hawaii-szigeteken felállított 8,2 m-es Subaru-reflektorral Scott S. Sheppard, David Jewitt és Jan Kleyna három újabb kísérõt fedezett fel a Szaturnusz körül. Ezzel a gyûrûs bolygó ismert holdjainak száma 59-re emelkedett, így már csak néggyel van lemaradva a 63 holdat számláló Jupiter mögött. A most talált kísérõk több millió km távolságban keringenek az óriásbolygótól, ezért nem akadhatott rájuk az ennél közelebb keringõ Cassini szonda. Az amerikai csillagászok több éve folyó kutatásaik során összesen 63 távoli, irregulárisnak mondott kísérõt fedeztek fel a négy óriásbolygó körül. Míg a reguláris holdak együtt keletkeztek anyabolygójukkal, ezeket a kísérõiket csak késõbb fogták be. Jól megfigyelhetõ, hogy hasonló pályán keringõ családokat alkotnak, vagyis egy nagyobb égitest szétesésével keletkeztek, amelyeket minden bizonnyal a befogás során ébredõ árapály erõk daraboltak fel.


A japánok 8,2 m-es Subaru-reflektora a világ egyik legnagyobb és legmodernebb távcsöve
A mostani felfedezések a tavaly megtalált nyolc szaturnuszhold keresése és követése közben történtek. A 24 magnitúdós S/2007 S 1 január 16-ai és 17-ei felvételeken mutatkozott elõször, majd miután februárban és márciusban is megfigyelték, kiderült, hogy tavaly négy éjszakán is sikerült már lefotózni, csak az akkori megfigyeléseket a pályaszámítók nem tudták összeilleszteni. A 7 km átmérõjû hold a két direkt irányban keringõ család egyikébe tartozik, annak ötödik ismert tagja. Keringési ideje 895 nap (2,45 év), pályahajlása 49,9 fok.


A Szaturnusz 2006-ban ismert 47 holdjának pályája. Az irreguláris holdak nagy távolságban és rendezetlenül eloszló pályákon keringenek (Jewitt és munkatársai, Scientific American, 2006 augusztus)
A rendre 24,5 és 25 magnitúdós S/2007 S2 és S/2007 S3 január 18-án került rá a felvételekre. Az 5-6 km átmérõjû égitestek a legnépesebb, majdnem húsz tagot számláló, 170-175 fok körüli pályahajlást mutató családba tartoznak. Ez azt jelenti, hogy majdnem pontosan a Szaturnusz egyenlítõi síkjában keringenek, de a bolygó forgási irányával ellentétes, retrográd irányban. A három ismert retrográd családból ez a legtávolabbi, tagjaik átlagosan 20 millió km-re járnak a gyûrûs bolygótól, keringési idejük 3-4 földi év. A Földrõl nézve másfél foknál messzebbre is eltávolodhatnak a Szaturnusztól, ami elengedhetetlen feltétele annak, hogy a tízmilliárdszor(!) fényesebb bolygó mellett észrevegyük õket.


A Szaturnusz legnagyobb irreguláris holdja, a 200 km átmérõjû Phoebe a Cassini-szonda 2004. június 11-én készült fotóján

Ide kapcsolódó hír, hogy az IAU Planetary System Nomenclature nevû munkacsoportja áprilisban egy jupiterhold és 13 szaturnuszhold nevét és jelölését véglegesítette. Ezek a következõk:


Jupiter XLIX Kore = S/2003 J 14

Saturn XXXVI Aegir = S/2004 S 10
Saturn XXXVII Bebhionn = S/2004 S 11
Saturn XXXVIII Bergelmir = S/2004 S 15
Saturn XXXIX Bestla = S/2004 S 18
Saturn XL Farbauti = S/2004 S 9
Saturn XLI Fenrir = S/2004 S 16
Saturn XLII Fornjot = S/2004 S 8
Saturn XLIII Hati = S/2004 S 14
Saturn XLIV Hyrokkin = S/2004 S 19
Saturn XLV Kari = S/2006 S 2
Saturn XLVI Loge = S/2006 S 5
Saturn XLVII Skoll = S/2006 S 8
Saturn XLVIII Surtur = S/2006 S 7

Mennyi az élet egy fekete lyuk belsejében?
Szerzõ: Kovács József | 2007. május 25., péntek

Egy fekete lyukkal történõ túl közeli találkozás mindenképpen végzetes. A kérdés csak az, hogy a határ átlépése után mennyi idõnk van még a lét és nemlét kérdésein töprengeni.


Tudományos-fantasztikus regények és filmek gyakori fordulata, hogy egy közel fénysebességgel mozgó ûrhajó, esetleg éppen a hipertérbõl (akármi is legyen az) kilépõ csillagközi jármû túlságosan közel kerül valamilyen veszélyes objektumhoz. Szerencsés esetben ez csak egy mezei csillag, s az ûrhajó szuper védõburkolata megvédi az utazókat az óriási hõmérséklettõl; izgalmasabb forgatókönyvek esetén egy éppen robbanó szupernóva vagy egyenesen egy fekete lyuk jelzi az út végét. Utóbbi helyzetbe kerültek számukra kínál némi vigaszt a University of Sydney két kutatójának (G. Lewis és J. Kwan) új eredménye, amely szerint bár egy adott határ átlépése után a vég elkerülhetetlen, ha elég nagy fekete lyukkal találkozunk, s jó stratégiát választunk, marad még némi idõnk arra, hogy újra számba vegyük életünk legfontosabb mozzanatait.

Az elméleti határ, aminek átlépése után már nincs visszaút, a fekete lyuk ún. eseményhorizontja, vagy más néven Schwarzschild-sugara. Az ezen történõ áthaladás után már elkerülhetetlen a téridõ-szingularitással történõ találkozás, s így a teljes megsemmisülés, mégpedig a szerencsétlen (vagy merész) ûrutazó sajátidejében mérve mindenképpen véges idõ alatt. Ha az ûrutas közvetlenül az eseményhorizont elõtt nyugalomban van, majd innen indulva lépi át azt, akkor az "idõhúzásra" a legjobb stratégia a semmittevés, azaz az egyszerû szabadesés a szingularitás felé. Ezen kiindulási feltételek azonban valószínûleg a legritkább esetben fognak majd elõállni, a fekete lyuk megközelítése általában távolabbról kezdõdik majd. Az új eredmények szerint ilyen esetekben (de még mindig nyugalmi helyzetbõl indulva) a sima szabadesés csak a Schwarzschild-sugár eléréséig jó taktika, a fekete lyuk eseményhorizontja alatt más a hosszú élet titka.


Fantáziarajz egy fekete lyuk eseményhorizontjáról
(Forrás: Denver Musem of Nature and Science)

Mivel az eseményhorizont átlépése és a szingularitás elérése közötti maximális idõ egy szabadon esõ testre a fekete lyuk tömegével egyenesen arányos, ha az utazó egy csillag összeomlása után keletkezett fekete lyukba zuhan, a Schwarzschild-sugár átlépése után mindössze a másodperc töredéke marad számára, ha azonban sorsa egy nagyon nagy tömegû fekete lyukkal hozza össze, néhány órája is lehet hátra. Sajnos ez az idõ semmiképpen nem telik majd kellemesen, ugyanis az óriási árapály-erõk miatt az ún. spagetti-hatás mindenképpen fellép: a láb és a fej között olyan óriási a különbség a gravitációs tér erõsségében, hogy ez a differencia valósággal megnyújtja az ûrutazót, s három térbeli dimenzióját egyre akarja csökkenteni.

