KOZMOSZ

Cikk az sg-n!

A valaha észlelt legnagyobb szupernóva-robbanás
2007. május 09., szerda

A 2006 szeptemberében felfedezett esemény a valaha észlelt legfényesebb és legkülönösebb szupernóva-robbanás.


Az elõször 2006. szeptember 18-án észlelt, s az SN 2006gy jelzéssel ellátott szupernóva a valaha megfigyelt legnagyobb és legfényesebb robbanást produkáló csillag, s valószínûleg elsõ példája a régóta keresett új szupernóva-típusnak, a nagyon nagy tömegû csillagok robbanásának, ami nagyon gyakori lehetett a korai Univerzumban.




A Lick Obszervatórium adaptiv optikával készült infravörös és a Chandra mûhold röntgenfelvétele az SN 2006gy-ról. Az infravörös felvételen a halványabb forrás a galaxis centruma, a fényesebb maga a szupernóva. A röntgenfelvételen a két forrás erõssége nagyjából megegyezik.

A "normál" szupernóvák legnagyobb fényességüket néhány naptól pár hétig terjedõ idõskálán érik el, majd ezután néhány hónap alatt teljesen elhalványodnak. Ezzel szemben az SN 2006gy-nak 70 napra volt szüksége a maximális fényesség eléréséhez, majd ezt követõen három hónapon keresztül minden eddigi szupernóvánál fényesebben ragyogott. Még most, majdnem 8 hónap elteltével is fényesebb, mint egy szokásos SN a csúcsfényessége idõszakában, s még mindig túlragyogja a Földtõl 240 millió fényévre a Perseus csillagképben található, NGC 1260 katalógusjelû galaxisát.

A kaliforniai Berkeley Egyetem két csillagásza, N. Smith és D. Pooley a felrobbant csillag tömegét 100 és 200 naptömeg közé teszi, azaz a mai tudásunk alapján elméletileg egyáltalán elképzelhetõ legnagyobb csillagtömegrõl van szó. Az ilyen óriási csillagok olyan ritkák a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisokban, hogy egy 400 milliós populációban valószínûleg csak egy tucat található belõlük. A becslések szerint a robbanás során felszabaduló energia egy normál szupernóva-robbanásénak körülbelül százszorosa lehetett.

A kutatók az égitestet a felfedezés után több eszközzel is figyelték, többek között a Lick és a Keck obszervatóriumok távcsöveivel, illetve a Chandra röntgenmûhold mûszereivel. Az eredményekrõl az Astrophysical Journal szakfolyóirat hasábjain fognak beszámolni.

A legalább 10 naptömegû csillagok, miután belsejükben a hidrogénbõl kiindulva a vasig felépültek az elemek, befejezik aktív pályafutásukat, leáll bennük a termonukleáris fúzió. A folyamat vége felé a csillag belsejében termelõdõ, s kifelé haladó energia sugárnyomása már nem elegendõ, hogy megtartsa a csillag külsõ rétegeit, melyek ezért bezuhannak, s összenyomják a csillag magját, amibõl neutroncsillag vagy fekete lyuk lesz. Az összeroppanás egy kifelé haladó lökéshullámot indít, ami ledobja a külsõ rétegeket, s ezt a folyamatot látjuk óriási kifényesedésként.

A jóval nagyobb, 140-250 naptömegû csillagok esetében a csillag magjának hõmérséklete a fúziós folyamatok során olyan nagy értéket ér el, hogy még a fúziós végállapot elérése elõtt a nagyenergiájú gammasugárzás ún. annihilációja következtében anyag-antianyag, tipikusan elektron-pozitron párok keletkeznek. Mivel a csillag egyensúlyát ebben az esetben a gammasugárzás tartja fenn, mihelyt ez elkezd csökkenni, a külsõ rétegek szintén bezuhannak. A folyamat végén egy olyan termonukleáris robbanás következik be, ami elméletileg bármely normál szupernóva-robbanásnál fényesebb, Univerzum-szerte megfigyelhetõ végeredményt produkál, s végül csak egy fekete lyukat hagy hátra.


Mûvészi elképzelés az SN 2006gy robbanásáról. A tüzijátékszerûen kidobódó, fehér színnel jelzett anyag maga a robbanás. A csillag korábbi, szintén nem eseménytelen élete során csillagszél és kisebb-nagyobb kitörések formájában eltávozott, vörös színnel jelölt hideg gáz két lebenybe rendezõdött. Amikor a robbanás eléri ezt a korábban ledobott anyagot, egy lökéshullám-front keletkezik (zöld, kék és sárga szín), ami felmelegíti a gázt.

A Chandra mérései is megerõsítették azt, hogy egy valóban extrém tömegû csillag halálát láttuk, s nem egy fehér törpe robbant egy hidrogénben gazdag környezetben. Ekkor ugyanis a forrásnak a Chandra által detektáltnál 1000-szer fényesebbnek kellett volna lennie.

Az ilyen új típusú robbanások az elméletek szerint jelentõs mennyiségû nehézelemet is létrehoznak. A szupernóvák által a robbanás után kibocsátott energia a közben keletkezett 56-os nikkel radioaktív bomlásából származik. Smith szerint jelen esetben mintegy 20 naptömegnyi nikkel jött létre, míg egy Ia típusú robbanás során mindössze 0,6 naptömegnyi keletkezik. Az elképzelések szerint a korai Univerzumban nagy számban robbantak ilyen nagyon nagy tömegû csillagok, így jelentõs mértékben hozzájárultak a Világegyetem nehéz elemekkel való "beszennyezéséhez", áttételesen a bolygók, majd az élet létrejöttéhez is.

Az SN 2006gy ún. progenitora, azaz szülõcsillaga tömegének jelentõs részét már a robbanás elõtt elveszítette, hasonlóan az η Carinae nevû, 100-120 naptömegû ún. LBV csillaghoz (LBV, Luminous Blue Variable, fényes kék változó), amely a Tejútrendszer legnagyobb tömegû csillaga. Az SN 2006gy esete azt is jelezheti, hogy a tõlünk mindössze 7500 fényévre lévõ η Carinae is hasonló módon fog felrobbani, a legújabb "elõrejelzések" szerint valószínûleg valamikor a nem túl távoli jövõben. Ha ez bekövetkezik, az η Carinae az emberiség történetének legbriliánsabb jelensége lesz az éjszakai égbolton.


A Tejútrendszer legnagyobb, körülbelül 100 naptömegû csillaga, az η Carinae környezete. Jó eséllyel ez a csillag lesz a következõ, szupernóva-robbanást elszenvedõ objektum a Galaxisban. A Hubble Ûrteleszkóp felvételén jól látszik az 1842-es óriás kitörés során ledobott, két lebenybe rendezõdött por és gáz. A XIX. század közepén néhány évig az η Carinae a Sirius után az éjszakai égbolt második legfényesebb objektuma volt.

Ha ezek a szuper-szupernovák valóban olyan fényesek, mint az SN 2006gy, akkor a kutatók reményei szerint az új generációs James Webb Ûrteleszkóppal lehetõség nyílik arra, hogy az Univerzumban legelsõként bekövetkezett hasonló robbanásokat is detektálják, s így közvetve is igazolják ezen nagytömegû csillagok létezését.

Forrás: University of Berkeley PR 2007. máj. 7.

Bolygókeletkezés szoros kettõscsillagok körül
2007. május 08., kedd

A Spitzer infravörös ûrtávcsõvel végzett felmérés alapján kettõscsillagok körül ugyanolyan valószínû bolygók kialakulása, mint a Naphoz hasonló magányos csillagok esetében.


Mivel a csillagok többsége nem magányos, meglepõ, hogy a jelenleg ismert 200 exobolygó közül csupán 50 olyan akad, mely egy többtagú csillagrendszer valamely csillaga körül kering. Egy amerikai kutatócsoport arra keresett választ, hogy vajon különbözik-e a bolygókeletkezés valószínûsége magányos és kettõs csillagrendszerekben. Ehhez hatvankilenc A3-F8 típusú fõsorozati csillagpárt tanulmányoztak a Spitzer infravörös ûrteleszkóp segítségével.

A csillagászcsoport negyven rendszerben talált porkorongot, s ez arra enged következtetni, hogy nagyobb számban fordulnak elõ kettõscsillagokban bolygókeletkezéshez szükséges törmelékkorong, mint magányos csillagok körül. Még nagyobb meglepetést okozott, hogy gyakrabban fordult elõ ilyen porgyûrû a szoros kettõsöknél, melyek 0-3 CsE-re keringenek egymástól. Három esetben pedig a kutatók olyan korongot fedeztek fel, melyek dinamikailag instabil helyen húzódnak.


A Spitzer megfigyelései alapján készített ábra (magyarázat a szövegben). (NASA/JPL-Caltech/T. Pyle nyomán)

A vizsgálatok azt mutatták, hogy egymástól 0-3 CsE, ill. 50-500 CsE-re levõ csillagpárosok körül alakulnak csak ki korongok. Míg az elõbbieknél a két csillag körül egy közös gyûrû jött létre, addig az egymástól nagyobb távolságban keringõ párosoknál csupán az egyik csillag körül találtak ilyet. A 3-50 CsE távolságban keringõ kettõscsillagok viszont már túl távol vannak egymástól ahhoz, hogy egy nagy közös gyûrû jöjjön létre körülöttük, azonban túl közeliek ahhoz, hogy bármelyik csillag körül külön kialakulhasson egy.

A kutatócsoport további kutatásokat tervez, hiszen 69 csillagpáros még nem elegendõ minta ahhoz, hogy a vizsgálatukból messzemenõ következtetéseket lehessen levonni a bolygóformálódással kapcsolatban.

Forrás: astro-ph/0612029, Spitzer PR 2007.03.29.

Féloldalas porkorong egy fiatal csillag körül
2007. május 07., hétfõ

Rendkívül aszimmetrikus törmelékkorongot fedeztek fel egy csillag körül.


A tudomány mai állása szerint nagy valószínûséggel a legtöbb csillag körül található valamiféle törmelék- vagy porkorong, de ezek kimutatásához nagyon érzékeny mûszerekre van szükség. Fiatal csillagok esetén szinte mindig, de életük közepén járó csillagok körül is sok esetben találtak már porkorongot. Ezekben a korongokban gyakran éppen bolygókeletkezés folyik, vagy már kialakult bolygók is keringenek csillaguk körül, esetleg kisebb törmelékdarabok (kisbolygók, üstökösök) ütköznek egymással. A központi csillag sugárzása felmelegíti a korongot alkotó részecskéket (hasonlóan ahhoz, ahogyan a Nap is melegíti a Földet), az így nyert energia egy részét azonban a részecskék az infravörös tartományban kisugározzák, s ott plusz sugárzásként ki is mutatható.


Illusztráció: Hogyan változtatják meg a különbözõ típusú porkorongok egy csillag sugárzásának hullámhossz szerinti eloszlását.

Az elsõ porkorong felfedezése 1985-re tehetõ, a Vega csillag körül detektálták az IRAS mûhold segítségével. A központi csillag fiatal kora miatt eredetileg protoplanetáris (olyan korong, amelyben még nem játszódott le bolygókeletkezés) korongnak gondolták, de késõbb bolygószerû testek jelenlétére utaló jeleket találtak. Hasonló törmelékkorongot fedeztek fel a Fomalhaut és β Pictoris körül is, amelyekrõl közvetlenül is sikerült felvételt készíteni. Nagyon sötét helyrõl Napunk saját porkorongja is látható. Az állatövi fénynek nevezett jelenség világító sávként figyelhetõ meg naplemente után a Naprendszer fõsíkja közelében.


Balra: a Fomalhaut és korongja. Jobbra: állatövi fény - a Nap porkorongja.

Amerikai csillagászok egy csoportjának most újabb porkorongot sikerült közvetlenül lefényképezni, amelyhez a Hubble Ûrteleszkóp és a Keck adaptív optikája nyújtott segítséget. A HD 15115 katalógusszámú csillag korongjának az az érdekessége, hogy rendkívül aszimmetrikus, közel 1:2 arányban torzult, nyugati oldali sugara minimum 550 csillagászati egység, míg keleti sugara kb. 315 csillagászati egység. Nagyságát tekintve egyébként az ismert második legnagyobb csillag körüli porkorong a β Pictoris korongja után, de annál jóval aszimmetrikusabb. A korong jelenléte további bizonyítékot szolgáltatott arra, hogy az anyacsillag a β Pictoris kb. 10 millió év korú mozgási halmazának tagja. Egy ilyen objektum viszonylag fiatal csillagokat tartalmazó és az égen nagy kiterjedésû csillagcsoport, melynek tagjai térben és idõben közel egyszerre keletkeztek, de a laza kötöttség miatt azóta nagyrészt szétszóródtak az ûrben. Ma már csak azonos koruk és térbeli mozgásuk vektora árulkodik a csillagcsalád eredetérõl. A β Pictoris mozgási halmaznak jelenleg 17 tagját ismerjük.


Hamisszínes kép a HD 15115 korongjáról: a baloldali kép a Hubble
Ûrteleszkóp, a jobboldali a Keck teleszkóp felvétele (észak felfelé, kelet balra).

A HD 15115 korongjának nagyfokú aszimmetriáját a felfedezõk azzal magyarázzák, hogy azt a csillagtól keletre, meglehetõsen közel (kb. kétszeres Nap-Plútó távolságra) elhelyezkedõ HIP12545 számú csillag gravitációs hatása okozza. A rendszernek egyébként magyar vonatkozásai is vannak: az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetének infravörös csillagászati kutatócsoportja (KISAG) mutatta ki elõször a csillagról, hogy a β Pictoris mozgási halmaz tagja.

Forrás: Paul Kalas és munkatársai, ApJ Letter - megjelenés alatt (astro-ph: 0704.0645)

NGC4449:

A COROT mûhold elsõ exobolygója
2007. május 05., szombat

A 2006 decemberében felbocsátott COROT mûhold felfedezte az elsõ exobolygóját.


Megérkeztek az elsõ eredmények a 2006 decemberében felbocsátott ûreszközrõl. A COROT felfedezte az elsõ exobolygóját, egy távoli csillag körül keringõ óriásplanétát, illetve nem várt pontossággal detektált csillagrezgésekre utaló "szeizmikus" információkat egy Naphoz hasonló csillagról.

A COROT misszió a CNES (Centre National d'Études Spatiales, Francia Ûrügynökség) projektje, melyben tevékenyen részt vállal az ESA (European Space Agency) is. A küldetés célja kettõs: Egyrészt ez az elsõ ûrmisszió, melyet teljes egészében a Földhöz hasonló exobolygók kutatásának szentelnek, másrészt a fõ feladat mellett elvégzi a Naphoz hasonló csillagok belsõ szerkezetére vonatkozó elsõ átfogó felmérést is. A szakemberek mindkét célt a vizsgálatba bevont csillagok fényváltozásának rendkívül pontos mérésével valósítják meg. Az elsõ eredmények várakozásokhoz képest is meglepõ pontossága arra enged következtetni, hogy az ûreszköz alkalmas lesz földméretû, vagy még annál is kisebb kõzetbolygók detektálására, illetve ezen túl még információt nyújthat a kémiai összetételükrõl is.

A COROT az exobolygók keresésére az ún. tranzit-módszert alkalmazza. Ennek lényege, hogy a csillag fényében azt a nagyon kicsiny csökkenést keresik, amit az okoz, hogy a (feltételezett) kísérõje elhalad elõtte. Természetesen a módszer alkalmazhatóságához az kell, hogy a bolygó pályasíkját majdnem élérõl lássuk, azaz valóban periodikusan a napja elé kerüljön.


A tranzit-módszer lényege: a csillag fényessége csökken, amint a kísérõje elhalad elõtte, s a sugárzó felszín egy kis részét kitakarja.