Mivel abból indultunk ki, hogy képzeletbeli hõseinknek olyan ûrhajójuk van, ami képes a csillagok közötti tér átszelésére, a hajtómû segítségével minden bizonnyal jelentõs energiákat képesek mozgósítani a zuhanás befolyásolására. Elõször próbálkozzanak tehát (Han Solo nyomán) a következõvel: fordítsák ûrhajójuk orrát a vonzócentrummal ellentétes irányba, s kapcsoljanak minden energiát a hajtómûvekre, egészen addig, míg el nem érik a szingularitást. Ne felejtsék azonban el, hogy egy fekete lyuk belsejében vannak egy közel fénysebességre képes ûrhajóban, így az Einstein-féle relativitáselmélet hatásaival is számolniuk kell. A fekete lyukak elméletébõl eddig is ismert volt, hogy ez a stratégia éppen a vég bekövetkeztét sietteti, minél jobban igyekszik menekülni valaki egy fekete lyuk belsejében, annál gyorsabban zuhan a szingularitás felé. A szerzõk szerint azonban van olyan gyorsításos stratégia, ami az elõzõekkel ellentétben majdnem mindenki számára jelent némi pluszt, ennek lényege pedig az, hogy a hajtómûveket csak egy adott ideig kell bekapcsolni, majd azután szabadeséssel zuhanni a fekete lyuk centruma felé.


A kérdés ezután már csak az, hogy mennyi is a hajtómûvek mûködtetésének optimális idõtartama. Lewis és Kwan a viszonylag egyszerû számolást igénylõ példájukban figyelembe veszik a fekete lyuk tömegét, az ûrhajó hajtómûveinek teljesítményét, illetve azt, hogy a jármû milyen gyorsan haladt át az eseményhorizonton. Az itt természetesen nem részletezhetõ számításokból kiderül, hogy van egy maximális gyorsulás, amivel még sajátidõt lehet nyerni a sima szabadeséshez képest a lyuk belsejében, ezt a gyorsulás túllépve azonban ismét csökken a szingularitás eléréséig rendelkezésre álló idõ.

Összefoglalva tehát a következõ a helyes stratégia. Ha az utazó az eseményhorizontról nyugalomból indul, akkor ne csináljon semmit, csak zuhanjon szabadon. Ha azonban az eseményhorizont fölött lévõ pontból indul el, de még mindig nyugalomból, akkor az eseményhorizontot átlépve az erre alkalmas rakétájával próbáljon kifele mutató gyorsulást produkálni, ezt viszont ne vigye túlzásba. Ha mindezt sikerül megcselekednie, akkor nyugodtan nyújtózkodhat egyet ...

Forrás: Universe Today, arXiv:0705.1029v2

Új felismerések a napszél viselkedésérõl
2007. május 24., csütörtök, 10:12

A megfigyelések alapján régóta tudjuk, hogy bár a napszél sebessége változó, sosem csökken 260 km/s alá. A Wind ûrszondának a napszél jellemzõirõl 1995. és 2005. között rögzített adatait Justin Kasper (MIT) és kollégái dolgozták fel. A munka során a napszél sebessége és az összetétele között kerestek és találtak is kapcsolatot.


Eredményeik szerint a minimális 260 km/s-os sebesség körül a napszélben alig van hélium, míg gyakorisága a sebesség növekedésével emelkedik, és 500 km/s környékén már eléri a 4%-ot.

A modellek szerint a héliumot a Napból kiáramló hidrogénatommagok ragadják magukkal. Mivel egy héliumatommag két protonból és két neutronból áll, a hidrogén atommagjánál sokkal nehezebb. Ezért ha a hidrogén áramlása egy bizonyos határnál lassabb, nem tudja nehezebb társát magával ragadni. A kérdéses sebességhatár 260 km/s körül húzódhat, az ennél lassabban kiáramló napszél ezért nem képes héliumot szállítani. A hélium ekkor a hidrogént is visszatartja - ezért nem "fúj" ennél lassabban a napszél. A fenti modell természetesen egy erõsen egyszerûsített változat, a valóság ennél lényegesen bonyolultabb lehet.

A hélium a koronakitörésekben is fontos szerepet játszhat, ahol az aránya a 20%-ot is eléri - a fentieknek megfelelõen ekkor még gyorsabb a kiáramlás. Az alsó sebességhatár és a hélium kapcsolata érdekes következményekkel jár: ha hosszú ideig csak lassan áramlik ki a napszél, központi csillagunk légkörében átmenetileg enyhén megnövekedhet a hélium koncentrációja.

A napszél és a földi magnetoszféra kölcsönhatásáról is születtek új felismerések, amelyek kölcsönhatását a négy tagból álló Cluster mûholdakkal tanulmányozzák. A tetraéder alakzatban haladó ûreszközök egymástól néhány 100 km-re végeznek hasonló méréseket, és így feltérképezik a töltött részecskék térbeli eloszlását. Az egyik ilyen "kötelékrepülés" adatait nemrég dolgozták fel és érdekes eredményre akadtak benne.

2001. január 24-én a Cluster mûholdak 105 ezer km magasan haladtak a földfelszín felett és egymástól 600 km választotta el õket. Megfigyeléseiket folyamatosan végezték, miközben az ún. lökéshullámfront felé közeledtek, ahol a napszél bolygónk magnetoszférájához közeledve hirtelen lassulni kezd. A térségben szokatlanul változó, erõsen fluktuáló mágneses és elektromos teret találtak.

Emellett olyan protonokat is sikerült azonosítani, amelyek a lökéshullámfronttól visszafelé, azaz nagyjából a Nap irányába haladtak. Az ilyen mozgású részecskék jelenlétét elsõként közel 20 éve jelezték elõre, de csak most sikerült biztosan kimutatni õket. A jelenség kialakulásakor a napszelet alkotó részecskék a földi magnetoszférába ütköznek, ahonnan egy részük "visszapattan".

A visszaverõdéstõl egy ellentétes irányban mozgó lökéshullám keletkezik a részecskeáramlásban. A folyamat részben arra emlékeztet, amikor egy folyón a folyásirányhoz képest felfelé haladó hajó orr-részével találkozik a víz, és onnan részben visszaverõdik. Így az orr résztõl távolodó és folyásirányban felfelé haladó hullám is keletkezik. Hasonló jelenség sok más égitestet magnetoszférájánál fordulhat elõ.


Az egyik STEREO mûhold által megörökített aktív régió, pontosan a felette, a mágneses erõvonalak által lebegõ állapotban tartott, hevesen változó anyag felvétele. A jelenség mozgó animációja a NASA
honlapjáról tölthetõ le (NASA/STEREO/Naval Research Laboratory)

Kereszturi Ákos

Víznyomokat talált a Spirit
2007. május 23., szerda, 8:23

Újabb idõs, vizes környezetre utaló nyomokat ásott ki véletlenül a marsjáró kereke a vörös bolygó felszínén.


A Mars felszínén barangoló Spirit és Opportunity roverek már több olyan jelet is azonosítottak, amelyek egykori vizes környezetre utalnak. Ezek nagy része nem közvetlenül a felszínen, hanem kevéssel a felszín alatt található - azonban az elterjedt törmeléktakaró miatt nehéz kitalálni, hol rejtõznek érdekes képzõdmények.

Ilyen szempontból azok a területek is érdekesek, amelyeket a Spirit a kerekével ásott ki útja mentén. A marsjáró hat kereke közül az egyik már több hónapja felmondta a szolgálatot, ezért azt álló helyzetben húzza maga után a rover. A sajátos helyzet lassítja a haladást, és kismértékben növeli is az energiafogyasztást.

Ugyanakkor egy-egy szerencsés véletlen révén hasznot is hoz: néhol a mély keréknyom helyén kibukkan a marsi talaj felsõ, néhány centiméteres rétege alatti réteg. Jelenleg a Gusev-kráter közepén emelkedõ csúcsok közötti kis medencét vizsgálja a marsjáró. Munkája során eddig közel egytucat ilyen kihantolt területet hagyott maga után, amelyek közül most azonosították talán a legérdekesebbet.

A Gertrude Weise névre keresztelt feltárást a rover kereke az 1150. marsi napon (sol) ásta ki. A környezeténél világosabb színû képzõdmény anyagára a mini-TES mûszer mérései alapján figyeltek fel, majd azt az alfarészecske-röntgenspektrométer segítségével közvetlen közelrõl is megvizsgálták.

A felszín alatt néhány centiméterrel húzódó világos rész összetétel sajátos volt: kb. 90%-ban szilícium-dioxidból állt. Ilyet korábban még nem azonosítottak a bolygón. Az anyag valószínûleg vulkáni hatástól savassá vált vizek és a kõzetek kölcsönhatása során képzõdött. Az ekkor kiváló szilícium-dioxid leggyakrabban kvarc formájában jelenik meg, itt azonban nem kristályos, hanem amorf az anyag szerkezete.


A mellékelt felvételt a Spirit 2007. április 6-án rögzítette, amelyen jól látszik a kb. 20 cm széles kiásott világos terület (NASA, JPL)

A Spirit eddigi munkája során a Gusev-kráterben megfigyelhetõ, egykori vízzel kapcsolatos nyomok fõleg a felszín alól kerültek ki. Itt említhetõk a kénben gazdag, feltehetõleg felszín alatti vizekbõl visszamaradt foltok, a kõzetekben eddig azonosított különbözõ ásványtani átalakulások, valamint a robbanásos vulkáni tevékenység nyomai, melyek magma vagy láva és a víz kölcsönhatásától jöttek létre.

Kereszturi Ákos

Pillantás az Orion-köd belsejébe
2007. május 21., hétfõ, 9:11


Egy új technológiával minden korábbinál részletesebben sikerül feltérképezni a születõ csillagok környezetét az Orion-ködben.


Az elmúlt évek alatt egy nemzetközi csillagászcsoport olyan technológiát fejlesztett ki, amely a csillagközi anyag sugárzását egyszerre több hullámhosszon képes detektálni, és ebbõl annak sok jellemzõjét rekonstruálni. A rendszer alapja a 15 méter átmérõjû James Clerk Maxwell teleszkóp, amely a szubmilliméteres tartományban, a rádió és a látható hullámhosszak között végzi a megfigyeléseit a Hawaii-szigeteken lévõ Mauna Kea vulkánról.

A legfontosabb fejlesztést a HARP és az ACSIS nevû, együttesen üzemelõ detektor és spektrométer képezi. Elõnyük, hogy egyszerre több ezer hullámhosszon rögzítenek adatokat a célterületrõl, ahol minden hullámhosszon képpontonként külön-külön megörökítik az adott sugárzás eloszlását. A HARP és az ACSIS együttesen elsõsorban a csillagközi molekulák gyenge emisszióját vizsgálja.

Az égbolton látszólag megfigyelhetõ két irány mellett harmadik "dimenzióként" a sugárzás frekvenciája tanulmányozható. Az így nyert információk összevetésével a sugárzó anyag összetevõi, sûrûsége és mozgása is megbecsülhetõ. A berendezés tehát minden más mûszernél lényegesen több információt ad: egyszerre vizsgálható a segítségével a különbözõ kémiai összetevõk helyzete és mozgása - ami kulcs a kiterjedt és átlátszatlan felhõkben zajló folyamatok megértéséhez.

A módszer segítségével elsõsorban a viszonylag hideg csillagközi felhõk jellemzõi térképezhetõk, amelyekben napjainkban is születnek égitestek. Eddig részletesen az Orion-ködben zajló csillagkeletkezést tanulmányozták vele, a fõ cél a térségben zajló gázáramlás és az anyag összetételének megállapítása volt.


Fent a rögzítet adatok grafikus megjelenítése látható: az egymás mögött sorakozó, különbözõ színnel jelzett rétegek eltérõ hullámhosszakon rögzített képeket jelentenek, amelyek mindegyike az adott hullámhosszon mutatja a gáz térbeli eloszlását.

Az Orion-köd esetében a szén-monoxid-molekulák eloszlásának vizsgálata révén 200 km/s sebességet meghaladó gázáramlást is sikerült kimutatni. Több olyan, néhányszor 10 fényév átmérõjû kisebb, sûrû felhõ is mutatkozott a térségben, amelyek több száz, közel egyszerre keletkezõ csillagot tartalmaznak.

A gáz helyzetének, összetételének és mozgásának feltérképezése elsõ alkalommal ad lehetõséget annak rekonstruálásra, hogy egy aktív csillagkeletkezési régió mely részein, milyen forrásokból származnak az eltérõ anyagok, és miként fejlõdik az egész rendszer. A mûszeregyüttes jelenleg egyedülálló a Földön, képességei minden korábbiét meghaladják, amelyekkel a molekulafelhõk jellemzõit eddig tanulmányozták.


Balra az UKIRT infravörös teleszkóppal készült felvétel látható az Orion-köd egy részérõl, jobbra pedig a HARP és az ACSIS rendszer adatainak alapján a gáz eloszlása figyelhetõ meg (JCMT)

Kereszturi Ákos

Közepes tömegû fekete lyukat találtak egy galaxisban
2007. május 21., hétfõ

Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópja segítségével újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott közepes tömegû fekete lyukak létezésére.

Az ESA XMM-Newton röntgenteleszkópjának méréseit egy új módszerrel elemezve újabb bizonyítékot találtak az eddig vitatott, ún. közepes tömegû fekete lyukak (IMBH, Intermediate Mass Black Hole) létezésére.

Az eljárást 1998-ban L. Titarchuk, a NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) kutatóközpontjának munkatársa javasolta, s elsõ alkalmazásként kollégájával, N. Shaposhnikovval (szintén GSFC) meghatározta a tõlünk mintegy 10 ezer fényévre a Hattyú csillagképben található Cygnus X-1 katalógusjelû fekete lyuk tömegét. A számítások alapján a kettõs rendszerben található objektum tömege 8,7 naptömegnek adódott, kb. 10%-os bizonytalansággal. A kettõscsillag másik komponense egyébként egy kék szuperóriás csillag, míg rendszerük azért is érdekes, mert ez volt az elsõként felfedezett, röntgensugárzása alapján már az 1970-es évek elején is fekete lyukat tartalmazónak tekintett égitest. Független módszerekkel mások korábban 10 naptömegnyire hozták ki a Cyg X-1 röntgensugárzását generáló objektum tömegét, ami azért jó, mert jelzi Titarchuk és Shaposhnikov módszerének alkalmazhatóságát – ez aztán olyan esetekben is jól jöhet, amikor az egyéb módszerek nem mûködnek.