A csillagok belsõ szerkezetének felderítése (ezzel az ún. asztroszeizmológia foglalkozik) szintén a fénygörbéjük tanulmányozásával lehetséges. A látszó fényességben megfigyelhetõ oszcillációk oka ugyanis a csillag rezgése. Ezen oszcillációk analizálásával információ szerezhetõ a csillagok belsejében haladó mechanikai hullámokról, ezen keresztül pedig a csillagbelsõrõl magáról, hasonlóan ahhoz, ahogyan a geofizikusok vizsgálják a Föld belsejét mesterségesen keltett hullámok, ill. földrengések segítségével.

A COROT legfõbb erõssége abban áll, hogy egyrészt az égbolt egy adott területén folyamatosan monitorozza ugyanazokat az objektumokat, másrészt rendkívüli pontossággal képes mérni a csillagok fényességében bekövetkezõ változásokat. A mérések teljes kiértékelése hosszabb idõt vesz igénybe, de az már most látszik, hogy a fedélzeti mûszerek pontosabban mûködnek, mint azt a felbocsátás elõtt becsülték, egyes esetekben a pontosságban egy nagyságrendnyi javulás is bekövetkezhet, ami természetesen jótékonyan hat a küldetés eredményességére is.

A most felfedezett, COROT-Exo-1b jelzéssel ellátott forró óriásbolygó sugara 1,78-szorosa a Jupiterének. A Földtõl 1500 fényévre, a Monoceros csillagképben található, Naphoz hasonló sárga törpecsillagát mindössze 1,5 nap alatt kerüli meg. A párhuzamosan elvégzett földi bázisú spektroszkópiai megfigyelések alapján a bolygó tömege is meghatározható volt, értékére a Jupiter tömegének 1,3-szerese adódott. A kutatók szerint az adatok teljes körû feldolgozása után a meghatározott paraméterek hibája, ami az elõzetes eredmények szerint is meglepõen kicsi, mindössze néhány százezrednyi, még tovább csökkenhet.


A csillagról érkezõ fény intenzitása a fázis függvényében. A 0 fázis környékén megfigyelhetõ mintegy két százaléknyi fényességcsökkenést a COROT-Exo-1b óriásbolygó okozza.

A rendkívüli mérési pontosság következtében a COROT az elõzetesen becsültnél háromszor kisebb méretû bolygók megfigyelésére is képes lesz, ami azt jelenti, hogy a földméretû planéták tömegesen kerülhetnek a hatósugarába, sõt egyes bolygók esetében remény lehet a bolygóról magáról visszavert csillagfény detektálására is, ami alapján aztán a bolygó kémiai összetételére is becslés adható.

Hasonlóan impozáns a COROT asztroszeizmológiával kapcsolatos adatainak minõsége is. A mûködés elsõ 60 napja alatt volt olyan mérés, aminek 5 perces integrációs idõre vetített hibája 1 milliomodnál is kisebb, amivel a távcsõ gyakorlatilag elérte az elméletileg lehetséges legkisebb hibakorlátját! Az ûreszközzel 50 napon keresztül folyamatosan észleltek egy fényes, Naphoz hasonló csillagot, s egy váratlan, néhány napos idõskálájú fényességváltozást találtak, ami a csillag mágneses aktivitására utalhat, ugyanis az oszcillációk nagyon hasonlóak egy Nap típusú csillag megfelelõ rezgéseihez.

A COROT mûholdat 2006. december 27-én bocsátották fel a kazahsztáni ûrközpontból egy Szojuz hordozórakétával. 900 kilométer magasságú poláris pályája majdnem teljesen kör alakú. Az eszközt 2007. január 2-án kapcsolták be, a folyamatos mérések pedig február 3-án indultak.

Forrás: ESA PR 2007. május 3.

A "leg"-ek exobolygója - újabb magyar felfedezés!
2007. május 02., szerda

A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta.


A Bakos Gáspár (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) vezette kutatócsoport egy újabb különleges fedési exobolygót fedezett fel, mely a HAT-P-2b elnevezést kapta. A Hungarian Automated Telescopes Network (HATNet) második „gyermekének” tömege 8,17-szeresen múlja felül a Jupiterét, ezzel az eddig megismert 14 fedési exobolygó közül a legnagyobb. További érdekesség, hogy a HAT-P-2b egyben a leghosszabb keringési idejû, és leginkább elnyúlt pályán keringõ Naprendszerünkön kívüli fedési planéta, amit eddig találtak.


A fedési exobolygók a látóirányunkból nézve elhaladnak központi csillaguk elõtt, így csekély elhalványodást okoznak annak fényességében, amit szerencsés esetben detektálni lehet. Az ilyen kicsiny fényváltozást keresi a HATNet hat darab teleszkópja is. Az egyenként 11 cm átmérõjû távcsöveket Bakos Gáspár mellett Sári Pál, Papp István, és Lázár József (Magyar Csillagászati Egyesület) építette, az automata távcsövek Arizonában és Hawaii-n üzemelnek. A felfedezésben fontos szerepet játszott Dr. Kovács Géza (MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézete) is, többek közt az általa kifejlesztett algoritmussal, mellyel a HAT-P-2b-t is megtalálták. A kutatócsoport elsõ exobolygója, a HAT-P-1b, amint arról korábban beszámoltunk, ugyancsak rekorder: az eddig talált legkisebb sûrûségû fedési exobolygó.


HAT-P-2b által okozott fényességcsökkenés a HD 147506 fénygörbéjében

A most felfedezett HAT-P-2b a HD 147506 jelû csillag körül kering, attól körülbelül 0,069 Csillagászati Egység (CSE) távolságban (1 CSE = 150 millió km). A bolygó a Napunknál valamivel nagyobb csillagát 5,63 nap alatt kerüli meg, s ezzel az eddig ismert leghosszabb periódusú fedési exobolygó. Sûrûsége nagyobb a Földénél, feltehetõleg fõként hidrogénbõl és héliumból áll. A hatalmas tömegû gázóriás mintegy 440 fényév távolságban található, és 1,18 jupitersugárral rendelkezik.

A meglepõen nagy, 0,5-ös excentricitásra jelenleg még nincs világos magyarázat. Elképzelhetõ, hogy egy másik bolygó is kering a rendszerben, mely ilyen elnyúlt pályára kényszerítette a HAT-P-2b-t, de erre jelenleg még nincs egyértelmû bizonyíték, így további kutatások szükségesek.


Együtt a HAT-team: Bakos Gáspár, Sári Pál, Papp István és Lázár József a Fred L. Whipple Obszervatóriumban (Arizona), a HATNet projekt fõhadiszállásán

Érdekességek az új bolygóról:

-Ha kicsivel nagyobb lenne a tömege, akkor ez a bolygó már néha "begyulladna", tehát megközelítené a barna törpe csillagok mágikus 13-szoros jupitertömeg-határát.

-A pálya excentricitására, vagyis megnyúltságára jellemzõ, hogy ha a Föld ilyen elnyúlt pályán keringene, akkor napközelben olyan közel lenne a Naphoz, mint a Merkúr, naptávolban pedig a Marsig jutna.

-A nagy excentricitás miatt szinte parittyaszerûen mozog: a csillag közelében gyorsan, míg csillagtávolban nagyon lassan kering. Emiatt garantált, hogy a bolygó nem forog a tengelye körül szinkronban a keringéssel, tehát nem mindig ugyanazt az oldalát fordítja a központi csillag felé.

-A bolygót érõ besugárzás 9-szeres faktor szerint változik. Emiatt nagyon érdekes atmoszférája és idõjárása lehet!
A felszíni gravitáció 15-szöröse a földinek. Ez teljesen egyedi eddig az exobolygók világában.

-Nem csak a legnagyobb sûrûségû exobolygó, hanem a Naprendszer kõzetbolygóinak a sûrûségét is meghaladja. Míg a Föld sûrûsége 5,52 g/cm3, addig a HAT-P-2B sûrûsége 6,6 g/cm3. Így elmondhatjuk, hogy ez az égitest a legnagyobb sûrûségû ismert bolygó.

Égitestcsalád a Kuiper-övben
2007. május 2., szerda, 8:57


Elsõként sikerült a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben olyan égitesteket azonosítani, amelyek egy õsi objektum széttörésével keletkeztek.


A 2003 EL61 és két holdjának modellje (NASA)

A Mars és a Jupiter közötti kisbolygóövben lévõ égitestek családokat alkotnak. Egy-egy családba hasonló térbeli helyzetû és összetételû objektumok tartoznak, amelyek valamikor egy-egy nagyobb õsi kisbolygó széttörésével és töredékeinek szétszóródásával keletkeztek. Kérdés, hogy hasonló csoportokat sikerül-e a Neptunuszon túl húzódó Kuiper-övben is lehatárolni.

Az ott található objektumokat korábban csak pályájuk jellege alapján sikerült csoportosítani -közülük a leghíresebb a Plútóhoz hasonló dinamikai helyzetû csoport, a Plútínók társasága. Összetétel szempontjából azonban eddig nem mutatkoztak hasonlóságok, és így nem tudni, hogy az egyes csoportok azonos szülõégitest széttörésével keletkeztek-e - ami a Plútínók esetében nem is túl valószínû.

A Kuiper-öv tagjait színképük és ebbõl durván közelített felszíni összetételük alapján három nagy csoportba soroljuk. Az elsõ csoportot a felszínükön sok fagyott metánjeget tartalmazó égitestek alkotják - ilyen például a Plútó, az Eris vagy a 2005 FY6 -, a másik osztályt azok az égitestek képezik, amelyek felszíne sok vízjégre utal, míg a harmadik csoport tagjai infravörös színképükben nem mutatnak semmilyen erõs, karakterisztikus jelleget.

A második csoporton belül is elkülönül néhány olyan objektum, amelynek spektrumában feltûnõen erõs a vízjég jelenléte. Ide tartozik a viszonylag nagyméretû 2003 EL61 és annak egyik holdja, továbbá az 1995 SM55, az 1996 TO66, a 2002 TX30 és a 2005 RR43. Ezek az objektumok térben is aránylag koncentráltan oszlanak el, a Kuiper-öv kisebb zónájában találhatók. A csoport legjelentõsebb tagja az 1960×1518×996 km méretû 2003 EL61, ennek tömege körülbelül 100-szor nagyobb, mint a fent felsorolt többi égitesté együttesen.

A 2003 EL61 esetében több érdekes jellemzõ alapján már korábban is feltételezték, hogy egy nagyobb objektum szétdarabolódásával keletkezett. Erre utalt viszonylag nagy, 2,2-3,3 g/cm3 közötti sûrûsége, közel 4 órás tengelyforgási ideje, azaz gyors pörgése, továbbá két, S/2005(136108)1 és S/2005(136108)2 jelû holdja.

Mike Brown (CALTECH) és kollégái az objektumot részletesebben is vizsgálták. Modelljeik arra utalnak, hogy a 2003 EL61 õse egy olyan Plútóhoz hasonló méretû égitest lehetett, amely nem sokkal a Naprendszer kialakulása után szétdarabolódott. Így maradt vissza a sûrûbb mag egy vékonyabb felszíni vízjégtakaróval, és keletkezett annak gyors forgása - amitõl pedig elnyúlt az alakja. A robbanás nyomán messzebbre repült töredékek pedig a fenti öt égitestet alkotják.

A széttörés során az illékonyabb metánjég könnyebben elszökött, míg a H2O-ból több maradt vissza - ezért mutatnak a csoport tagjai hasonlóan erõs, a vízjégre utaló elnyelési vonalakat. A széttört objektumok csoportja egyébként rezonanciában mozog a Neptunusszal, és 7-szer kerülik meg a Napot, míg a Neptunusz 12-szer teszi ezt. A jelenség keretében fellépõ gravitációs hatások révén az egykori töredékek többsége mára kiszóródhatott a térségbõl.

A modell viszonylag jól megmagyarázza a fenti megfigyeléseket, ugyanakkor sok megválaszolatlan kérdés is felvetõdik a csoport képzõdésével kapcsolatban. Mindent összevetve feltehetõleg sikerült megtalálni az elsõ olyan Kuiper-objektum családot, amelynek tagjai egy õsi égitest szétdarabolódásával születtek.

Kereszturi Ákos

A Föld második holdja
2007. április 30., hétfõ

A 6R10DB9 ideiglenes elnevezésû, néhány méter átmérõjû égitest immár harmadik keringését kezdte meg bolygónk körül, amióta tavaly szeptemberben átmenetileg Föld körüli pályára állt. A furcsa égitest június 14-én éri el perigeumát, majd elhagyja a Föld-Hold rendszert.


Tavaly szeptember 14-én egy szokványosnak tûnõ, 19,3 magnitúdós földközeli kisbolygót rögzítettek a Catalina Sky Survey 68 cm-es Schmidt-távcsövének felvételein. A megfigyelt koordinátákra azonban nem lehetett Nap körüli pályát illeszteni. Gyorsan kiderült, hogy a néhány méter átmérõjû égitest bolygónk körül kering! Mivel azonban pályája szinte merõleges a Hold pályasíkjára, nem maradhat hosszú ideig a közelünkben. Három keringés után, szeptember elején elhagyja bolygónk környezetét. Mint a mellékelt ábrán látható, a pályára állás utáni elsõ földközelsége január 3-án, a második pedig március 25-én volt. A harmadik, egyben legkisebb távolságú perigeum június 14-én lesz, amely után olyan sebességre gyorsul, ami a Föld-Hold rendszer elhagyására kényszeríti. Felfedezése után mindkét földközelség alkalmával észlelték a 19 magnitúdós objektumot, így minden bizonnyal a júniusi esemény sem marad rejtve elõlünk.


Peter Birtwhistle március 20-ai felvétele 176 (!) darab hat másodperces kép összegzésével született. A Geminiben járó halovány égitestet az inzertben kinagyítva láthatjuk.


Az égitest mozgása a Föld-Hold rendszerben 2006 áprilisa és 2007 szeptembere között a Sky and Telescope nyomán.


Fontos kérdés, hogy vajon milyen pályán keringett az égitest mielõtt befogtuk volna? Annyi bizonyos, hogy közel kör alakú, a Földéhez nagyon hasonló pályán járhatott. Megeshet, hogy a 60-as, 70-es évek egyik ûrkísérlete során Nap körüli pályára állt rakétafokozat, bár ekkor a kis tömeg miatt már észlelnünk kellett volna a Nap sugárnyomása okozta pályaváltozást. Mivel ilyet eddig nem tapasztaltak, a kutatók többsége inkább egy természetes eredetû, tömör égitestre gyanakszik. A kérdést a júniusi perigeum idején végzett spektroszkópiai mérésekkel lehetne végérvényesen eldönteni, hiszen egy földközeli kisbolygó és egy speciális festékkel borított rakétafokozat egészen másként veri vissza a napfényt.

A legsötétebb galaxisok kialakulása
2007. április 28., szombat

A sok sötét anyagot tartalmazó törpegalaxisok kozmikus értelemben igen korán elvesztették tömegük és gázanyaguk nagy részét anyagalaxisuk közelsége miatt.


A Tejútrendszerünkhöz hasonló, nagyobb galaxisok körül számos kisebb törpegalaxis kering. Néhány ezek közül, például a Tejútrendszer Draco és Ursa Minor törpegalaxisai, illetve az M31 Andromeda IX jelû kísérõje, a szokásosnál is különösebbnek tûnnek. Ezek a rendszerek a törpe szferoidális galaxisok (dSph) csoportjába tartoznak – gázanyagban rendkívül szegények, emellett felületi fényességük is igen alacsony. Különlegessé az teszi õket, hogy a legnagyobb arányban tartalmaznak sötét anyagot a normális, világító anyaghoz képest. Esetükben a tömeg–fényesség-arány 100 feletti (napluminozitás per naptömeg egységben), míg a Lokális Csoporthoz tartozó többi dSph galaxis esetében a hasonló arányszám 10 és 30 közötti. A jelek szerint bennük a csillagkeletkezési folyamatok nagyon régen, közel 10 milliárd éve leálltak – míg a többi, hasonló rendszerben még további évmilliárdokig keletkeztek új csillagok. Központi rendszerüktõl való távolságuk is megkülönbözteti õket a jellegzetes kísérõktõl: a megszokott kb. 600-650 ezer fényév távolsággal szemben mindössze 150-300 ezer fényévre keringenek anyagalaxisuktól. A probléma, hogy a jelenlegi galaxiskeletkezési modellek egyike sem képes egyidejûleg magyarázatot adni a rendszerek összes megfigyelt különös tulajdonságára.