Fantáziarajz a Cygnus X-1 röntgenforrásról, ami egy fekete lyukból és egy kék szuperóriás csillagból álló kettõs rendszer.

Az elõbbi kutatóktól függetlenül a GSFC egy másik csoportja T. Strohmayer és R. Mushotzky vezetésével a Titarchuk-módszert alkalmazta az XMM-Newton teleszkóppal gyûjtött adatokra, s ez alapján egy közepes tömegû fekete lyukra bukkant. Eredményeik szerint a közeli NGC 5408 katalógusjelû galaxisban az egyik ultrafényes röntgenforrás (ULX, Ultra Luminous X-ray) valójában egy körülbelül 2000 naptömegû fekete lyuk, s így ma a legjobb példa az IMBH-k létezésére.

A kérdés elméleti szempontból azért érdekes, mert nincs általánosan elfogadott mechanizmus a közepes tömegû fekete lyukak keletkezésére. Létezésük ugyanakkor "kívánatos" lenne, mert kitöltenék a Cygnus X-1-hez hasonló, nagytömegû csillagok összeomlásakor keletkezõ 5-20 naptömegnyi és a galaxisok centrumában található óriási, akár 1 milliárd naptömeget is elérõ fekete lyukak közötti ûrt.

A fekete lyuk tömegének becslésére szolgáló Titarchuk-féle módszer a fekete lyuk és az azt körülvevõ anyagbefogási (akkréciós) korong közötti kapcsolatot használja ki. A korongban lévõ gáz nem egyenes vonalú, hanem spirális pályán halad a fekete lyuk felé, aminek oka az egyik legáltalánosabb természeti törvény, az impulzusnyomaték megmaradása. Ha a fekete lyuk anyagbefogási rátája túlságosan megnõ, akkor a fekete lyuk közelében az anyag egy forró területen feltorlódik. Az ilyen típusú feketelyuk-jelöltek egyébként elsõsorban ezen forró foltok intenzív röntgensugárzása alapján azonosíthatók.

A forró területek azért alkalmazhatók a központi tömeg becslésére, mert mint azt Titarchukék kimutatták, egyenes arányosság áll fenn a torlódási területek fekete lyuktól mért távolsága (s így keringési periódusa) és a fekete lyuk tömege között: minél nagyobb a centrum tömege, annál messzebb alakulnak ki a röntgensugárzó forró foltok, azaz annál hosszabb lesz a keringési periódusuk. A modellben az anyagbefogási ráta változása a feltorlódó forró gáz röntgensugárzásának intenzitásában bekövetkezõ majdnem periodikus változások (QPO, Quasi-Periodic Oscillations) formájában jelentkezik, ami nagyon sok fekete lyukat tartalmazó rendszernél megfigyelhetõ. Ezen oszcillációkhoz ugyanakkor a rendszer spektrumában bekövetkezõ, viszonylag egyszerû és könnyen elõrejelezhetõ változások is kapcsolódnak, aminek oka a beáramló gáz hõmérsékletében a tömegátadás sebességének változása miatt bekövetkezõ emelkedés, illetve csökkenés. A NASA Rossi röntgenteleszkópjának (RXTE, Rossi X-ray Timing Explorer) mérései alapján szoros összefüggés van a QPO-k frekvenciája és a röntgenspektrum között, ami jelzés arra, hogy a fekete lyuk milyen hatásfokkal bocsát ki röntgensugárzást.


Fantáziarajz egy ultrafényes röntgenforrásról (ULX), melyekrõl sok kutató azt gondolja, hogy egy közepes tömegû fekete lyukat (IMBH) tartalmaznak, ami anyagot szív át a kísérõjérõl, s a detektálható röntgensugárzás forrása az akkréciós korongban keletkezõ forró folt.

Shaposhnikov és Titarchuk az RXTE segítségével a módszert egy 3 naptömegû fekete lyukra alkalmazta a Tejútrendszerben, s azt találták, hogy ez a tömegmérési eljárás nagyon jól használható más, konkurens módszerekkel összehasonlítva. Strohmayer és Mushotzky munkacsoportja az XMM-Newton mérései alapján két QPO-t azonosított a Centaurus csillagképben 16 millió fényévre található NGC 5408 jelzésû galaxis legfényesebb röntgenforrása, az NGC 5408 X-1 sugárzásában. A detektált QPO frekvenciák, valamint a forrás luminozitása és spektrális jellemzõi mind azt sugallják, hogy itt egy közepes tömegû fekete lyuk hatását figyelhetjük meg. Mivel másik két független tömegmeghatározási módszer is egy kettes faktoron belül hasonló eredményt ad, ezért a kutatók úgy gondolják, hogy valóban a közbülsõ tömegtartományba esõ fekete lyukak egy példányát találták meg. Az esetleges bizonytalanságot talán csak az jelzi, hogy az egyik társszerzõ az NGC 5408 X-1 tömegét inkább 100 naptömeghez közelinek becsüli.

A két kutatócsoport eredményei két cikkben fognak megjelenni az Astrophysical Journal c. szakfolyóiratban.

Forrás: ESA News, 2007. május 16.

ez sajnos így van <#shakehead>

oh, thx.
most egy ideig netmentes szabin voltam, így elmaradtak a cikkek, de pótlom õket...

Egyébként engem nagyon meglep, hogy az emberek nagy részét mennyire nem érdekli ez a téma, pedig amellett, hogy rendkívül érdekes, még rengeteg szép (csodálatos) dolgot is tartalmaz. No mindegy, ez van.

Ya

Csatlakozom az elõzõ két hozzászóláshoz. Csak így tovább!

Tényleg respekt...
Napi SG-s körutam során mindig benézek ide. Köszönjük ezeket a jó cikkeket, ill. leírásokat.<#integet2>

Õszintén gratulálok, ahhoz amit teszel.
Legtöbbet a Te "oldalaidat" olvasom / engem is érdekel az univerzum /, és "elborzaszt", hogy mily hatalmas az ûr, és mily aprók vagyunk mi.

Gigantikus láthatatlan gyûrû az ûrben
2007. május 16., szerda, 8:33


Gigantikus méretû, jelenleg is táguló, láthatatlan anyagból álló gyûrût találtak egy galaxishalmazban. Most elsõ alkalommal sikerült kimutatni, hogy a láthatatlan tömeg nem minden esetben követi a látható anyag eloszlását.


A Világegyetem anyagának nagyobb részét kitevõ láthatatlan tömeg jelenlétét közvetetten, annak gravitációs hatása révén tudjuk kimutatni. Ennek gyakori módszere, hogy megfigyeljük, miként torzítja el egy távoli galaxishalmaz egy nála még messzebb lévõ objektum képét. E gravitációslencse-hatásnak nevezett folyamat eredményeként kialakuló ívek, "szellemképek" alakja és eloszlása a lencsehatást kiváltó objektum (esetünkben a galaxishalmaz) tömegét és annak eloszlását fedi fel. (A gravitációslencse-hatás mûködését lásd a cikk második oldalán.)

Egy nemzetközi csillagászcsoport a Cl 0024+17 (ZwCl0024+1652) jelû, közel 5 milliárd fényévre található galaxishalmaznál vizsgálták a jelenséget. Az elsõ eredmények alapján a halmazban a láthatatlan tömeg jelentõs része nem követte a sugárzó galaxisok térbeli eloszlását. Ez annyira meglepte a szakembereket, hogy elõször nem is bíztak az adatok valóságában, egy éven keresztül elemezték azokat, illetve gyûjtöttek új információkat.