L. Mayer (ETH Zürich) és kutatócsoportja a Nature február 15-i számában számolt be egy új számítógépes szimuláció eredményeirõl, melyek új fényt vetettek a rejtélyes objektumok keletkezésére. Ezek szerint a különleges rendszerek õsei is gázanyagot nagy mennyiségben tartalmazó törpegalaxisok voltak, amelyek azonban a többieknél sokkal korábban váltak a központi galaxis kísérõivé. A modell futtatása során a Tejútrendszerünkéhez igen hasonló méretû halo kialakulását modellezték. Az induláskor a kísérõgalaxis, amely tömegének 80%-a gázanyagként volt jelen, a központi rendszer körül igen elnyúlt pályán keringett mintegy 1,7 milliárd éves periódussal. A szimuláció 10 milliárd éves idõtartama alatt a kísérõ ötször haladt át pályájának a központi galaxishoz legközelebb esõ pontján. Az eredmények szerint már a legelsõ áthaladás is drámai hatással volt rá: sötét halojának mintegy 60%-át veszítette el, ami mellett a galaktikus árapályhatások révén kialakuló instabilitások mintegy 100 millió év alatt eltávolították a gázanyagot. A második közelítés alkalmával a kísérõ halojának sûrûsége közelítõleg a felére zuhant, ezzel párhuzamosan keringési sebessége is 30 km/s alá esett. A belsejében fellépõ átrendezõdések miatt az eddig szorosabban kötött anyag is kidobódhatott, ennek megfelelõen az elsõ két közelítés után gyakorlatilag nem maradt gázanyag, míg a kezdeti, közelítõleg korong alakú csillageloszlás fokozatosan gömbszerûvé alakul át.


Egy szimulált törpegalaxis fejlõdése az idõk folyamán. A modell indulásakor (t=0,0 milliárd év, jobbra fent) egy korong alakú objektumot látunk élérõl nézve. t=3,0 milliárd évkor a csillagok eloszlása már torzul (középsõ kép), míg a gázanyag eloszlása már jelentõs változásokon ment át (jobbra). t=10,0 milliárd évkor, vagyis napjainkban (jobb alsó kép), már egy teljesen diffúz, a törpe szferoidális galaxisokra jellemzõ csillageloszlás tapasztalható.


A számítások szerint tehát a kozmikus értelemben korán kísérõgalaxisokká vált rendszerekbõl a gázanyag eltûnik, a csillagkeletkezési folyamatok leállnak, míg a távolabbi kísérõkben még évmilliárdokig folytatódik a csillagok keletkezése. Ez magyarázza például azt is, miért fényesebb kb. tízszer a Fornax törpegalaxis a Draconál. Az elõrejelzések szerint a fényes, nagyobb galaxisok mindegyike körül viszonylag csekély számú, sötét anyag által dominált kísérõnek kell lennie, amelyek igen gyorsan keringenek rendszerük központja körül. Ugyanakkor ezek a törpék igen halványak is, ami magyarázatot ad arra, hogyan kerülhették el egészen idáig a felfedezést. A modell által elõrejelzett igen sötét kísérõgalaxisok megoldhatják a „hiányzó kísérõgalaxisok” rejtélyét – Tejútrendszerünk körül még három, hasonló tulajdonságú objektum felfedezése már összhangba hozná az elméleteket a megfigyelési adatokkal.

Forrás: Mayer L. és mtsai, Nature 2007. febr. 5. (astro-ph/0702495)

Intergalaktikus "környezetszennyezés" óriási fekete lyukakkal
2007. április 27., péntek

Galaxismagok nagy tömegû fekete lyukai fontos szerepet játszhatnak az intergalaktikus tér nehéz elemekkel történõ feldúsításában, s így áttételesen az élet kialakulásában is.

Az ESA (European Space Agency) XMM-Newton röntgenteleszkópjának új eredményei szerint a nagy tömegû fekete lyukak közelébõl kiszökõ, nehéz elemeket is tartalmazó forró gáz jelentõs szerepet játszhat az intergalaktikus térnek az élet késõbbi keletkezéséhez nélkülözhetetlen összetevõket is hordozó anyaggal történõ "beszennyezésében", bár elképzelhetõ, hogy más forrásokat is figyelembe kell venni.

Ha egy fekete lyuk közvetlen közelébe jutó gáz kellõen forró, egy része egészen addig megszökhet, amíg át nem lépi a végsõ határt, a fekete lyuk ún. eseményhorizontját. A legnagyobb fekete lyukak környezetében megfigyelt "szökési" sebességek elérik az 1000-2000 km/s-ot is, de a kutatók elõtt még nem egészen világos, mennyi gáz is képes ilyen módon megmenekülni a végsõ eltûnés elõl. Az XMM-Newton röntgenteleszkóp új mérései, illetve az ezen alapuló késõbbi kutatások talán segíthetnek ezen kérdés tisztázásában is.

A munka során egy nemzetközi kutatócsoport az NGC 4051 katalógusjelû aktív galaxis magjában található, a Napnál kétmilliószor nagyobb tömegû fekete lyuk környezetét vizsgálta az XMM-Newton több mûszerével párhuzamosan. Míg a korábbi észlelések csak a kiszökõ gáz általános tulajdonságait tudták feltárni, a mostani vizsgálatok során a kutatóknak részletes információkat sikerült gyûjteniük a gáz luminozitásában és ionizációs viszonyaiban bekövetkezõ változásokról. Az eredményeket az Astrophysical Journal c. szakfolyóirat április 20-ai számában tették közzé.



A National Optical Astronomy Observatory (NOAO, Kitt Peak, Arizona, USA) felvétele az NGC 4051 katalógusjelû aktív magú galaxisról.

A csoport megállapította, hogy a gáz a fekete lyukhoz sokkal közelebbi régióból áramlik vissza, mint azt korábban gondolták. A számítások szerint a fekete lyukba spirálozó anyag 2-5 százaléka szökik meg, ami szintén kevesebb a korábban vártnál.

Ugyanaz a fûtõfolyamat, ami lehetõvé teszi a beáramló gáz egy részének megszökését, a gázt ionizálja is, azaz elektronokat szakít le az atomokról, pozitív töltésû ionokat és szabad elektronokat létrehozva. A forró gáz hidrogénen és héliumon kívül más, nehezebb elemeket is tartalmaz. A csillagászati terminológiában az összes ilyen elemet fémnek nevezik. Köztük van a földi élet szempontjából egyik legfontosabb, a szén is. A fémek a csillagok belsejében keletkeznek az ott zajló termonukleáris folyamatok közben, ennek ellenére az intergalaktikus térben szinte mindenhol megtalálhatók. A csillagászok régóta kutatják, milyen módokon juthat ki a nehéz elemekben gazdag anyag a galaxisok közötti térbe.

Az egyik lehetõséget az Univerzum legnagyobb teljesítményû energiaforrásai, a kvazárok szolgáltathatják. Ezek olyan aktív galaxisok, melyek magjában óriási étvágyú fekete lyukak nyelik el a beáramló anyagot. Ez azonban azt is jelenti, hogy a kvazárok környezetébõl megszökõ gáz is jelentõs mennyiségû, s így ez transzportálhatná a fémeket az intergalaktikus térbe. Ha a kvazárok lennének teljes egészében felelõsek a galaxisok közti tér fémekkel történõ beszennyezéséért, akkor a fémgyakoriságnak nagyobbnak kell lennie a kvazárok körüli térrészekben, mint máshol. Ez magyarázná is azt a tényt, hogy intergalaktikus léptékben a kozmikus elemgyakoriság valóban irányfüggõ.


Ha azonban a kiszökõ gáz mennyisége valóban olyan kicsiny, mint az új mérések az NGC 4051 esetében mutatják, akkor a kvazárok mellett még más forrásokat is kell találni az intergalaktikus térben megfigyelhetõ fémgyakoriság magyarázatára. Ezek lehetnének a csillagkeletkezési területekben rendkívül gazdag, poros, sok esetben aktív magú, illetve kölcsönható, a távoli infravörös tartományban óriási, a Napét ezermilliárdszorosan meghaladó energiakibocsátású galaxisok, az ún. ultrafényes infravörös galaxisok (Ultra Luminous Infra Red Galaxies).


A probléma tisztázására a kutatók további vizsgálatokat terveznek az XMM-Newton teleszkóppal az NGC 4051 galaxisnál nagyobb teljesítményû aktív galaxisok körében. Ha a kiáramló gáz aránya nagyobbnak adódna, mint az NGC 4051 esetében, akkor a kérdés megoldódik, ha azonban ugyanaz lesz, akkor a probléma továbbra is fennáll. (Az elsõ esetben természetesen az az új kérdés vetõdhetne fel, hogy az NGC 4051 esetében miért ilyen kicsi a visszaáramlási arány.)

Forrás: ESA News, 20 April 2007

A Nap három dimenzióban
2007. április 25., szerda

Nevéhez méltóan a STEREO ûrszonda közvetítette a Nap elsõ térbeli képét.


Az Amerikai Ûrügynökség, a NASA új napkutató szondapárosa, a STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory, kb. Nap-Föld Kapcsolatok Obszervatóriuma) áprilisban küldött elõször olyan felvételeket, amelyek három dimenzióban mutatják központi csillagunkat. A STEREO A és a STEREO B jelû ûreszköz ellenkezõ irányban távolodik a Földtõl, és feladata a Nap fizikája pontosabb megértésének segítése valamint az "ûridõjárásra" vonatkozó elõrejelzések javítása.

A szondák által közvetített térbeli képek ezekhez nagymértékben hozzájárulnak, hiszen segítségükkel a Nap légkörében lévõ alakzatok három dimenzióban láthatóak, például a koronakilövellések iránya is pontosabban számítható. Nevével némiképp ellentétben az ûridõjárásnak komoly hatása van az emberiségre: a nagyenergiájú napkitörések veszélyt jelentenek nemcsak a Föld körül keringõ ûrhajósokra, kommunikációs mûholdak százaira, de az elektromos távvezeték-hálózatra is, ezért az elõrejelzés finomítása fontos feladat.

Agyunk a két egymástól néhány centiméterre lévõ szemgolyók segítségével alkot térbeli képet, a STEREO szondái által küldött felvételeket ugyanezen elv alapján kombinálják térbeli képpé az azokat kiértékelõ tudósok, majd ezeket speciális szemüveggel szemlélve nézve valódi térhatású élményhez jutunk. A képeket a STEREO mûholdak SECCHI nevû, extrém ultraibolya tartományban mûködõ leképezõ berendezése készítette.

A STEREO honlapján számos 3D-s képet megcsodálhatunk, emellett lehetõségünk van azokat a két dimenzióban készült felvétellel összevetni. A különbözõ színek eltérõ hõmérsékleteket jelentenek: a sárga két és fél millió, a zöld másfél millió, a kék egymillió, a piros 60000-80000 fokos tartományt jelöl. A három dimenziós képek igazi élvezetéhez szükségünk van egy kétszínû, piros-kék 3D-s szemüvegre!


A teljes napkorong kétdimenziós képe, az egymillió fokos alakzatokat kihangsúlyozó 17,1 nanométeres extrém ultraibolya hullámhosszon.


Ugyanaz, immáron három dimenzióban...

Forrás: A STEREO honlapja

Bolygók vagy csillagok maradványai-e a fehér törpék porkorongjai?
2007. április 24., kedd

A közelmúltban két kutatócsoport is azt vizsgálta, milyen folyamatok vezethetnek fehér törpék körül talált porkorongok kialakulásához.

A fehér törpék a kb. 8 naptömegnél kisebb kezdeti tömegû csillagok végállapotai. Inaktívak, nukleáris energiatermelés már egyáltalán nem zajlik bennük. Magjuk oxigénbõl és szénbõl (vagy nagyobb tömegû objektumok esetén oxigénbõl és neonból) áll, a külsõ rétegek ugyanakkor fõként héliumot vagy hidrogént tartalmaznak.

A magányos fehér törpék élete igencsak "unalmasnak" tûnik: felgyülemlett energiájukat évmilliárdok alatt sugározzák ki, míg végül teljesen elhalványulnak. Ha azonban a létrejövõ fehér törpe egy óriáscsillagot is tartalmazó kettõs rendszer tagja, a vég már korántsem lesz ennyire nyugodt. A másik csillagról ugyanis folyamatosan anyag áramlik át a fehér törpére, mely a kb. 1,4 naptömegnyi Chandrasekhar-határtömeg elérésekor összezuhan, s szupernóvaként felrobban.

Az utóbbi évek vizsgálatai azonban arra utalnak, hogy a magányos fehér törpék élete sem teljesen egyhangú (lásd korábbi cikkeinket: Egy fehér törpe porkorongja, Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül). Egyre több "halott" csillag körül találnak például porkorongokat (melyekrõl korábban azt hitték, hogy - a bolygórendszerek elõzményeiként - csak a fiatal csillagokra jellemzõek), illetve a Naprendszerünkben lévõ kisbolygóövhöz hasonló képzõdményeket. A koronggal rendelkezõ fehér törpék vizsgálata fontos lépcsõfok lehet a Napunkhoz hasonló csillagok fejlõdésének, valamint Naprendszerünk jövõjének kutatásában.

M. Jura (University of California) és munkatársai 11 fehér törpét vizsgáltak a Spitzer Ûrtávcsõ mûszereivel. A kiválasztott objektumok közös jellemzõje, hogy korábbi, spektroszkópiai mérések során fémvonalakat (azaz a héliumnál nagyobb rendszámú elemek nyomait) találtak a színképükben. Ez azért számít különleges esetnek, mert a nehezebb elemek igen rövid idõ (a hidrogénben gazdag fehér törpéknél néhány száz, míg a fõként héliumot tartalmazó társaik esetén néhány tízezer-százezer év) alatt lesüllyednek a csillag látható, felszíni tartománya alá - azaz a fémnyomokat mutató fehér törpék felszínére valószínûleg jelenleg is áramlik a nehezebb elemekben dús anyag. Ez egy csillag körüli (ún. akkréciós) porkorong segítségével valósulhat meg, mely egy korábbi bolygórendszer maradványa lehet. A jelenlegi elméletek szerint a legjobb magyarázat a megfigyelt fémfeldúsulásokra egy bolygó- vagy aszteroida-szerû test, mely - túl közel kerülve a fehér törpéhez - az erõs árapály-erõk hatására feldarabolódott, maradványai pedig a csillag körüli korongba kerültek.

Jura és kollégái a porkorongokból származó infravörös többletsugárzás jeleit keresték a fotometriai adatsorokban. Az adatok feldolgozása és a modellszámítások elvégzése után három fehér törpe (GD 40, GD 133, PG 1015+161) esetében sikerült a kimutatott infravörös többletsugárzást egyértelmûen egy csillag körüli porkorong jelenlétére visszavezetni. A GD 40 esetében a szénatomok relatíve kisebb arányát a kutatók egy fõleg szilikátvegyületeket tartalmazó (ún. kondritos), szénben szegény aszteroida feldarabolódásával magyarázták. Egy negyedik objektumnál (GD 56) is detektáltak infravörös többletet, de ennél a csillagnál a modellszámítások egyelõre nem adták vissza egy porkorong lehetséges fizikai paramétereit. A többi, fémvonalakat mutató fehér törpénél viszont egyáltalán nem volt jele infravörös többletsugárzásnak. A kutatócsoport tagjai ezt porból és gázból álló, kevésbé sûrû korongok jelenlétével magyarázták - azonban ez a kérdés még nem teljesen tisztázott.

A fentebb taglalt eredményeknek némiképp ellentmondhat egy másik kutatócsoport vizsgálata. E. Garcia-Berro (Universitat Politecnica de Catalunya) és munkatársai egy régóta ismert, porkoronggal rendelkezõ fehér törpét, a GD 362-t tanulmányozták. Számításaik alapján elképzelhetõ, hogy az ilyen típusú csillagok korongjai, illetve a színképükben kimutatható fémvonalak nem bolygótestek feldarabolódása során keletkeztek. Alternatív megoldásként egy még egzotikusabb folyamatot, két fehér törpe összeolvadását javasolták. Korábbi tanulmányok is foglalkoztak már hasonló kettõs rendszerek kialakulásának és egyesülésének lehetõségével (lásd cikkünket: Degenerált csillagok furcsa leszármazottai), azonban a csillagok körüli korongok létrejöttének okaként még nem szerepelt ez a magyarázat.


A GD 362 és porkorongjának mérete, összehasonlítva a Föld és a Szaturnusz méretével
(forrás: UCLA)


A kutatók elmélete szerint a GD 362 korábban egy két fehér törpét tartalmazó rendszer volt; a kisebbik komponens azonban idõvel szétszakadt, és anyagából akkréciós korong alakult ki a nagyobb csillag körül. A heves folyamat során a hõmérséklet ideiglenesen megközelítette az 1 milliárd Kelvint, ami elég volt a nehezebb elemek keletkezéséhez. A számítások alapján a megfigyelt fémtartalom akkor alakulhatott ki, ha a két komponens jelentõs mennyiségû héliumot tartalmazott - a spektroszkópiai adatok viszont egyértelmûen arra utaltak, hogy a GD 362 felszíni rétegeiben a hidrogén dominál. Garcia-Berro és kollégái azzal oldották fel a látszólagos ellentmondást, hogy az objektum relatíve alacsony felszíni hõmérséklete (T = 9740 ± 50 K) miatt a színképében igen nehéz detektálni a héliumvonalakat - azaz a hidrogén-hélium arány valós értéke igencsak bizonytalan. A modellezések során ezért ez az érték szabad paraméterként szerepelt, s így sikerült jónak tûnõ fizikai modelleket felállítani.



Az eredmények jól visszaadták a megfigyelt elemgyakoriságokat és a porkorongból származó infravörös sugárzás mértékét. Sikerült tehát egy teljesen új elméleti modellel leírni egy fehér törpe porkorongjának kialakulását, kiiktatva a külsõ folyamatok (bolygótestek, aszteroidák feldarabolódása) hatását. Ugyanakkor meg kell jegyezni (ahogy ezt a szerzõk is megtették), hogy a számítások szerint a kettõs fehér törpék összeolvadása igen ritka esemény (Tejútrendszerünkben átlagosan száz évente egyszer következik be), azaz nem jelenthet kizárólagos magyarázatot a porkorongok létére.

Várható volt, hogy lassan rátalálnak valami Föld típusú bolygóra is, kár, hogy a mi életünkben valószínûleg csak számítási eredmény marad, látni sosem fogjuk... :(

Cikk az sg-n

Úgy tûnik, megtalálták az elsõt.

Különleges törpegalaxis a Lokális Csoportban
2007. április 21., szombat

Fiatal és öreg csillagok keverednek a Leo csillagképben felfedezett új törpegalaxisban.


Az utóbbi két évben egyre inkább "benépesült" Tejútrendszerünk környezete. Már legalább nyolc kísérõ törpegalaxissal és két extragalaktikus gömbhalmazzal ismerünk többet Tejútrendszerünkben a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) égboltfelmérésének következtében. A felmérés az új-mexikói Apache Pointban folyt az elmúlt években egy 2,5 m átmérõjû, f/5-ös fényerejû alt-azimut távcsõvel, melynek határmagnitúdója 23. 2005 júliusáig a projekt elsõ fázisa elkészítette az egész égbolt negyedére kiterjedõ felmérést, amely során százmillió galaxisról és ugyanennyi csillagról készültek mérések (a jelenleg futó második fázis már szûkebb célokat kitûzõ megfigyelés-sorozatból áll).



A Leo T jelû törpegalaxis a kanári-szigeteki 2,5 m-es Isaac Newton Telescope nagylátószögû kamerájával.

Egy ilyen felmérés során újabb galaxisokat is felfedeznek, mint csillagsûrûsödéseket olyan, látszólag "üres" égbolt-területeken, ahol korábban nem ismertek galaxist. M.J. Irwin (University of Cambridge) és munkatársai így fedezték fel a Leo T törpegalaxist, melynek neve onnan származik, hogy a Leo csillagkép irányában látszik és átmeneti ("transzfer") típus a törpe szferoidális (dSph) és törpe irreguláris (dIrr) galaxisok között. A galaxis összfényessége sokkal kisebb, mint azt a törpe szferoidális galaxisok esetén várnánk, ami ugyan lehetne az árapály-erõk hatásának következménye is, ám ahhoz a távolsága túl nagy (kb. 420 kpc, azaz majdnem 1,4 millió fényév), hogy a Tejútrendszer gravitációs ereje megszabadítsa csillagai nagy részétõl.


A Leo T egyedi csillagainak szín- és fényesség-eloszlása alapján kiderült, hogy legjellemzõbb a vörös óriáságon levõ csillagok járuléka. Ezek kis tömegû, felfúvódott vörös óriás csillagok, átlagos koruk mintegy 6-8 milliárd év, fémtartalmuk pedig alig negyvened része a Napénak. Ettõl azonban sokkal meglepõbb, hogy nagyszámú fényes, kék csillag is található a törpegalaxisban. Jelenlétük a közelmúltban, alig 200 millió éve lezajlott csillagkeletkezésre utal. Noha a jelenleg rendelkezésre álló adatok alapján nem teljesen egyértelmû, milyen típusú objektumok (lehetnek fiatal kék óriások, esetleg szoros kettõscsillagok összeolvadásával kialakuló kék vándorok, de akár magbéli héliumégetõ csillagok is), létezésük mindenképpen igazolja a fiatal és öreg csillagok keveredését. A Leo T irányában látszik még egy semleges hidrogénbõl álló felhõ is, melyet az ausztráliai 64 m-es Parkes rádióteleszkóppal készített HIPASS (HI Parkes All Sky Survey) felmérés adatai alapján elemeztek. A felhõ becsült tömege mintegy kétszázezer naptömeg, és valószínû, hogy a galaxishoz tartozik. Az újonnan felfedezett törpegalaxis típusa a Pisces és a Phoenix törpékhez hasonló, abszolút fényessége azonban mindkettõénél kisebb, alig -7,1 magnitúdó. Ennyire kis abszolút fényességû törpegalaxisban még soha nem találták friss csillagkeletkezés nyomait, ami tovább erõsíti a Leo T különlegességére utaló jeleket.


Forrás: Irwin, M.J. és munkatársai, 2007, ApJ, 656, L13-L16 (astro-ph/0701154)

"Halálzónák" forró fiatal csillagok körül
2007. április 19., csütörtök

Balog Zoltán és munkatársai feltérképezték a bolygóképzõdés tiltott zónáit egy csillagkeletkezési terület nagyon forró, O típusú csillagai körül.


A zónákban a veszély abban áll, hogy a nagyon forró O színképtípusú csillagok intenzív sugárzása és csillagszele az adott területen található hidegebb, Napunkhoz hasonló csillagok környezetébõl egyszerûen kifújhatja a késõbbiek során bolygóképzõdéshez szükséges anyagot. Az eredmények szerint 1,6 fényévnél nagyobb távolság már kellõ biztonságot nyújt, ezen a távolságon belül azonban a hidegebb csillagok nagy valószínûséggel elvesztik potenciális bolygóik alapanyagát. Természetesen ez vonatkozik a zónába csak idõlegesen bekerülõ, de ott elegendõen hosszú ideig tartózkodó csillagokra is. A mostani felfedezés segíthet azon "barátságos" kozmikus környezetek felderítésében, melyekben nem csak bolygórendszerek, de az élet valamilyen formájának kialakulására is van esély.

Az elméletek szerint a bolygók fiatal csillagok körül örvénylõ, gázból és porból álló lapos, ún. protoplanetáris korongokból keletkeznek, évmilliók során apránként összegyûjtve a poranyagot a korongból. Korábbi vizsgálatok már jelezték, hogy ezek a korongok rendkívül nagy veszélynek vannak kitéve az Univerzum legforróbb, O színképtípusú csillagainak közelében. A több tízezer fokos felszíni hõmérsékletû és Napunktól akár több százezerszer nagyobb fényteljesítményû csillagok erõs ultraibolya sugárzása ugyanis elpárologtathatja a korongban lévõ port és gázt, majd a kiáramló csillagszél egyszerûen elfújhatja azt. Tavaly a Balog Zoltán (University of Arizona) vezette csoport, szintén a Spitzer segítségével, ékes példáját szolgáltatta egy ilyen, ún. fotoevaporációs folyamatnak.

A csoport új munkája az O típusú csillagok halálzónájában található protoplanetáris korongok elsõ szisztematikus felmérése. Ennek során a tõlünk 5200 fényévnyire a Monoceros csillagképben található csillagkeletkezési terület, a Rozetta-köd mintegy 1000 csillagát vizsgálták meg ebbõl a szempontból. A csillagok kora 2-3 millió év, tömegük pedig 0,1 és 5 naptömeg közé esik, s természetesen mindegyikük közelében található egy "halálcsillag", a kutatócsoport által kiválasztott 5 db O típusú csillag egyike.


A Spitzer infravörös ûrteleszkóp felvétele a Rozetta-ködrõl. Az O típusú csillagok a vörös színû buborékokban látható fényes kék objektumok. (A két legfényesebb csak elõtércsillag, nem tartoznak a ködhöz.) A forró objektumok sugárzása és csillagszele által felfújt porbuborékok zöld színûek, míg az üregekben maradt hidegebb, más összetételû port piros szín jelzi. (Színkód: vörös – 24 mikron, zöld – 8 mikron, kék – 4,5 mikron)

A felmérés szerint egy O típusú csillagtól 1,6 fényévnél távolabb lévõ csillagok esetében 45 százalékuknál mutatható ki a porkorong jelenléte. Ez az arány hasonló lenne O csillagoktól mentes tartományokban is. Az 1,6 fényéves zónán belül azonban már csak a csillagok 27 százalékánál figyelhetõ meg a porkorong, s ahogyan közeledünk a zóna központi O csillagához, számuk egyre kisebb lesz, azaz a helyzet a zóna centruma körül a legveszélyesebb, mint ahogyan ez várható is. Érdekes megemlíteni, hogy a Naphoz legközelebbi csillag, a Proxima Centauri a kritikus zónaméretnél csak háromszor van messzebb tõlünk, típusa miatt azonban onnan hasonló veszély nem leselkedik ránk.

Az új vizsgálatok azt is kimutatták, hogy a protoplanetáris korongok O csillagtól mért távolsága és párolgási sebessége között jó korreláció áll fenn: minél közelebb van a porkorong egy O csillaghoz, annál gyorsabban párolog el. A zónák határai élesek: a kívül lévõ protoplanetáris korongok viszonylagos biztonságban vannak, de ha bekerülnek a halálzónába, 100 ezer év alatt megsemmisülhetnek.

Elképzelhetõ azonban, hogy néhány, a zónába való belépéskor már létezõ bolygó túlélheti az O csillag halálos közelségét. Egy alternatív bolygókeletkezési elmélet szerint a Jupiter típusú gázóriások nagyon rövid, 1 millió évnél is kevesebb idõ alatt kialakulhatnak. Ezek a bolygók a zónába való bekerüléskor valószínûleg nem pusztulnának el, a Föld típusú kõzetbolygóknak azonban semmi esélyük.

Néhány csillagász szerint a Napunk is hasonló, O csillagok által uralt kozmikus környezetben született, s csak késõbb foglalta el a mostani, jóval békésebb helyét a Tejútrendszerben. Ha így van, akkor óriási szerencsénkre sikeresen elkerülte az összes halálzónát...

Forrás: http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2007-08/release.shtml

Fekete lyuk fogyatkozása egy távoli galaxisban
2007. április 17., kedd

A Chandra röntgenmûhold mérései alapján sikerült megbecsülni egy aktív galaxismagban található fekete lyuk és közvetlen környezete méretét.


A Chandra röntgenmûhold az NGC 1365 jelzésû galaxis magjában található nagy tömegû fekete lyuk váratlan "fogyatkozását" észlelte. A véletlenül megfigyelt jelenség során a Földtõl mintegy 60 millió fényévnyire a Fornax csillagképben megfigyelhetõ csillagváros központi fekete lyuka elé sûrû gázfelhõ került, ami részben blokkolta a mag közvetlen közelében keletkezõ nagyenergiájú röntgensugárzást. Ezzel lehetõvé vált az objektum körüli, galaktikus léptékben viszonylag kicsiny méretû anyagbefogási (akkréciós) korong méretének becslése.


A Chandra felvétele a kis inzert képen látható. A középen lévõ fényes forrás a fekete lyuk pozíciójának felel meg, míg az ESO VLT által készített optikai felvétel az egész galaxist mutatja. A bíbor az 1 keV-nál kisebb, a sárga az 1-2 keV, míg a kék szín a 2-7 keV sugárzási energiájú területeket jelöli.

Az NGC 1365 aktív galaxismagot (AGN) tartalmazó Seyfert típusú galaxis. Az elképzelések szerint a fekete lyukba a körülötte lévõ akkréciós korongból folyamatosan anyag áramlik, ami több millió fokra melegszik fel, mielõtt a fekete lyuk eseményhorizontját átlépve elveszik a külvilág számára. Rendkívül magas hõmérséklete miatt a behulló gáz intenzív röntgensugárzást bocsát ki, de az akkréciós korong kicsiny szögátmérõje miatt direkt megfigyelése nem lehetséges.

A forrást a Chandra mûszereivel 2006 áprilisában két héten keresztül két naponta felvett négy órás expozíciókkal folyamatosan nyomon követték. A hat megfigyelésbõl öt alkalommal a központi röntgenforrás világosan azonosítható volt, a második esetben azonban nem észlelték. Ez volt az a periódus, amikor az akkréciós korong körül örvénylõ gáz eltakarta a fekete lyuk környezetét, s jelentõsen csökkentette a behulló anyag észlelhetõ röntgensugárzását. Az Astrophysical Journal április 20-i számában megjelenõ cikk szerint a röntgenforrás mérete 1 milliárd km-nél kisebb, míg a takaró gázfelhõ a röntgenforrástól 100 milliárd km-nél nincs távolabb, azaz a forrás és környezete az elméletek által megjósoltnak megfelelõen valóban rendkívül kicsiny, mindössze néhány fénynap átmérõjû tartományra korlátozódik.


A két ábrán az NGC 1365 magjának a rajzoló által elképzelt modellje látható. A felsõ rész azt mutatja, amikor a Chandra a fekete lyuk környezetébõl kijutó direkt sugárzást is észleli, míg az alsó azt az esetet, amikor egy gázfelhõ a direkt sugárzást blokkolja, s a mûszerek csak a többi felhõ által visszavert röntgenfényt tudják detektálni.

Forrás: Chandra X-rax Observatory Center

Orvosi módszerrel is vizsgálják a csillagközi anyagot
2007. április 16., hétfõ, 7:51

Az orvosi diagnosztikában használt számítógépes módszerek továbbfejlesztése rávilágít a csillagközi anyag térbeli szerkezetére.