Végül bebizonyosodott: a láthatatlan tömeg egy furcsa, gyûrûhöz hasonló alakzatot formál a halmazban. A gyûrû átmérõje 2,6 millió fényév - azaz alig valamivel több, mint amilyen messze az Androméda-galaxis található a Tejútrendszertõl. Ez az elsõ olyan azonosított szerkezet, amelyben a láthatatlan tömeg eloszlása jelentõsen eltér a láthatóétól - minden más korábbi megfigyelésnél a kettõ szorosan követte egymást.

A "láthatatlan gyûrû" a modellek szerint két galaxishalmaz 1-2 milliárd évvel ezelõtt bekövetkezett ütközésétõl jött létre. A találkozó során a láthatatlan tömeg elõbb a két halmaz centrumába zuhant, majd tovább mozogva, a geometriai centrumon túllendülve tágulni kezdett. A tágulás jelenleg lassul, és idõvel zsugorodásba válthat.



A cikkben ismertetett ütközés lezajlása. Fent a Földrõl megfigyelhetõ, lent az "oldalról mutatkozó" látvánnyal (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)

A halmaz korábbi spektroszkópikus megfigyelései valóban rámutattak, hogy tagjai nagyjából két elkülönülõ csoportot alkotnak - ezek a két összeütközött halmaz maradványai lehetnek. A találkozóra a látóirányunkkal párhuzamosan került sor, ezért mutatkozik felõlünk a kataklizma során kilökõdött láthatatlan tömeg gyûrû alakban (lásd a fenti ábrán).


A halmaz galaxisai és a láthatatlan tömeg feltérképezett eloszlása, utóbbit sötékék színnel jelölték (NASA, ESA, Jee, Ford, Johns Hopkins University)

A kifelé haladó, hullám jellegû gyûrû egy medencébe dobott kavics nyomán támadt hullámhoz hasonló. A gravitációslencse-hatás megfigyelése pedig részben annak az analógiája, ahogy a medence fenekén a gyûrû nyoma látszik: míg a vízfelszínen megtörõ fénysugarak az aljzatra rajzolják ki a gyûrût, addig a láthatatlan tömeg alkotta gyûrû gravitációs terével rajzolja át a még távolabbi égitestek képét.


A gravitációslencse-hatás


A gravitációs tér a fény haladási irányát is befolyásolja, ahogyan azt már Einstein feltételezte általános relativitáselméletében. Ha véletlenül egy nagytömegû égitest közelében halad el, akkor az hatással van rá: eredeti irányától kissé eltéríti. Mivel egy nagy galaxishalmaz tömege óriási, a mellette elhaladó, illetve a belsején keresztülhaladó fénysugarak útja jelentõsen megváltozik.



A gravitációslencse-hatás elve

A halmaz tárgylencseként mûködhet, és "mögötte", a távolban elhelyezkedõ objektum képét felénk fókuszálja, akárcsak egy optikai lencse. Az így keletkezett képeket szokták kozmikus délibáboknak, a jelenséget pedig gravitációslencse-hatásnak nevezni.

A gravitációslencse-hatás a távoli galaxisok fényességét is megnövelheti, és egyébként észrevehetetlenül halvány csillagvárosokat tehet láthatóvá. Felléphet a többszörös leképezés jelensége is: ilyenkor egy adott objektum képét megsokszorozva láthatjuk.

Gázlövedékek az Orion-ködben
2007. május 15., kedd

Az északi Gemini-távcsõ közelmúltban átadott lézeres mûcsillagos adaptív optikai rendszere páratlan felvételeket készített az Orion-köd különleges gázcsóváiról.

A téli égbolt kisebb mûszerekkel is elérhetõ látványossága az Orion-köd. A nagy kiterjedésû ködösség egy viszonylag közeli, alig 1500 fényévnyire található csillagkeletkezési régió, melynek sûrû gáz- és poranyagát a belsejében található, nagy tömegû csillagok módosítják. Már 1983-ban, a látható fény tartományában készített képeken is sikerült azonosítani néhány érdekes kozmikus “lövedékeket”, amelyek a központból kifelé haladnak. Közel tíz évig tartott, mire fény derült a természetükre: ezek valójában olyan gázcsomók, amelyeket a ködösség belsejében a nagy tömegû csillagok keletkezésékor lezajlott, nagy energiájú folyamatok dobtak ki, és jelenleg is akár 400 km/s sebességgel, vagyis körülbelül a lokális hangsebesség tízszeresével haladnak kifelé. Az érdekes szuperszonikus képzõdmények, valamint a ködösségben hagyott nyomaik finom részleteit azonban a földi légkör folyamatosan változó torzító hatása elmosta a felvételeken.

A valóságban igen nagy kiterjedésû, tetejüknél a Pluto átlagos naptávolságánál akár tízszer nagyobb átmérõjû struktúrák részletesebb tanulmányozását teszik lehetõvé a 8,1 m-es északi Gemini-teleszkóp új felvételei. Elkészítésüket lézerrel elõállított mûcsillag és adaptív optikás kamera tette lehetõvé. A rendszerben mükõdõ szilárdtestlézer keskeny nyalábja a földi légkörben kb. 90 km-es magasságban lévõ nátriumréteget gerjeszti, és a mûszer az így kialakuló világító referenciacsillagot használja fel a légkör pillanatnyi torzításának meghatározására. Ezt ismerve az éppen felvett égterület eredeti, torzításmentes képe is visszaállítható.

A közeli infravörös tartományban készített képekbõl összeállított felvételen jól látszik, amint az ütközések következtében mintegy 5000 fokra felhevülõ vasatomok kékes színben világítanak az egyes “lövedékek” csúcsaiban. A kölcsönhatások során mind a lövedékeket, mind pedig a felhõ anyagát alkotó molekuláris hidrogén 2000 fokra hevül fel. A csõszerû nyomok narancssárga színben fénylõ tartományokként jelennek meg a képen – egy-egy ilyen nyom hosszúsága mintegy fényévnyi. A számítások szerint a lövedékek viszonylag fiatalok, kidobódásuk óta még ezer esztendõ sem telt el. Az elkészített képek rendkívüli felbontása és részletgazdagsága pedig lehetõvé teszi, hogy az elkövetkezõ idõszakban a lövedékek haladása miatt évrõl-évre bekövetkezõ változások is nyomon követhetõk legyenek.

Elsõként a vizsgált tartományt ábrázoló nagy felbontású felvételt mutatjuk be. Ez az égbolt mintegy 50×50 ívmásodperces tartományát ábrázolja, a kép eredetijének felbontása pedig mintegy egytized ívmásodperc.


A Gemini Obszervatórium felvétele. A kép a teleszkóp NIRI kamerájával, az ALTAIR adaptív optikai rendszer és lézeres mûcsillag felhasználásával készült (Forrás: Gemini Observatory)

A következõ, nagy látószögû felvétel mutatja a részletesen megvizsgált terület pontos elhelyezkedését a nagy kiterjedésû Orion-ködkomplexumon belül.



A 4 méteres Blanco-teleszkóp ISPI mûszerével készített infravörös felvétel az Orion-ködrõl. A jobb felsõ részen látható négyzet alakú terület jelzi a Gemini által megörökített égrészt (Inter-American Observatory, Cerro Tololo, Chile. Forrás: Gemini Observatory)


Utolsó képünkön a mûcsillagot létrehozó lézernyaláb látható. A felvétel a rendszer 2006. júliusi telepítését követõen készült, egy perces expozícióval.



Forrás: Gemini Observatory, 2007. március 22.

Molekulagyár a Titan felsõlégkörében
2007. május 14., hétfõ, 8:45


A Szaturnusz Titan nevû óriásholdja nem csupán a csillagászokat és a bolygókutatókat, de a biológusokat is foglalkoztatja. Az égitest légkörében ugyanis olyan kémiai reakciók zajlanak, amelyekhez hasonlók a Földön, az élet kialakulása elõtt történhettek. A Cassini-szonda újabb megfigyelései alapján a hold felsõlégkörében aktív kémiai folyamatok zajlanak, egészen 1000 kilométeres magasságig.


Azt már több korábbi mérés alapján tudják, hogy a Titan légkörében sok szerves eredetû aeroszol (apró folyékony és szilárd szemcse) lebeg, amelyeket összefoglalóan tholinoknak is nevezik. Ez egy széles körben használt, ám gyengén definiált fogalom, amely hosszú molekulaláncú, összetett szerves anyagokat jelent. A tholinok a Naprendszer külsõ régiójában gyakoriak, például sok távoli Kuiper-objektum felszínét borítják.

A Titan esetében a korábbi megfigyelések és modellek alapján azt feltételezték, hogy ott a tholinok a légkörben, 100-200 km körüli magasságban keletkeznek, elsõsorban a Nap ultraibolya sugárzásának hatására. A napfénytõl sok molekula lebomlik, emellett nagy mennyiségû szabad hidrogén keletkezik, amely közvetetten segíti a hosszú láncú molekulák kialakulását. Ezek egy összefüggõ, átlátszatlan szmogréteget alkotnak, amelyben a lebegõ aeroszolok felülete további kémiai átalakulásokra ad lehetõséget. Az eddigi megfigyelések közül kiemelkedik a benzol azonosítása, amely az aromás szénhidrogének egyik alapköve.

A Cassini-szonda három részecske-spektrométerének újabb megfigyelései alapján úgy fest, hogy az imént említettnél sokkal magasabban is zajlanak fontos reakciók a Titan légkörében. Eszerint a felszín felett akár 1000 km magasan is képzõdnek ilyen anyagok. Az itt kialakult molekulák összetétele némileg eltér a korábban megfigyeltekétõl - bár a pontos megállapításokhoz további mérések kellenek.

Korábban egyes földi laborvizsgálatok is utaltak arra, hogy az aromás, gyûrûs szénhidrogén-molekulák a kisebb gáznyomású környezetben könnyebben alakulnak ki, és a nitrogénatomok könnyebben épülnek beléjük, mint nagyobb nyomás alatt. Ez tehát már elõrevetítette a most azonosított hatékony "molekulagyár" létét a légkör ritka, felsõ tartományaiban - ahol a sok töltött részecskét tartalmazó, változékony környezet ideális a kémiai átalakulásokhoz.

A légkör felsõ tartományában a beesõ sugárzásoknak jelentõs része nyelõdik el, energiát szolgáltatva a különbözõ átalakulásokhoz. Emellett az ide becsapódó magnetoszférikus ionok is fontos energiaforrásként szerepelnek. Szintén meglepetés, hogy a Cassini detektorai sok negatív töltésû iont azonosítottak a légkör magasabb régióiban. Ezek tovább bonyolíthatják a már így is nehezen áttekinthetõ reakciók sorát, részben a nitrogént is beépítve a szénhidrogén-molekulákba.


Vázlat a hold felsõlégkörében zajló fontosabb kémiai reakciókról (NASA, JPL, SSI)

Az 1000 km körüli magasságban kialakult molekulák jellege erõsen függ a napsugárzástól és magnetoszférikus bombázástól. Ezeknek megfelelõen változik az összetételük, majd lassan a felszínre ülepednek, ahol a kémiai környezetet befolyásolják. A ritka felsõlégkör és a sûrû gázzal borított felszín kémiai viszonyai között tehát szoros a kapcsolat.

A Titanon, az ott uralkodó érdekes körülmények ellenére feltehetõleg nem alakult ki a földihez hasonló élet - ugyanakkor a földi élõvilág megjelenéséhez vezetõ folyamatok megértésében nyújthat fontos támpontokat.

Kereszturi Ákos

A Tejútrendszer legöregebb csillaga
2007. május 14., hétfõ

A Chilében mûködõ VLT távcsõegyüttes egyik teleszkópjával megtalálták a Tejútrendszer legöregebb csillagát, melynek becsült kora 13,2 milliárd év.


A chilei Paranal csúcson mûködõ VLT (Very Large Telescope) távcsõegyüttes Kueyen teleszkópjának UVES spektrográfjával egy nagyon öreg csillagot találtak a Tejútrendszerben. A HE 1523-0901 katalógusjelû objektum becsült kora 13,2 milliárd év, ami alig marad el az Univerzum 13,7 milliárd éves korától, azaz a csillag valóban a kozmikus idõk hajnalán, nem sokkal az Õsrobbanás után született.

Egy csillag korának meghatározása korántsem egyszerû feladat, különösen akkor, ha ilyen öreg objektumról van szó. Ehhez nagyon pontosan meg kell becsülni a radioktív tórium- és uránizotópok gyakoriságát a csillagban, s ez csak a VLT teleszkópjaihoz hasonló nagy távcsövekkel lehetséges. A módszer hasonlít a 14-es szénizotóp gyakoriságának mérésén alapuló ún. radiokarbon módszerhez, amit a régészetben nagyon gyakran használnak a leletek korbecsléséhez. Míg azonban ez az eljárás mindössze néhány tízezer évre visszamenõleg alkalmazható, a csillagászatban összehasonlíthatatlanul hosszabb idõtartamokat kell felmérnünk a fenti módszerrel.


Fantáziarajz a radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló kormeghatározás csillagászati alkalmazásáról.


A radioaktív izotópok gyakoriságán alapuló módszer jó alkalmazhatósága szempontjából kritikus a megfelelõ izotóp kiválasztása. Ezek mennyisége egy adott mintában, ellentétben a stabil elemekével, az idõ elõrehaladtával csökken. Elegendõen sok idõ elteltével α- és β-bomlások során minden aktív izotóp stabil állapotba jut, és az ún. radioaktív bomlási sorok végén tovább már nem bomló ólomizotópok állnak. A folyamat jellemzésére a felezési idõt használják, ami azt mutatja meg, hogy egy mintában mennyi idõ alatt csökken egy adott bomlásképes izotóp aránya a felére. A felezési idõ, az izotóp ma mérhetõ és a kiindulási állapotbeli gyakorisága ismeretében az izotópot tartalmazó objektum kora a bomlástörvénybõl meghatározható. Jelen esetben a kiindulási gyakoriság a Világegyetem fiatal korára vonatkozó különbözõ elméletekbõl nyerhetõ, s így természetesen a bizonytalansága is nagy lehet. A rövid felezési idejû izotópok értelemszerûen csak rövidebb idõskálán alkalmasak kormeghatározásra, míg a hosszú felezési idejû izotópok lassabban bomlanak, azaz nagyon hosszú, milliárd éves idõskálákon is alkalmazhatók. Ilyen nagyon hosszú, több milliárd éves felezési idejû izotópjai elsõsorban az uránnak és a tóriumnak vannak. Elõbbi felezési ideje 4,7 milliárd év, míg utóbbié a 14 milliárd évet is meghaladja, azaz hosszabb az Univerzum becsült koránál!