Az orvosi diagnosztikában már évek óta használnak olyan szoftvereket, amelyek a különbözõ módon szerzett megfigyelési adatokból térbeli modellt készítenek az emberi test belsejérõl. Az egészségügyben komoly elõrelépés volt az alkalmazás, segítségével sikerült például az egyébként nehezen behatárolható daganatok pontos helyzetét megállapítani. A technológia nem csak a rejtõzködõ tumorok felismerésében segít, de például arra is rávilágít, hogy milyen problémák adódhatnak a mûtét során a szomszédos szervek közelsége miatt.


Csillagkeletkezési régió a Perseus csillagkép keleti vidékén, a Spitzer-ûrteleszkóp infravörös felvételén (NASA/JPL-Caltech/L. Cieza (Univ. of Texas at Austin)

Az ICC (Initiative for Innovative Computing) nevû programban a fenti módszert a csillagközi anyag eloszlásának vizsgálatára is alkalmazzák. Az eljárás lényegi eleme, hogy a térbeli pozíciót kiszámító, korábban szuperszámítógépeket igénylõ munkát most egy nyílt forráskódú, egyszerû program végzi el. Az eljárás nem csupán az anyag térbeli eloszlására mutat rá. A módszer a csillagközi felhõk nehezen megfigyelhetõ, belsõ régióiban lévõ zsugorodó csomók, protocsillagok kimutatásában is elõrelépést hozhat.

A technológia alapján nemcsak a csillagközi felhõk valódi alakja jeleníthetõ meg, de az objektum el is forgatható, illetve "felszeletelhetõ" a számítógép monitorán. A Perseus csillagképben vizsgált mintaterületen több, korábban ismeretlen buborékot és héjszerû alakzatot azonosítottak, emellett több mint egy tucat, születõ csillagoktól kiinduló anyagsugarat találtak. Az új eljárás az óriás molekulafelhõkben zajló csillagkeletkezés megértéséhez is közelebb vihet. Itt a szuperszonikus sebességû lökéshullámok és turbulenciák kulcsszerepet töltenek be az egyes tartományok összenyomásában és a zsugorodó protocsillagok kialakításában - ezek tanulmányozásához fontos a felhõ belsejének ismerete.



A Perseus csillagképben lévõ vizsgált felhõ térbeli szerkezete, ahol az egyre sötétebb színek egyre nagyobb anyagsûrûséget jeleznek (Initiative in Innovative Computing)

A következõkben a COMPLEX nevû csillagászati kutatóprogram adatait fogják az új módszerrel feldolgozni, mely az infravörös- és a látható tartományban végzett kiterjedt felmérés a csillagkeletkezési régiókról. Még több új eredmény várható, ha a térhatású ábrázolást a virtuális obszervatóriumok hatalmas adatbázisaira is elkezdik kiterjeszteni. A munka további érdekes velejárója lehet, hogy a szoftver csillagászati célú fejlesztése során olyan képességek is felmerülhetnek, amelyeket késõbb az orvosi diagnosztikában is alkalmazni lehet.

Kereszturi Ákos

Pompás vörös négyzet az égen
2007. április 16., hétfõ

Ha a szépség a szimmetriával jár együtt, a frissen felfedezett Vörös Négyzet-köd a maga nemében az egyik legcsodálatosabb égboltunkon.


A különleges ködöt megörökítõ csillagászoknak nem okozott fejtörést az elnevezés: az alakja után nemes egyszerûséggel Vörös Négyzet névvel illetik. A név találó, annál is inkább, mert a kétfõs kutatócsoport egy korábban vizsgált köde a Vörös Téglalap elnevezést kapta. Peter Tuthill (Sydney-i Egyetem, Ausztrália) és James Lloyd (Cornell Egyetem, USA) csúcstechnikát vetett be a Vörös Négyzet szépségeinek felkutatásához: a 10 méteres Keck 2 és a Palomar-hegyi 5 m-es Hale-távcsövet, melyeken infravörös tartományban mûködõ adaptív optikák mûködnek.



A Vörös Négyzet-köd adaptív optikás, 1,6 mikronon készült felvételén mindössze fél ívperces égterületet látunk.


Az MWC 922 katalógusszámú objektum tõlünk körülbelül 5000 fényévre található a Serpens csillagképben, fizikai természetét illetõen pedig csak találgatásokra tudunk támaszkodni. Központi csillaga egy forró kék objektum, a körülötte levõ ködöt pedig valószínûleg összetett folyamatok alakíthatták ki. Szimmetriája rendkívül figyelemre méltó: a képet különbözõ szimmetriatengelyek mentén önmagára vetítve képelemre pontosan ugyanazokat a struktúrákat láthatjuk a csillag különbözõ oldalain.

A rendszerre a bipoláris ködként ismert két egyforma, egymással szembe nézõ kúpszerû üreg jellemzõ, de megfigyelhetõek még fésûszerû, küllõkre hasonlító sugárirányú fénylõ sávok, amelyek esetleg a periodikus anyagledobódások keltette "fodrok" árnyékai lehetnek a központi csillag közelében lévõ belsõ anyagkorongon. Számos hasonló kúpszerû forma ágyazódhat egymásba, egészen a komplikált rendszer központjáig, ahol egy hiperbolikus kettõs kúpot keresztez egy sötét sáv. Az általunk megfigyelt tökéletes szimmetriáért az a tény felelõs, hogy véletlenül pont élérõl látjuk a komplexumot.

Az ausztrál kutató honlapján olyan animált képeket is láthatunk, amelyek segítenek térben elképzelni ezt a hihetetlenül összetett, poláris gyûrûs rendszert. A Science c. tudományos folyóiratban hamarosan megjelenõ új eredmények fényében könnyebb megérteni (és vele együtt három dimenzióban elképzelni) a Nagy Magellán-felhõben 20 éve felfedezett szupernóva-robbanás (SN 1987A) hasonló szerkezetét, amelyet történetesen egy másik szögbõl látunk.

Forrás: Peter Tuthill sajtóközleménye

Föld méretû bolygók lefényképezése más csillagok körül
2007. április 14., szombat

A NASA kutatói laboratóriumi kísérletekkel igazolták, hogy a közeljövõ ûrteleszkópjai közvetlen képekkel megörökíthetik a közeli csillagok Föld méretû bolygóit.


Laboratóriumi körülmények között a NASA kutatóinak sikerült meggyõzõen demonstrálnia azt, hogy a közeljövõ speciális maszkokkal és tükrökkel felszerelt ûrtávcsövei képesek lesznek a közeli csillagok körül keringõ Föld méretû bolygók lefényképezésére. Az eredmény jelentõs elõrelépés a Terrestrial Planet Finder és a hozzá hasonló ûrmissziók fejlesztése során, melyek a Föld esetleg életet is hordozó ikertestvérének keresését célozzák.


Az exobolygók keresése nem feltétlenül hálás feladat, mivel legtöbb esetben fényük beleveszik a náluk jóval nagyobb és fényesebb csillaguk sugárözönébe. Ahhoz, hogy a körülbelül 10 milliárdszor halványabb, a napjától tipikusan 0,1 ívmásodpercnél is kisebb szögtávolságban lévõ, Föld méretû kísérõt meg lehessen figyelni, különlegesen kontrasztos felvételeket kell készíteni. Földi hasonlattal élve, mintha egy szentjánosbogarat szeretnénk megtalálni egy autó reflektorának fénykévéjében...

Az ûrbéli feladat azonban nem teljesen reménytelen, mint azt a pasadenai JPL (Jet Propulsion Laboratory) két munkatársának új kísérlete is jelzi. Ennek során egy deformálható tükörrel párosított koronagráfot használtak, amelyben a csillag kitakarásával a központi égitest zavaró fénye nagymértékben csökkenthetõ. (A koronagráf régóta használt eszköz a csillagászatban, korábban elsõsorban a Nap koronájának megfigyelésére használták a mûszerben mesterséges napfogyatkozást elõidézve. Hasonló elven mûködik néhány mûszer a SOHO napmegfigyelõ mesterséges holdon.) A kísérletek szerint az ûrteleszkópokra szerelt hasonló eszközökkel a csillaguknál 10 milliárdszor halványabb kísérõk is fényképezhetõvé válnak, ez pedig a korábbi technikákkal összevetve legalább három nagyságrendnyi javulást jelent, állítják a Nature április 12-i számában megjelent cikk szerzõi. A laboratóriumi kísérleti eszközben (High Contrast Imaging Testbed, HCIT) a központi csillag szerepét egy lézersugár játszotta, míg a detektálandó kísérõ ennek egy halványabb "másolata" volt.


Közel 500 felvételbõl összeállított szimuláció eredménye. Középen * jelzi a "kitakart" csillag helyét. A naprendszer-modellben három bolygó található: az elsõ fényessége a Jupiterével egyezik meg, a másodiké annak fele, míg a harmadiké a Földével azonos. Jól látszik, hogy még ez utóbbi is egyértelmûen azonosítható.

Jelenleg kétszáznál is több exobolygót ismerünk, ezeket különbözõ technikákkal azonosították a csillagászok. A távoli planéták tömege öt és négyezer földtömeg közé esik, de vagy túl forrók, illetve hidegek, vagy túl nagy tömegû és méretû gázgömbök ahhoz, hogy az élet hordozására megfelelõek legyenek. Eddig tehát senkinek sem sikerült olyan távoli bolygórendszert találnia, ami akár kicsit is emlékeztetne a saját Naprendszerünkre. A csillagászok ezért szorgalmasan kutatják a Naphoz hasonlító közeli csillagokat, hogy a Földhöz hasonló méretû és pályájú bolygókat fedezzenek fel körülöttük, melyek ezen tulajdonságaiknál fogva aztán alkalmas helyek lehetnek az élet kialakulására, illetve fennmaradására.

Az idézett laboratóriumi kísérletben a HCIT segítségével két olyan problémán is úrrá lettek, melybe minden, exobolygót lefényképezni akaró kutató beleütközik: a távcsövekben megjelenõ szórt fény, illetve a diffrakció jelensége, ami elméleti határt szab egy adott átmérõjû távcsõ adott hullámhosszon mért felbontóképességének, s ezáltal annak, hogy a csillagától milyen távolságban keringõ bolygót képes még megkülönböztetni a központi égitesttõl.

A teleszkóp fõtükrét elérõ csillagfény a visszaverõdés után már nem csak a kibocsátó forrás, illetve a forrás és a távcsõ közötti tér fizikai tulajdonságaira vonatkozó információkat hordozza, hanem benne lesz a távcsõ "ujjlenyomata" is: a központi kép körül koncentrikus gyûrûkbõl, illetve tüskékbõl álló mintázat jelenik meg, amely akár teljesen el is fedheti az esetleges kísérõket a megfigyelõk elõl. A probléma orvoslására a laboratóriumi kísérletben a kutatók nem egy, hanem két maszkot használtak. Az elsõ a csillagfény nagy részét közvetlenül kizárja, míg a második a diffrakciós mintázat kitakarására volt hivatott. A zavaró fények ilyen csökkentése már bármely kísérõbolygó fényének detektálását lehetõvé teszi.

A teleszkópban szórt fény újabb problémát jelent. A távcsõ tükrének kisebb egyenetlenségei azt eredményezik, hogy a csillag képébõl oldalra kitolódott halványabb másodpéldányok is keletkeznek, amik szintén elrejthetik a még halványabb kísérõt. A HCIT-ben ezt a problémát egy nagyobb pénzérme méretû deformálható segédtükörrel oldották meg. Számítógépekkel vezérelt tüskék segítségével ez a segédtükör mindig úgy deformálható, hogy a torzuló fényvisszaverõ felülete komponezálja a fõ optikák kisebb hibáit, ezáltal a keletkezõ kép a lehetõ legjobban megközelítse az elméletileg elérhetõ legjobb leképezést.

A sikeres kísérleten felbuzdulva a kutatók további egy nagyságrendnyi javulást terveznek, illetve a méréseket több hullámhosszon szimultán módon is szeretnék elvégezni.

Forrás: Spaceflight Now

Ugyan volt már az SG-n is ez a cikk, de azért beteszem...

A Szaturnusz hatszöge – negyed évszázaddal késõbb
2007. április 12., csütörtök

A gyûrûs bolygó északi pólusánál legalább huszonöt éve stabil, hatszögletû alakzat figyelhetõ meg.


A Cassini-szonda nemrég készült képei megerõsítették egy igen furcsa, hat oldalú méhsejt formáját idézõ alakzat stabil létezését a Szaturnusz északi pólusa körül. A felvételeken jól látható, hogy – egyedülálló módon – egy szabályos hatszög, hat közel egyforma méretû, egyenes szakasz alkotta geometriai alakzat veszi körbe a pólus vidékét. Méretére jellemzõ, hogy kb. négy Föld férne el benne.

Az alakzatot elõször az 1980-as évek elején a Voyager-1 és -2 bolygókutató ûrszondák felvételein fedezték fel, de részletesebb vizsgálatokra azóta sem nyílt mód, hiszen sem a legnagyobb földi távcsövekkel, sem a Hubble Ûrteleszkóppal nem lehetséges a póluskörnyéki területek vizsgálata a rossz rálátás miatt. Mellékelt képünk az infravörös tartományban, 5 mikronos hullámhosszon készült, mivel a poláris régió a 15 éve tartó sarki éjszaka sötétsége nyomán a szonda látható fényben dolgozó kamerái elõtt rejtve maradt. Az a tény, hogy a Cassini-szonda friss képein is látható a szaturnuszi hatszög, arra utal, hogy egy szokatlanul hosszú életû alakzatról van szó.




2006. október 29-én készült infravörös felvétel mintegy 900 ezer km-es távolságból.


A 2006. október 30. és november 11. között készült képek azt mutatják, hogy a formáció közel állandó jelenség, és sokkal mélyebben, kb. 100 km-rel alacsonyabban helyezkedik el a légkörben, mint az korábban gondolták. A bolygó másik, azaz déli pólusa az északitól jelentõsen különbözik, mivel ott egy hurrikánszerû forgószél látható. Az új mérések alapján felmerül a remény, hogy pontosítani lehet a Szaturnusz felhõzetének átlagos forgási periódusát, és jobban megérthetjük légkörének dinamikáját.

Forrás: NASA PR

A végsõ pusztulás elõszele
2007. április 07., szombat

Egy távoli galaxisban 2004-ben megfigyelt kitörésrõl kevesen gondolták volna, hogy két évvel késõbb a csillag halálát okozó szupernóva-robbanás fogja követni.


A nagy tömegû csillagok összeomlását kísérõ II-es típusú szupernóva-robbanások elõcsillagait (progenitorait) már több ízben sikerült utólag azonosítani, azonban a hidrogénben szegény Ib és Ic típusú kataklizmák égitestjeit még soha. Egy nemzetközi kutatócsoport legújabb eredményeinek különlegessége abban rejlik, hogy egy szupernóva-robbanás elõtt két évvel bekövetkezett óriási kitörést kapcsol össze a késõbbi jelenséggel.

A mintegy 85 millió fényévre lévõ UGC 4904 jelzésû halvány galaxisban 2006 októberében detektáltak egy furcsa szupernóvát. A csillag színképében szokatlan módon egyszerre voltak láthatók széles spektrumvonalak és a hidrogén keskeny emissziós vonalai. Ráadásul az újonnan feltûnt objektum gyorsabban is halványodott a szokásosnál. Az SN 2006jc jelû szupernóva típusa így pekuliáris Ib lett. Ennél jóval érdekesebb, hogy a jelenséget vizsgáló kutatócsoport Andrea Pastorello (Queen's University Belfast) vezetésével csillagászati archívumokban rálelt egy korábbi jelentésre, amely szintén ebben a galaxisban megfigyelt furcsa robbanásról számolt be. A 2004. októberi jelenség csak pár napig látszott és független beszámolók nem is erõsítették meg a létezését. Pastorelloék vizsgálatai szerint az esemény ugyan jóval halványabb volt a szupernóva-robbanásnál (kb. százszor), azonban a pozíciók hibahatáron belül megegyeztek – azaz úgy tûnik, egy újabb progenitort sikerült azonosítani.



Az UGC 4904 galaxis vidéke különbözõ idõpontokban: (a) a Sloan Digitális égboltfelmérés 2001. decemberi felvételén semmi különös nem látszik, (b) a 2004. októberi képen jól kivehetõ a furcsa fellángolás, míg a 2006. szeptemberi (c) képen minden ismét a régi. A 2006. október 29-én, az asiagói (Olaszország) 1,82 méteres távcsõvel rögzített felvételen (d) eltéveszthetetlen a szemre is azonos pozícióban lévõ fényes – galaxisát szinte túlragyogó – SN 2006jc.

Jóval fogasabb kérdés azonban az objektum(ok) valódi fizikai természetének meghatározása. Magának a szupernóvának a spektroszkópiai és fotometriai vizsgálata arra utal, hogy a szülõobjektum egy héliumban gazdag felhõbe ágyazott szén-oxigén Wolf–Rayet-csillag, azaz forró, nagy tömegû és luminozitású, jelentõs tömegvesztésû óriáscsillag volt. A 2004-es esemény magyarázatára több elmélet is kínálkozik. Hasonlóan zajlanak például a 60-100 naptömegû fényes kék változócsillagok (Luminous Blue Variables, LBV-k) kitörései, bár az SN 2006jc progenitora kevés hidrogént és héliumot tartalmazhatott. Magyarázat lehet egy Wolf–Rayet-csillag LBV-szerû kitörése is, ám ilyet még sohasem figyeltünk meg. Alternatíva lehet egy olyan kettõs rendszer, amelyben a 2004-es kitörést az egyik csillag, a 2006-os kataklizmát pedig a másik csillag okozta. Bárhogy is volt, a nagy tömegû csillagok halálához vezetõ folyamatok páratlan változatosságát jól illusztrálja az SN 2006jc esete.

Hát jah, elég komolynak igérkezik, ha majd teljesen kész lesz... :)

én is most bukkantam rá más forrásból, tényleg nagyon jó :)
majd este tesztelgetem

Miért nem bolygó a Pluto?
2007. április 03., kedd

"Mi volt az oka, hogy a Plútót lefokozták?"

A kérdésre adott válasz kissé hosszú, de szükséges a probléma teljesebb megismeréséhez.

Érdekes módon a csillagászat egészen a Nemzetközi Csillagászati Unió tavaly augusztusi üléséig nem definiálta konkrétan, mit is tekinthetünk bolygónak. Nyilvánvalóan a jóval nagyobb égitestek, amelyek központjában a nagyobb tömeg révén beindulhatnak a fúziós folyamatok, így saját energia- illetve fénykibocsátásuk van, már csillagok – ezzel felsõ tömeghatárt viszonylag könnyû találni. Mi legyen azonban az alsó határ? Mekkora mérettõl tekinthetõ egy égitest bolygónak?

Az elfogadott határozat ezt a problémát kívánja megoldani, amennyiben a következõ három kritériumot tartalmazza:

-a Nap (illetve központi csillag) körül keringõ égitest (eddig rendben van)
-elegendõen nagy tömegû ahhoz, hogy kialakuljon a hidrosztatikai egyensúly, vagyis kissé egyszerûbben fogalmazva: megközelítõleg gömb alakba formálódjon (ez még mindig rendben van)
-tisztára söpörte a pályáját övezõ térséget.

A Plútó (illetve a helyesírási szabályoknak megfelelõen immár Pluto) kapcsán a probléma éppen az, hogy ezt az utolsó kritériumot nem teljesíti. Erre kitünõ bizonyíték az elmúlt években sorra felfedezett, nagyjából a Pluto méretének nagyságrendjébe esõ számos, általában felfedezésüket követõen "tizedik bolygónak" kikiáltott égitest, mint például a Quaoar, a Sedna, illetve több, kevésbé hangzatos nevû égitest, amelyek megközelítõleg a Pluto térségében keringenek.

Egyszerûsítve a kérdést, két lehetõség volt: vagy "lefokozni" a Plutót, és az újabban felfedezettekkel együtt a törpebolygók családjában nyilvántartani – vagy bejelenteni, hogy az újonnan felfedezett égitestek is bolygók, amikkel együtt a Napnak akár 15-20 bolygója is lehetett volna, nem is beszélve a késõbbiekben várható, hasonló égitestek felfedezésérõl.

Arra, hogy a Pluto nem uralja kizárólagosan saját térségét (hiszen nem söpörte ki onnan ezeket az újonnan felfedezett égitesteket sem), utal az is, hogy különleges gravitációs viszonyban, ún. rezonanciában van a Naprendszer immár legkülsõ "igazi" bolygójával, a Neptunusszal. Ez annyit jelent, hogy amíg a Neptunusz háromszor kerüli meg a Napot, addig a Pluto pontosan kétszer.

A Pluto bolygó státusza egyébként már az 1930-as felfedezését követõen sem volt sziklaszilárd. Miért is? Tekintsük át, hogyan fedezték fel ezeket a külsõ bolygókat.

Az õsidõk óta ismert legtávolabbi naprendszerbeli bolygó a Szaturnusz volt, egészen addig, amíg William Herschel német katonazenészbõl lett angol csillagász véletlenül bele nem botlott távcsövével egy kiterjednek látszó csillagba. Rögtön felismerte, hogy új égitestet talált, bár elõször óvatosságból üstökösként jelentette be. Az Uránusz 1781-es felfedezését követõen a figyelem középpontjában állt, és eléggé hamar kiderült, hogy nem követi pontosan a kiszámított pályáját. A számított és megfigyelt pálya közötti eltérést nem lehetett pusztán a Naprendszer akkor ismert égitestjeinek vonzásával magyarázni, így egyetlen logikus feltevésként feltételeztek egy ismeretlen, még távolabbi bolygót. Ezt követõen talált rá a Neptunusz bolygóra Johann Gottfried Galle német és Heinrich Louis d'Arrest francia csillagász 1846-ban.

A történet az Uránuszhoz hasonlóan folytatódott: látszólag a Neptunusz sem követte pontosan a pályáját, ezért feltételeztek egy még távolabbi, zavaró bolygót. A számításokat követõen végül is 1930-ban lelt rá Clyde Tombaugh amerikai csillagász a Plutora. Az újonnan felfedezett bolygó azonban már a felfedezéskor "gyanús" volt: túlságosan halvány volt, így az ebbõl becsült mérete és tömege alapján nem lehetett az az égitest, amely a Neptunusz pályaháborgásait okozta. Miután 1978-ban felfedezték holdját, a Charont, lehetõvé vált tömegének pontosabb meghatározása, és így immár biztosnak látszott, hogy a Pluto tömege nem elég a Neptunusz mozgásának megzavarásához – egyébként is kiderült, hogy a vélt pályaháborgásokat különféle hibák és pontatlanságok okozták.

A Pluto ennek ellenére megõrizte bolygó státuszát egészen tavaly augusztusig, bár az utóbbi 10-15 évben többször felvetõdött, hogy sorolják át más égitestcsaládba. Egy ilyen lépés egyébként, ellentétben a közvélekedéssel, nem az elsõ a csillagászat történetében. A Mars és Jupiter pályája közötti "elveszett" bolygó keresése közben 1801-ben fedezték fel az elsõ kisbolygót, majd nem sokkal késõbb még négyet. Az akkori lapok, ismeretterjesztõ mûvek és tankönyvek ezekrõl az égitestekrõl is mint "bolygókról" szólnak – egészen addig maradtak bolygók, amíg a sorozatos újabb felfedezések révén fel nem ismerték a kisbolygóövezet valódi természetét. Így ma ezeket az égitesteket sem bolygókként, hanem teljesen elfogadott módon kisbolygókként vagy aszteroidákként ismerjük.

Bár a Pluto "lefokozása" sokak számára lehetett kellemetlen, esetleg érthetetlen lépés, fontos emlékeznünk arra, hogy a csillagászat a többi tudományterülethez hasonlóan folytonosan gazdagodik újabb ismeretekkel, amelyek esetenként a régebbi tudást, szabályokat más megvilágításba helyezik. Ez a fajta fejlõdés teljesen természetes és szükséges folyamat.

Üstökösök áprilisban
2007. április 03., kedd

Március közepén rövid idõ alatt két üstököst is felfedeztek Ausztráliából, amelyek áprilisban hazánkból is megfigyelhetõk lesznek.

Gordon Garradd évek óta elismert tagja a világ csillagász közösségének. Mint oly sokan, õ is amatõrcsillagászként kezdte, ám szorgos munkájának gyümölcseként hamarosan észlelõi állást kapott a Siding Spring Obszervatóriumban. Itt az akkor még fotólemezeket használó 1,24 m-es Schmidt-teleszkóppal kellett felvételeket készítenie, amelyeken számos szupernóvát fedeztek fel más csillagászok. Az utóbbi években azonban már a Siding Spring Survey munkáját segíti, amely egy sokkal kisebb, 50 cm-es, ám CCD-vel felszerelt Scmidt-teleszkópot használ földközeli kisbolygók keresésére. A felvételeken természetesen számos ismeretlen üstökös is feltûnik, ám a véletlen szeszélye folytán 2006 nyaráig (Ausztráliában teléig) mindegyik akkor jelent meg, amikor a program másik észlelõje, Robert McNaught (l. még nappali üstökös januárban…) volt szolgálatban a távcsõ mellett.


Gordon Garradd a felfedezést eredményezõ mûszerre szerelt vezetõtávcsõvel éppen a C/2006 P1 (McNaught)-üstököst észleli

A C/2006 L1 (Garradd)-üstökös 2006. június 4-ei felfedezésével azonban megtört a jég, és Garradd azóta szinte szárnyal! Március 13-án már a negyedik üstökösét fedezte fel, amely 14,6 magnitúdós fényességével és fél ívperces kómájával látványosnak mondható, hiszen a CCD-képeken általában 16-19 magnitúdós kométákat szoktak felfedezni. A C/2007 E1 (Garradd) elnevezésû égitestrõl hamar kiderült, hogy még közeledik a Nap felé, amelyhez május 23-án kerül legközelebb. Ekkor 1,290 CSE fogja elválasztani központi csillagunktól, ami az erõsödõ napsugárzás miatt nagyobb fényesség elérését is lehetõvé teszi. További szerencsés körülmény, hogy április elején 0,497 CSE-re megközelíti bolygónkat, így fényessége várhatóan eléri a 10-11 magnitúdót. Ezekben a napokban, hetekben az égi egyenlítõ környékén, szembenálláshoz közeli helyzetben láthatjuk, vagyis a megfigyelési körülmények ideálisak lesznek. A Virgóból a Crater és Sextans csillagképeken át a Leóba tartó üstökös megfigyeléséhez kisebb, 8-10 cm-es távcsövek is elegendõek lesznek, szerencsés esetben talán még nagyobb binokulárokkal is megpillantható lesz.

Terry Lovejoy, ausztrál amatõrcsillagász két Canon 350D digitális fényképezõgéppel kutat üstökösök után. Korábban ezzel a technikával még senkinek sem sikerült üstököst felfedeznie, ám ez csak idõ kérdése volt. Az intenzív kereséssel töltött, ám sikertelen 2006-os esztendõ után Lovejoy némiképp visszavett a tempóból. Az üstökösvadászat kétes sikerû vállalkozás, ugyanis ebben a mûfajban az elvégzett munka mellett a szerencse is egy fontos és elõre kiszámíthatatlan faktor. Ezt bizonyítja, hogy a március 15-ei éjszaka csak a második volt, amelyet a 2007-es esztendõben kereséssel töltött, mégis az egyik hajnali területrõl készült képen egy oda nem illõ, zöldes színû diffúz foltra lett figyelmes! Egy új üstökös volt, amely 4 ívperces átmérõjével és 10 magnitúdó körüli fényességével vizuálisan is könnyedén megtalálható lett volna. Az idõk változását mutatja, hogy a klasszikus módszer helyett ez lett az elsõ, digitális fényképezõgéppel (és egy 200 mm-es, f/2,8-as teleobjektívvel) felfedezett kométa. A 24 perces idõszakot felölelõ képeken a -51 fokos deklinációnál, 61 fokos elongációban látszó üstökös ÉNy-i irányú elmozdulása is észrevehetõ volt. A mozgás iránya már ekkor reményekkel töltötte el az északi félteke észlelõit, hogy talán rövidesen a mi szélességünkrõl is megfigyelhetõ lesz a C/2007 E2 (Lovejoy)-üstökös.


A Lovejoy-üstökös felfedezését eredményezõ kép, amely nyolc darab 90 másodperces felvétel összege.

Az elsõ pályaszámítások igazolták reményeinket, ugyanis az égitest pályahajlása 95 fok, vagyis mozgása majdnem merõleges a Föld pályasíkjára, így a déli égrõl csak az északira vezethet az útja. Érdekes módon ez az üstökös sem közelíti meg jelentõsen a Napot, március 27-ei perihéliuma idején ugyanis 1,093 CSE fogja elválasztani tõle. Ám április 25-én ez is jelentõsebben megközelíti bolygónkat, mégpedig 0,443 CSE-re. Ekkor deklinációja már +15 fok lesz, Naptól mért szögtávolsága pedig 100 fok körül alakul, vagyis ezt az üstököst is ideális helyzetben láthatjuk a hajnali égen, a nyári Tejút csillaggazdag vidékei elõtt. Fényessége is igen kedvezõen, 7-8 magnitúdó körül alakul majd, vagyis binokulárokkal is könnyedén megfigyelhetõ lesz.

Linkajánló:

A C/2007 E1 (Garradd)-üstökös napi koordinátái

A C/2007 E2 (Lovejoy)-üstökös napi koordinátái

Repüljön most Ön is a Mars felszíne felett!
2007. április 2., hétfõ, 7:51


A Spirit és az Opportunity amerikai marsjárók több mint három éve dolgoznak a vörös bolygón. Néhány, a közelmúltban született új eredményüket foglaljuk össze cikkünkben, két látványos NASA-videó kíséretében.


A Spirit eddig közel 7 kilométert tett meg, és 89 ezer felvételt sugárzott vissza a Földre, míg társa, az Opportunity mintegy 10 kilométert haladt, miközben 81 ezer képet közvetített. Már eddig is mindkét marsjáró nagyjából 12-szer tovább üzemelt, mint azt eredetileg tervezték, és jelenleg is jó állapotban vannak.

A Spirit újabb fontos eredménye, hogy az elmúlt idõszakban véletlenül három olyan helyet is kiásott a kerekével, ahol a felszíni vörösesbarna regolit alatt világos színû, a környezettõl eltérõ anyag bukkant elõ. A laza anyagba a rover majdnem beleragadt, a kerekébe tapadt kisebb mennyiségtõl is nehezen szabadult meg, így azt egy darabig magával vitte - ezért késõbb is tudta azt tanulmányozni.

A világos anyagban sok kén, emellett ásványokban kötött, kevés H2O is elõfordul, továbbá szulfátot, foszfátot, kalciumot és némi hematitot is azonosítottak benne. A kiásott területek közül a Tyrone névre keresztelt világos foltnál speciális megfigyelésre is lehetõség nyílt. Itt a foltot közel 200 marsi napon (sol) keresztül sikerült megfigyelni, miközben közvetlenül érintkezett a légkörrel. Ezalatt a kezdetekben enyhén sárgás árnyalatú részei fehérebb színûvé alakultak, feltehetõleg kisebb kémiai átalakuláson mentek keresztül. Tehát korábban, néhány centiméter mélyen eltemetve nem voltak kémiai egyensúlyban a légkörrel.