A Kueyen teleszkópra szerelt UVES spektrográffal 7,5 órás észlelési idõvel a kutatóknak olyan ultraibolya színképeket sikerült rögzíteni a fémszegény ( = -2,95), azaz kevés nehéz elemet tartalmazó HE 1523-0901 csillagról, melyeken nem csak az elõbb említett izotópok egymáshoz, de másik három, neutronbefogásra alkalmas stabil elemhez (Eu, Os, Ir) viszonyított gyakoriságát is sikerült meghatározni, azaz a kormeghatározás ebben az esetben "több lábon áll". A HE 1523-0901 ún. második generációs csillag, a benne található urán- és tóriumizotópok az Univerzum elsõ, szupernóvaként felrobbant csillagainak kohóiban keletkeztek, így a 13,2 milliárd év valójában annak a szupernóvának a kora, ami a HE 1523-0901 szülõanyagát beszennyezte a nehézelemekkel. Minthogy a szupernóva és a mostani csillag kialakulása között nem telhetett el sok idõ, most csak azt mondhatjuk, hogy az élete vége felé járó HE 1523-0901 a jelenleg ismert legöregebb csillag a Tejútrendszerben. Elképzelhetõ, hogy késõbb más fémszegény csillagok között még öregebbet is találunk.


A HE 1523-0901 csillag spektruma az ionizált urán 385,96 nm-es vonala környékén.

Az elméletek szerint az elsõ csillaggeneráció az Õsrobbanás után 30-150 millió évvel keletkezett. Ezek a csillagok valószínûleg óriási, 200 naptömeget is elérõ objektumok voltak, s emiatt életüket nagyon gyorsan élték. Alig néhány százmillió év alatt elfogyasztották üzemanyagukat, s életüket fellángoló szupernóvaként fejezték be. Közben kozmikus környezetüket nehézelemekkel szennyezték be, melyek aztán a következõ csillaggeneráció építõköveivé váltak. Ezen behemótokkal ellentétben a HE 1523-0901 valószínûleg csak 0,8 naptömegnyi lehet, így még születése után 13 milliárd évvel is stabilan termeli az energiát.


Forrás: ESO 23/07 Science Release

Születésnapi ajándék a Hubble Ûrtávcsõtõl
2007. május 13., vasárnap

A Hubble Ûrtávcsõ felbocsátásának 17. évfordulója alkalmából egy igen részletes és látványos mozaikfelvételt tettek közzé az η Carinae-köd központi régiójáról.


Az η (éta) Carinae-köd (NGC 3372) az égbolt egyik legszebb – sajnos csak a déli félgömbrõl, a Carina (Hajógerinc) csillagképben látható – objektuma, s egyben Tejútrendszerünk egyik legnagyobb méretû ionizált hidrogénfelhõje. A kb. 7500 fényévnyire lévõ köd igen aktív csillagkeletkezési régió, melyben több mint egy tucat fiatal, 50-100 naptömegû forró óriáscsillag található, köztük Galaxisunk egyik legnagyobb tömegû és legnagyobb abszolút fényességû csillagával, a névadó η Carinae-vel. Utóbbi heves tömegvesztési folyamatok révén többször fellángolt az elmúlt évszázadokban – a legmarkánsabb nagy kitörés az 1835-1855 közötti idõszak volt, amikor az egész égbolt második legfényesebb csillagaként ragyogott!

Az április 24-én felbocsátásának 17. évfordulóját ünneplõ Hubble Ûrtávcsõ történetének egyik legnagyobb méretû panorámaképét készítette el az η Carinae-köd centrális vidékérõl. A 48 képkockából összeállított felvétel a gázfelhõ mintegy ötven fényév átmérõjû területét mutatja be, s ezzel rendkívül részletes betekintést nyújt a csillagkeletkezés igen heves folyamataiba.

A régió elsõ csillagai kb. három milliárd évvel ezelõtt keletkeztek egy hideg molekulafelhõ összesûrûsödése révén. A fiatal, forró óriáscsillagokból érkezõ erõs ultraibolya sugárzás, valamint az igen nagy sebességû anyagkiáramlások folyamatosan szétdarabolják a felhõt, ezzel dinamikusan változó környezetet hozva létre annak belsejében. Az elsõ csillagok intenzív tevékenységének köszönhetõen a kialakult központi "üreg" körüli hideg hidrogéngáz folyamatosan melegszik és sûrûsödik – ez pedig újabb csillagkeletkezési fázis beindulását segíti elõ.



Az η Carinae-köd forrongó belseje; a vörös szín a kén, a zöld a hidrogén, a kék pedig az oxigén emissziójára utal Nagyobb méretben.
(forrás: NASA, ESA, Hubble Heritage Survey és N. Smith (UCLA, Berkeley))

Röviden azért emlékezzünk meg a születésnapos Ûrtávcsõ teljesítményérõl is, hiszen a csillagászati kutatások talán legsikeresebb eszközérõl van szó. Pályafutása eddigi 17 éve alatt – amely során mintegy százezerszer kerülte meg bolygónkat – a HST több mint 25 ezer objektumot vizsgált, melyekrõl közel 800 ezer mérési adatot és félmillió képet készített. Ez összesen kb. 30 TB (terabájt) adatmennyiséget jelent, azaz átlagosan napi 66 GB információt. A Hubble által szolgáltatott képek, mérések már eddig is csaknem 7000 publikációt eredményeztek, s még rengeteg a feldolgozásra váró adat.

A Hubble Ûrtávcsõ forradalmi megújulást eredményezett a csillagászatban; ráadásul már csak bõ másfél évet kell eltöltenie a világûrben, hogy elnyerje a "minden idõk legtovább mûködõ ûrtávcsöve" címet – ezt jelenleg még az International Ultraviolet Explorer (IUE, 1978-1996) birtokolja.

Források:

STScI-PR-2007-16
www. spaceflightnow.com

Hírek a Marsról, marsjáróverseny Magyarországon
2007. május 11., péntek, 9:42


A Spirit robbanásos vulkánkitörés nyomát azonosította a Marson, a Földön pedig a jövõ lehetséges marsjáróinak versenye lesz Kiskunhalason.


A Spirit az elmúlt idõszakban a Gusev-kráter központi csúcsait alkotó Columbia-hegyek között húzódó kisebb belsõ medencét tanulmányozta. Itt található egy feltûnõ, lapos és a környezete fölé kb. 2 méterrel kiemelkedõ réteges szerkezetû képzõdmény, amelyet Home Plate-nek neveztek el. A Spirit 2006 februárjában érkezett ide, és több hónapot töltött a képzõdmény északi és keleti részének a vizsgálatával. Jelenleg a képzõdménynek a déli és a nyugati részét tanulmányozza.

A területen bazaltos vulkáni kõzetek vannak. A Home Plate anyagát is ez alkotja, méghozzá látványosan rétegzett formában. A vulkáni eredetû bazaltok az esetek legnagyobb részében nyugodt lávaömlések keretében jutnak a felszínre. Ugyanakkor ritkán elõfordul, hogy a bazalt vízzel vagy víztartalmú anyaggal lép kölcsönhatásba, és nagy nyomású, forró gõz képzõdik. Ez pedig robbanásossá teszi a kitörést.