A kihantolt világos anyag eredetére két lehetõség adódik. Elképzelhetõ, hogy felszín alatti vizek emelkedtek a felszín közelébe a területen, majd víztartalmuk elpárolgása, illetve elszublimálása után hagyták hátra a most azonosított világos összetevõket. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy vulkáni eredetû nedves gázszivárgás, ún. utóvulkáni tevékenység révén vált ki a kén a gázszivárgás helyein. A két lehetõség közül eddig nem sikerült választani, csak annyi valószínûsíthetõ, hogy nedves és savas környezetben képzõdött az anyag. A mélyedésben található helyzetük mindenesetre inkább az elsõ lehetõségre utal.



A Spirit kerekei által kiásott egyik világos terület (NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona)

Az Opportunity rover újabb megfigyelései is szolgáltak érdekességgel. Jelenleg a 800 méter átmérõjû, szakadozott peremû Viktoria-krátert járja körbe a robot. Eközben részben a belsõ lejtõkön kibukkanó felszín alatti rétegeket figyeli meg, részben azt a biztonságos helyet keresi, ahol beereszkedhet a kráter belsejébe. Haladása során abban a krátert övezõ, körülbelül fél kilométer széles sávban mozog, ahol a becsapódáskor kidobott anyag található. Ennek jelentõs része mára lepusztult, és 4-6 mm átmérõjû hematitgömbök maradtak vissza benne.

Az elmúlt idõszakban sajátos probléma jelentkezett az Opportunitynál. Amikor a marsjáró reggel "felébred", esetenként két parancs jelentkezik be egyszerre, amelyek között "versengés" indul, és ez teljesen lefoglalja a memóriát. Ez már háromszor történt meg, de eddig sikerült orvosolni. A Spiritnél is volt gond, amikor elvesztette a kapcsolatot az átjátszóállomás szerepét betöltõ MRO-szondával. Az így létrejött "szabadnapon" az ilyen alkalmakra elõre beprogramozott egyszerû megfigyeléseket végezte.

A két rovert kiszolgáló földi személyzet többsége a projekt jelenlegi fázisában már csak normál munkaidõben dolgozik, ugyanis nincs anyagi forrás a non-stop üzemeltetésre. Így a földi irányítókkal együtt a roverek is pihennek a Marson hétvégenként.

A problémák mellett sok fejlesztés is történt az elmúlt idõszakban, elsõsorban a szoftverek tekintetében, melyekkel jelentõsen nõtt a Spirit és az Opportunity önállósága. Ide tartozik a porördögök automatizált felismerési képessége, a vizuális célpontkövetés (melynek keretében mozgás közben is azonosítani tudják, hol vannak a korábban már látott kõzetdarabok). Mindezeken felül a robotkar szintén önállóbb lett: a földi irányítók nélkül is meg tudja közelíteni a kívánt célpontot a legbiztonságosabb mozdulattal.

Az elmúlt idõszak felszíni és bolygó körüli megfigyelései alapján mindkét marsjáró környezetérõl látványos film készült, melyek segítségével most Ön is "elrepülhet" a Spirit és az Opportunity jelenlegi munkaterülete felett.

Kereszturi Ákos

Százezer csillag nyomában a porfelhõk mögött
2007. április 02., hétfõ

Új gömbhalmazt fedeztek fel a Tejútrendszerben, mintegy 30 ezer fényév távolságban.


Német csillagászok egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belsõ vidékén található csillagcsoportosulást fedeztek fel az Európai Déli Obszervatórium (European Southern Observatory, ESO) 3,6 m-es NTT távcsövével. A 30 ezer fényévre lévõ, mintegy százezer csillagot tartalmazó csoport nagy valószínûséggel egy eddig ismeretlen gömbhalmaz.

A néhány, esetleg néhány tíz fényév átmérõjû tartományokban akár több százezer, ugyanolyan korú és kémiai összetételû csillagot tartalmazó halmazok asztrofizikai "laboratóriumokként" páratlan lehetõséget nyújtanak a csillagok fejlõdésére vonatkozó elméletek tesztelésére. Különösen hasznos információkat hordoznak a Tejútrendszer legidõsebb objektumai, a gömbhalmazok, melyek jellemzõ életkora 10 milliárd év körüli. Tulajdonságaik szoros kapcsolatban állnak szülõgalaxisuk történetével is, mivel a galaxisok ütközései és összeolvadásai befolyásolják a ma látható gömbhalmazokat is.

Saját galaxisunkban, azaz a Tejútrendszerben, mintegy 150, egyenként több százezer csillagot tartalmazó gömbhalmazt ismerünk, melyek többsége a galaktikus halóban helyezkedik el. Az 1990-es évek közepéig a gömbhalmazokat fõként fotólemezek vizuális átvizsgálása révén fedezték fel, így azonban néhány halmaz észrevétlen maradhatott – különösen azok, melyek a Galaxis korongjához közel, a sûrû por- és gázfelhõk által eltakart területeken lehetnek. A hiányzó tejútrendszerbeli gömbhalmazok utáni kutatáshoz infravörös tartományban végzett megfigyelésekre van szükség, mivel az infravörös sugárzás képes áthatolni a vastag "galaktikus ködön".

Dirk Froebrich (University of Kent) és munkatársai a Tejútrendszer magjához közeli régiókban még kb. 10 ismeretlen gömbhalmaz felfedezésére számítottak, ezért szisztematikus, nagy területre kiterjedõ kutatást végeztek a 2MASS (Two Micron All Sky Survey) infravörös égboltfelmérés adatait felhasználva. Az elsõdleges szûrés után megmaradt, mintegy tucatnyi objektumot az ESO NTT SofI infravörös kamerájának felvételeivel vizsgálták meg. Az új képek tízszer jobb határfényességûek és sokkal jobb szögfelbontásúak, így lehetõvé tették a csillagsûrûség pontos feltérképezését a gömbhalmaz-jelöltekben.


Az újonnan felfedezett gömbhalmaz-jelölt hamisszines képe. Az ábrázolt égterület 5×5 ívperc, északi felfelé, kelet balra található.


Az egyik jelölt, az FSR 1735 jelzésû objektum esetében a kutatók erõfeszítéseit siker koronázta: az infravörös J, H és K sávban elkészített képeken sûrû, körkörös eloszlású csillagmezõ rajzolódott ki. A halmaz tulajdonságainak részletes elemzésébõl sikerült meghatározni az objektum térbeli elhelyezkedését is: tõlünk mért távolsága mintegy 30 ezer fényév, míg a galaxismagtól kb. 10 ezer fényévre található, közel a Tejútrendszer fõsíkjához. Átmérõje mindössze 7 fényév (ez valamivel kevesebb, mint a Nap és a hozzá legközelebbi csillag, a Proxima Centauri távolságának kétszerese), mégis százezer csillagot tartalmaz; össztömege nagyjából 65 ezer naptömeget tesz ki. A halmaz csillagainak átlagos fémtartalma 5-8-szor kisebb, mint a Napé, tehát nagy valószínûséggel idõsebb csillagpopulációról van szó.

Mindezen jellemzõk alapján az FSR 1735 egy eddig ismeretlen, a Tejútrendszer belsõ tartományaiban lévõ gömbhalmaz – a teljes bizonyossághoz még el kell végezni a halmaztag csillagok pontosabb korbecslését, ám a jelenlegi ismeretek fényében már most megelõlegezhetõ az idõs kor. Emellett az is egyértelmû, hogy galaxisunk porfelhõk által megszûrt fényû területei még sok meglepetést tartogathatnak számunkra.

Forrás: ESO PR 12/07

Sok galaxis kis helyen is elfér
2007. március 30., péntek

Legalább ötvenezer galaxis az égbolt zsebkendõnyi területén: a Hubble Ûrtávcsõ legújabb mélyképe.


A Göncölszekér szomszédságában található az az 1,1×0,15 fokos égterület, melyrõl a Hubble Ûrtávcsõ Advanced Camera for Surveys (ACS) mûszerével elkészítették a galaxisfejlõdés különbözõ fázisait páratlan módon illusztráló legújabb "mélyképet" (deep field). A mozaikképhez mintegy 500 egyedi felvétel készült közel egy éven át. Az alábbi montázs jól érzékelteti, mennyire kis égdarabot rögzítettek: a bal oldali fotót Akira Fujii készítette, rajta kis téglalap jelzi felül a megörökített területet. Középen látható a teljes panorámakép, melyen több tízezer egyedi galaxis azonosítható a kb. két telihold látszó méretének megfelelõ mélyképen. Jobbra egy parányi szegmens, rajta távoli csillagvárosok százaival.


Galaxisok az Ursa Maior csillagkép parányi területén. A középsõ és a jobb oldali kép nagy felbontású változata itt és itt található.


Mint az várható volt, a galaxisok nem egyenletesen oszlanak el, hanem egy részük látszólag csoportokba tömörül, míg némelyek szétszóródtak az ûrben. Ez az egyenetlen eloszlás nyomjelzõként szolgál a láthatatlanul mindenütt jelen levõ sötét anyag koncentrációjáról: galaxisok ott keletkeztek erõteljesebben, ahol a sötét anyag nagy sûrûségben volt jelen.

A képek segítségével a különbözõ galaxisfejlõdési állapotokat nagyszámú mintákkal lehet egyszerre tanulmányozni. Párhuzamosan a HST méréseivel egy nagy nemzetközi kutatócsoport további ûrtávcsövekkel és földi óriástávcsövekkel is észlelte a kiválasztott égterületet, amelyrõl így teljes lefedettséget nyertek az elektromágneses színkép rádió, infravörös, látható, ultraibolya és röntgen tartományában. Az összehangolt kutatás célja a fiatal galaxisok felmérése volt a Világegyetem jelenlegi korának felénél, amikor is a csillagvárosok egy aktív keletkezési idõszak után egy nyugodtabb korszakba érkeztek.

Néhány érdekesség az eddigi felfedezések közül: a látómezõben található egy óriás vörös galaxis, melynek magjában két fekete lyuk is található; gravitációslencse-jelenség torzítja el számos távoli objektum képét, amint fényük az elõtérben található galaxisok gravitációs terében eltérül; nagy számban látunk különleges alakú, torz galaxisokat, melyek értelmezése még sok munkát fog adni az elméleti szakembereknek. A már létezõ eredményekbõl 19 szakcikket jelentet meg hamarosan az Astrophysical Journal Letters különszáma, de várható, hogy a következõ években további vizsgálatok százait fogja inspirálni a különleges galaxisfelmérés.

Forrás: STScI-PR-2006-06

Csillagtérkép pont org - éjszakai égbolt a weben
2007. március 28., szerda

Korszerû technikai alapokon nyugvó, látványos, nagyítható, magyarul is "beszélõ" csillagtérkép és interaktív objektum-katalógus kezdte meg mûködését az interneten.


Egyes szakértõk web 2.0-nak nevezik, mások csak az internet logikus továbbfejlõdésének tekintik. Egy biztos, az egyre terjedõ, korszerû, újrafelhasználható webes megoldások (ún. API-k) és a közösségi tartalomfejlesztésre építõ filozófia komoly lendületet adott az interneten elérhetõ szolgáltatásoknak. Elõbbire a Google Maps, míg utóbbira a Wikipedia a legismertebb példa.

A két szolgáltatástípus sikeres összeházasításának jó példája a www.sky-map.org címen elérhetõ csillagászati honlap.

Az oldal egyszerre interaktív csillagtérkép és csillagászati Wikipedia. Katalógusa több mint 500 millió csillagászati objektumot tartalmaz, így az egyik legkomolyabb, interneten is elérhetõ gyûjteménynek számít, melynek elemei mind felkereshetõk a nagyítható, Google Maps-hez hasonló térképen.

A katalógus felöleli a legismertebb objektum-csoportokat, így tartalmazza többek között az amatõrcsillagászok körében népszerû Messier-, a legfényesebb csillagokat felsoroló HD-, az NGC- (galaxisok, mélyég-objektumok), az IC- (csillagködök és halmazok), egy kettõscsillag- és egy exobolygó-katalógust.


Térkép a kezdõoldalon: egy csillag legfontosabb adatai

Érdemes kiindulópontként a csillagászati térkép legkisebb nagyítására állni, majd egy-egy csillagképet kiválasztani. A nagyítás növelésével elõtûnnek az egyre halványabb égitestek. Az ún. SDSS-módra váltva feltárulnak elõttünk a ködök, halmazok legapróbb részletei – a szemlélõ egy hatalmas, a csillagos eget pásztázó távcsõ birtokosának érezheti magát. Ami részben igaz is, hiszen a fejlesztõk felhasználták az Új-Mexikóban 1998 óta futó Sloan Digital Sky Survey (Sloan digitális égbolt-felmérés, SDSS) program 2,5 méteres teleszkópjának felvételeit is. Bár az SDSS "csak" az égbolt egynegyedét térképezte fel nagyfelbontású kamerájával, az összegyûjtött képek még így is nagy élményt jelentenek a csillagászat szerelmesei számára.


Az M13 gömbhalmaz az SDSS-módban


A honlap azonban nem csupán csillagtérkép. Ha rámutatunk egy-egy csillagra vagy kiterjedt égitestre, a legfontosabb objektumokról rövid összefoglalót olvashatunk, míg rákattintva egy részletes adatlap nyílik meg az összes kapcsolódó fotóval, cikkel, információval. Az adatlapot bejelentkezés után mi magunk is szerkeszthetjük, feltöltve az égterületrõl készített felvételeinket, vagy belinkelve a kapcsolódó csillagászati témájú cikkeket. Így mi is aktív részeseivé válhatunk a folyamatos fejlesztés alatt álló adatbázisnak.


Az Örvény-köd (M51) a virtuális obszervatórium látómezejében


A portál fõbb funkciói már magyar nyelven is elérhetõk. A csillagászati katalógusok, cikkek, funkciók fordításában bárki részt vehet egy egyszerû regisztrációt követõen.

A térkép hiányossága, hogy egyelõre csak a „statikus” égi objektumok megjelenítésére képes, a Naprendszer égitestjeire még nem kereshetünk. Az ígéretek szerint azonban már kidolgozás alatt áll az ezt lehetõvé tévõ funkció, hasonlóan az égbolt különbözõ hullámhossztartományokban való böngészéséhez. Kíváncsian várjuk az újabb fejlesztéseket!


Linkajánlat:

http://www.sky-map.org/

Források:

http://sky-map.org/wiki/Article%2C_Dec_7%2C_2006
http://www.newscientist.com/blog/space/

Galaktikus fosszíliák
2007. március 27., kedd, 22:53


Három nyílt csillaghalmaz vizsgálatával sikerült igazolni, hogy az ilyen csoportosulások jól használhatók a Tejútrendszer fejlõdésének rekonstruálására.

A Tejútrendszer múltjába az eltérõ korú csillaghalmazok vizsgálatával pillanthatunk be. A Galaxisunk fejlõdése során született csillaghalmazok a kialakulásuk helyén és idején jellemzõ kémiai összetételt õrizték meg. Mivel az évmilliárdok során számtalan nyílthalmaz keletkezett, ezek az idõs földi kõzetekhez, esetenként fosszíliákhoz hasonlóan az eltérõ idõszakok jellemzõit viselik magukon.

Bár a fenti elgondolás ideális képet fest arról, miként lehet a Tejútrendszer múltját rekonstruálni, a gyakorlatban nehéz használható, konkrét eredményeket nyerni. Gayandhi De Silva (ESO) és kollégái a VLT-rendszerrel három nyílthalmazt vizsgáltak Galaxisunkban. Az ilyen csillagcsoportosulások régen és ma is keletkeznek Tejútrendszer fõsíkjában, és míg idõsebb képviselõik közül a kisebbek mára felbomlottak, a nagyobb tömegûek akár 10 milliárd évet is megélhetnek.