A robbanásos jelleg kialakulását a Mars légkörének alacsony nyomása is segíti: ez kisebb ún. bezáró nyomást eredményez. A magmában lévõ gáztartalom ezért könnyebben fel tud szabadulni és buborékokat alkot. A jelenség hátterében ugyanaz áll, amiért a magas földi hegyeken a kisebb légnyomástól alacsonyabb lesz a víz forráspontja. A vörös bolygón tehát a kis légnyomás révén könnyebben keletkeznek buborékok a magmában, amiket a bennük lévõ forró gázok feszítenek - ami végül robbanáshoz vezet.

A magma, illetve láva és a víz keveredésére más jelek is utalnak. A vizsgált kõzetek magas klórtartalmat mutatnak, amely a Mars felszíne közelében lévõ, egykor betöményedett sóoldatok gyakori összetevõje. Feltehetõleg egykor vízzel keveredett a kitörni készülõ anyag a bolygón. A megfigyelt bazaltrobbanásos eredetére legerõsebben a kõzetek finomszemcsés, réteges szerkezete utal, amely a levegõbõl hulló vulkáni törmeléknél gyakori. Emellett egy olyan vulkáni bomba (a robbanástól kidobott és visszahullott kõdarab) is látható benne, amely a rétegek lerakódása során becsapódva látványosan eltorzította azokat.


A Home Plate rétegzett szerkezetének részlete, ahol a vulkáni törmelékbe a rétegek lerakódása után egy kõdarab is belehullott.(NASA, JPL, Caltech, USGS, Cornell)

Mindkét rover messze túlteljesítette az eredeti terveket, a Spirit eddig 1177 marsi nap (sol) alatt 7095 métert tett meg, míg az Opportunuty esetében az eddigi 1157 sol 10 509 méter bejárására volt elegendõ.

Roverek versenye Kiskunhalason

A Mars-roverekhez kapcsolódó érdekesség, hogy szombaton, 2007. május 12-én Kiskunhalason egy marsjárómodell-versenyt rendeznek. A rendezvényen nem valódi marsjárók, hanem földi kísérleti példányok mérettetnek meg. A vörös bolygó felszínére tervezett jármûveknél a kreatív megoldásokra nagy szükség van - ezúttal hazai mérnökhallgatók tehetik próbára leleményességüket.

Ennek keretében közel egytucat fiatal fogja a maga készítette rovereket próbák elé állítani reggel 9:30-tól Kiskunhalason, a II. Rákóczi Ferenc Mezõgazdasági, Közgazdasági Informatiokai Szakközépiskola és Kollégiumban. Elsõ feladatként a tornateremben felépített "Marson" található élet nyomainak felkutatását kell szimulálniuk egyszerû, stilizált formában: kockákat kell összegyûjteniük a jármûveknek.


Pillanatkép a tavalyi Mars-rover versenyrõl (magyarokamarson.hu)

A versenyre eddig 16 csapat jelentkezett. További információ és a helyszín elérhetõsége a http://www.magyarokamarson.hu/ honlapon olvasható.

Kereszturi Ákos

Az elsõ világtérkép egy Naprendszeren kívüli bolygóról
2007. május 10., csütörtök, 10:53


A Spitzer-ûrteleszkóppal elõször sikerült feltérképezni egy Naprendszeren kívüli planéta felhõzetét, illetve annak hõmérsékleti eloszlását. Kis túlzással egy az elsõ "világtérkép" egy exobolygóról.


A HD 189733b jelû planéta a Vulpecula csillagképben tõlünk 60 fényévre lévõ, a Napnál valamivel kisebb és hûvösebb csillag körül mozog. Ez a legközelebbi a ma ismert olyan exobolygók közül, amelyek a Földrõl nézve idõnként elhaladnak saját csillaguk elõtt, periodikusán csökkentve annak fényét. Az égitest körülbelül 5 millió kilométerre kering csillagától, ahol mindössze 2,2 nap alatt végez egy teljes keringést. Mérete és tömege valamivel nagyobb lehet a mi Jupiterünknél, a kis távolság miatt pedig feltehetõleg kötött a tengelyforgása, tehát mindig ugyanazt az oldalát fordítja a csillaga felé.

Heather Knutson (Harvard University) és kollégái a Spitzer-ûrteleszkóppal tanulmányozták a bolygóról és a csillagról együttesen érkezõ hõsugárzást. A megfigyelés keretében 33 órán keresztül mintegy negyedmillió mérést végeztek. Az ezekben azonosított változások révén sikerült durva térképet készíteni a hõmérsékletnek a földrajzi hosszúság szerinti eloszlásáról a bolygón. Az alábbi térkép a felhõzet tetején mutatja a mért hõmérsékleti eloszlást.

A légkörben egy látványos forró foltot mutatkozott, amelynek mérete a Jupiteren megfigyelhetõ Nagy Vörös Foltnak közel duplája. Míg a Jupiteren látható (és az exobolygón megfigyelttõl feltehetõleg eltérõ eredetû) folt hõmérséklete -120 oC körüli, a most azonosított folt közel 1000 Celsius-fokos. A HD 189733b foltja ugyanis csillagának intenzív sugárzásától keletkezik az állandó fényben füredõ nappali oldalon.

További érdekesség, hogy a folt nem ott mutatkozott, ahol legerõsebb a besugárzás, hanem az egyenlítõ mentén mintegy 30 fokkal eltolódva. Az eltérést talán a rendkívül erõs szelek magyarázzák. Ezek az ún. földi futóáramlásokra (jet stream) hasonlíthatnak, amelyek közel 10 ezer km/h sebességgel is fújhatnak. Sebességük tehát szuperszonikus, és kb. hatszor gyorsabbak, mint a Jupiternél eddig megfigyelt legsebesebb áramlások.

Az erõs szelek nemcsak a forró foltot tolják arrébb a legerõsebb besugárzási helyrõl, hanem közremûködnek a bolygó légköri hõmérsékletének egyenletes elosztásában is. A mérések alapján ugyanis az éjszakai oldal csak kb. 2-300 fokkal hidegebb a forró nappali féltekénél. A csillaggal átellenben lévõ, örökös éjszakai félteke ezért így is 600-700 oC körüli hõmérsékletû, a nappali oldalon pedig átlagosan 900-1000 oC jellemzõ. A gyors szelek olyan rövid idõ alatt viszik a gázt az éjszakai oldalra, hogy annak alig van ideje lehûlni.


Az exobolygó légköri hõmérsékletének eloszlása. A nyíl azt a pontot mutatja, ahol legerõsebb a csillag besugárzása - a legforróbb vidék, melyet sárgás szín jelöl, az erõs szeleknek megfelelõen ettõl eltoldódott helyzetben van (NASA, JPL, Knutson, CfA)

Jelenleg a Spitzer-ûrteleszkóp csak olyan forró égitesteket tud ennyire részletesen megfigyelni, amelyek hõmérséklete túl magas a folyékony víz elõfordulásához. Ugyanakkor eredményei sokat segítenek a 2013-ra tervezett James Webb-ûrteleszkóp programjának és észlelési módszereinek kidolgozásában. Ez a mûszer már akár a Földünkhöz hasonló exobolygókról is készíthet hasonló hõtérképet - sõt hosszú megfigyelések révén akár éghajlati térképeket is nyerhetünk, amelyeken az évszakok, a felhõborítottság változása nyomozható.

Kereszturi Ákos