Elsõként a Collinder 261 jelû, galaxisunk belsõ vidékén található, 5 és 11 milliárd év közötti korú nyílthalmazt tanulmányozták a VLT UVES spektroszkópjával. Itt 12 fényes vörös óriásban határozták meg nátrium, a magnézium, a kalcium és a vas gyakoriságát. Sikerült megállapítani, hogy a halmazon belül az egyes csillagok összetétele erõsen hasonlít egymásra. Eszerint a keletkezésükkor jellemzõ összetételüket viszonylag pontosan õrizték meg az évmilliárdokon keresztül - tehát jól használhatók galaxisunk fejlõdésének rekonstruálására.

A továbbiakban a HR 1614 és a Hyadok halmazra is elvégezték a mérést. Sikerült megállapítani, hogy az egyes halmazok tagjainak összetétele itt is nagyon hasonló, egy-egy halmaz tehát igen homogén. Ugyanakkor a három halmaz erõsen különbözik egymástól: míg a Collinder 261 a galaktikus fõsík keletkezésének idejébõl maradt vissza, társai sokkal késõbb születtek.


Egy vizsgált meteorit (Dauphas, UC)


A Tejútrendszer fejlõdésére, de különösen korára egyéb módszerekkel is következtethetünk. Az uránium 238-as és a tórium 232-es izotópok ún. r-folyamattal, azaz gyors neutronbefogással keletkeznek, elsõsorban a szupernóva-robbanások heves folyamatai közepette. A két elem és egyes izotópjainak kialakulását a csillagfejlõdési modellek sajnos nem tudják pontosan elõrejelezni. Nicolas Dauphas (Enrico Fermi Institute) a meteoritokban és a halo fémszegény csillagaiban mért arány alapján a Tejútrendszer kora 2 milliárd éves hibával 14,5 milliárd évet kapott, amely jól illeszkedik a Világegyetem 13,7 milliárd éves korához.

Kereszturi Ákos

Az új Naprendszer - asztrofotósok kiállítása
2007. március 27., kedd

Megnyílt a Magyar Csillagászati Egyesület Az "új" Naprendszer c. kiállítása a Klebelsberg Kultúrkúriában.


Az amatõrcsillagászok észlelési lehetõségeit alapvetõen megváltoztatta a digitális technika. A korszerû detektoroknak, a digitális fényképezõgépek és az új képfeldolgozó szoftvereknek köszönhetõen ma már olyan felvételekkel jelentkeznek amatõrcsillagászaink, amilyeneket néhány évtizede még csak a professzionális obszervatóriumokban lehetett készíteni. Különösen látványos a fejlõdés a bolygók felszíni részleteinek megörökítése terén, de a Nap jelenségeit is új fényben látjuk, hála a H-alfában is "látó", sokak számára elérhetõ új naptávcsöveknek.



A kiállítás egyik képe: a Nap jelenségei

1. Protuberanciák a Nap peremén. Coronado Solar Max, Canon 300D, Árvai Lajos
2. Az NOAA 0756 jelû foltcsoport, 2005.04.29., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
3. Az NOAA 0756 jelû foltcsoport, 2005.05.05., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
4. Az NOAA 0808 jelû foltcsoport, 2005.05.09., 80/1200 refr., Ladányi Tamás
5. A napkorong H-alfában. 2005.05.11., PST, Áldott Gábor
6. A foltokkal borított napkorong. 2003.10.28., 15 T, panelkamera, Kovács Károly
7. Protuberanciák. 2005.06.02., 63/840 refr., Bucsi Gábor

Zömmel az utóbbi néhány évben készültek "Az új Naprendszer – ahogy mi látjuk" c. kiállítás képei, ami azt is jelenti, hogy a képek többsége immár a hatékony digitális technikával készült. A Naptól kifelé haladva megismerhetjük a bolygókat, az üstökösöket, belekóstolhatunk a kisbolygók világába. Olyan ritka jelenségekrõl is láthatunk képeket, mint a Merkúr vagy a Vénusz átvonulása a Nap elõtt, a napfogyatkozások vagy a sarki fények. A kiállítás képeinek technikai szerkesztését Boros-Oláh Mónika végezte.


A kiállítás március 27. és április 9. között tekinthetõ meg, a Klebelsbeg Kultúrkúriában (Budapest II. Templom u. 2-10.). A kiállításhoz kapcsolódóan - derült idõ esetén - április 2-án 20 órától távcsöves bemutatót tartanak az MCSE tagjai a Kultúrkúria udvarán.

Kaszpi-tenger méretû tó nyoma a Titanon
2007. március 26., hétfõ, 22:48


A Cassini-ûrszonda megfigyeléseibõl összeállt kép alapján a Szaturnusz Titan nevû óriásholdjának egyenlítõi vidéke száraz, homoksivatagos jellegû, míg tavak és folyók a két sarkvidéken jellemzõk.

A Cassini-ûrszonda eltérõ hullámhosszakon végzett megfigyeléseibõl és a felhõzeten keresztül a felszínt letapogató radarmérések alapján érdekes kép kezd összeállni a Titanról. Néhány helyrõl már részletes adatok is vannak, míg máshonnan alig rendelkezünk néhány szerény információval.

A felszínen jelenleg is vannak metán-etán keverékkel kitöltött folyók és tavak, de csak a sarkvidéki területeken, itt is elsõsorban a téli (jelenleg északi) féltekén. Napjainkig 156 tó jellegû alakzatot találtak a holdon - noha nem mindegyiküket tölti ki folyadék. A kitöltött tavak egyetlen kivétellel az északi sarkvidéken vannak, ahol feltehetõleg a kiterjedt téli felhõtakaró látja el õket csapadékkal. Ezzel ellentétben a déli féltekén eddig egyetlen folyadékkal kitöltött tó mutatkozott - igaz errõl a vidékrõl kevesebb megfigyelés is készült.

Az eddigi legnagyobb tó jellegû képzõdmény átmérõje az 1000 km-t közelíti, és a sarkvidékrõl az északi szélesség 55. fokáig húzódik. Eddig még nem sikerült biztosan megállapítani, hogy az egész területet vagy csak kisebb részeit tölti ki folyadék. Ha nagy részén metán-etán keverék hullámzik, akkor a folyadékfelszín mérete a földi Kaszpi-tengerével vetekszik. A 2007. február 22-én készített radarmérés alapján rekonstruált terület legalább 100 ezer km2, mely a hold felszínének 0,12%-a, és egy minimum 200 km hosszú folyóvölgy torkollik beléje. A képzõdmény részletesebb vizsgálatra a májusi Titan-közelítés során nyílik majd lehetõség.

Míg a fent említett tavakban sok esetben folyóvölgyek végzõdnek, van, ahol folyóvölgyek nélküli tavak mutatkoznak. A folyóvölgyek eloszlása alapján sok helyen tartósan száraz területek lehetnek, de ennek az ellentéte is elõfordul. A "metánmonszunnak" nevezett jelenség keretében alkalmanként óriási esõzések zúdulhatnak a felszín egy-egy részére, ahol rövid életû vízfolyások jelennek meg. Ezek az esõzések feltehetõleg gigantikus viharokhoz kapcsolódnak. Az eddigi megfigyelések alapján a Bohai Sinus-nak nevezett területen például egykor napi 10-50 cm mennyiségû csapadék is lehullhatott.

Sok tavat nem övez kiterjedt folyóvölgyek hálózata. Több északi tóban a folyadékfelszín függõlegesen mérve 50-100 m eltéréssel közel azonos szinten van. Mindez arra utal, hogy fontos felszín alatti folyadéktározók létezhetnek, tehát a kõzetalkotó vízjég repedéseiben sok metán-etán keverék tárolódhat a mélyben.

A 3 és 70 km közötti átmérõjû tómedrek alakja változatos, és méreteloszlásuk alapján többségük feltehetõleg nem becsapódásos kráter, hanem vulkanikus eredetû mélyedés, esetleg karsztos jellegû beszakadásos gödör lehet.


A fent említett kiterjedt tónyom a Titanon (balra), és összehasonlításként az észak-amerikai Felsõ-tó (jobbra) valamint a Balaton (jobbra fent) azonos méretaránnyal (NASA/JPL/GSFC)

Az északi féltekén a 70. szélességi foktól délre is vannak tómedrek, de ezek többsége kiszáradt, és nincs bennük folyadék. Ez arra utal, hogy alacsonyabb szélesség felé haladva egyre szárazabb vidékek következnek a holdon. A szárazság a Titan esetében nem a víz hiányát jelenti, hiszen az a felszínen uralkodó hideg miatt az csak szilárd jég formájában fordul elõ. A száraz vidékeken a folyékony halmazállapotú metán-etán keverék hiányáról beszélünk. Részben talán ezzel is kapcsolatos, hogy a homokdûnék a hold egyenlítõi vidékein jellemzõk.

A sivatagos megjelenésû összefüggõ "homoktengerek" az északi és a déli szélesség 10 foka között jellemzõek, és magányos dûnék sem fordulnak elõ 30 foknál messzebb az egyenlítõtõl. Mindezek mellett a dûnék a mélyedésekben találhatók, ami érthetõ is, mivel azok szolgálnak üledékcsapdaként. A jelenség elméletileg kapcsolatban lehet azzal, hogy mind az éghajlati modellek, mind pedig a tavak térbeli eloszlása alapján a magas szélességek a nedvesebbek, míg az egyenlítõ térsége sokkal szárazabb, mondhatni sivatagos jellegû. Más kérdés, hogy egyelõre nem tudni, honnan származik a Titan sivatagaiban lévõ homokdûnék anyaga.

A fentiek alapján tehát a Földön megfigyelthez hasonló jelleggel a Titanon is lehatárolhatunk éghajlati alapú felszínmorfológiai tartományokat. Az egyes ilyen zónákban a felszín alakulása és formakincse szoros kapcsolatban áll a helyi éghajlat jellemzõivel, azok között is elsõsorban az elérhetõ folyadék mennyiségével. A klimatikus planetomorfológia, tehát az egyes planéták felszínformáinak az adott égitest éghajlatával fennálló kapcsolata a Földön és a Marson kívül már a Titanon is nyomozható.

Kereszturi Ákos

Egy balsorsú galaxis végzete
2007. március 24., szombat

A galaxisfejlõdés izgalmas pillanatára vetettek új fényt a világ legnagyobb távcsöveivel.


A tudományos közéletbe frissen bekerült felvétel korunk legkiválóbb és legnagyobb teljesítményû csillagászati eszközeinek (HST, VLT, Spitzer, Chandra, Keck) együttmûködésében készült és végre magyarázatot ad néhány régi keletû, de annál nyugtalanítóbb kérdésre: hogyan alakulnak át a gázanyagban gazdag spirálisok gázban szegény irreguláris vagy elliptikus galaxisokká és honnan jönnek a nagy halmazok galaxisközi terében "kószáló" otthontalan csillagok milliói.

Jelenleg, azaz a lokális Univerzumban mintegy fele-fele arányban találunk gázban gazdag, illetve szegény galaxisokat, miközben 6-7 milliárd évvel ezelõtt ez az arány öt az egyhez volt a nagy mennyiségû gázanyagot tartalmazó, és így aktív csillagkeletkezést mutató csillagvárosok javára. Utóbbiak fõként a galaxishalmazok peremén, viszonylag ritkábban kitöltött régiókban figyelhetõk meg, míg a csillagontást nem vagy alig mutató irregulárisok és elliptikusok a zsúfolt galaxishalmazok közepén találhatóak.

Az új felvétel ritka és érdekes pillanatképet rögzít a galaxisok evolúciójának milliárd éves idõskáláján. Az Abell 2667 galaxishalmazt ábrázoló kép bal felsõ sarkában lévõ különös alakú spirálist 3 és fél millió km/h sebességre gyorsítja a halmazban lévõ sötét anyag, forró gáz és a több száz egyéb galaxis egyesített gravitációs ereje. Az ütközés során fellépõ kölcsönhatások (az ún. "torlónyomásos lecsupaszítás" jelenségén keresztül) szinte kitépik a tõlünk kb. 3,2 milliárd fényévre lévõ balsorsú galaxis csillagait és teljes gázanyagát.


A Hubble Ûrtávcsõ felvételén a bal felsõ sarokban látható a szerencsétlen sorsú széttépett galaxis, amint ütközik az Abell 2667 halmaz anyagával. A kép jobb oldalán eltorzult ívek: gravitációs lencsézés nyomai.

A galaxishalmaz kb. 10-100 millió fokos, töltött részecskékbõl álló gázanyaga kifújja a behulló galaxis anyagát – hasonlóan ahhoz a jelenséghez, amikor a napszél létrehozza az üstökösök gázokból, ionokból álló csóváját, ezért a Luca Cortese (Cardiff-i Egyetem) vezette kutatók Üstökös-galaxis névvel illetik a végzete felé rohanó objektumot. A kb. 1 milliárd évig tartó folyamat során a galaxis magjában ugyan egy idõre beindul a csillagképzõdés a külsõ árapályerõk következtében, végsõ soron mégis csillagok milliói válnak "hajléktalanná", azaz dobódnak ki a halmazközi térbe, míg végül egy gázban szegény, idõs, vörös színû csillagok által uralt "galaxistetemet" kapunk...

Forrás: STScI-PR-2007-12

ÚÚÚÚÚÚÚ!
Akkor menni kéne cseppkövet is szedni:)
Meg denevéreket gyüjteni :)

Barlangok a Marson
2007. március 23., péntek, 8:41


A Mars Odyssey amerikai ûrszonda felvételein felszín alatti üregek nyílásaira bukkantak. A barlangszerû képzõdmények az élet keresése szempontjából is fontos célpontok lehetnek.

Az esetleges marsbéli élettel kapcsolatos régi elgondolás, hogy az a felszín alatt nagyobb eséllyel létezhet. A Földön is számos felszín alatti, napfény nélkül élõ életformát ismerünk. A vörös bolygó felszíne alatt több környezeti tényezõ is kedvezõbb lehet az élethez, mint a felszínen.

Az egyik legfontosabb elõny, hogy a mélybe nem jut el sem a felszínt érõ erõs ultraibolya sugárzás, sem a kozmikus sugárzást alkotó sok töltött részecske. Emellett a vékony légkör miatt a felszínt érõ mikrometeorit-becsapódások sem éreztetik a hatásukat. Fontos körülmény, hogy a még szunnyadó, teljesen ki nem aludt vulkáni központoknál lévõ magma hõje a kõzetek repedéseiben lévõ vízjeget megolvaszthatja.

Mindezek miatt már néhány centiméterrel a felszín alatt is kedvezõbb a helyzet a sugárzások szempontjából, mint a bolygó felszínén, és az itt található talajszemcsék között a vízjég tovább maradhat meg, mint a csupasz kõzetfelszínen. Kis mélységben a napfénytõl még át is melegedhetnek a szemcsék, a szórt fény pedig milliméterekkel, esetleg centiméterekkel hatolhat le a felszín alá. Az ilyen csekély fénymennyiség is elég lenne néhány földi életformának a fotoszintézishez. További elõny, hogy a felszín alatt kisebb a napi hõingás, és általánosságban is stabilabbak a környezeti paraméterek.

Felszín alatti üregek, azaz barlangok elméletileg három módon jöhetnek létre a Marson. Elsõ csoportjukat a becsapódások és tektonikus folyamatok töréseitõl keletkezõ felszín alatti repedések alkotják. A második csoportba a vulkáni területek lávafolyásaiban keletkezõ lávabarlangok tartoznak, a harmadik típust pedig az idõs üledékekbõl a felszín alatti vizek által esetleg kioldott üregek alkotják. Ezek egyikére sem találtunk bizonyítékokat - egészen mostanáig.

A Mars Odyssey THEMIS kamerájával elsõként a 654 nm-es hullámhosszon, a vörös színképtartományban örökítettek meg barlangokat - pontosabban azok beomlásával keletkezett felszíni nyílásokat. A 18 m-es felbontású képeken az Arsia-mons nevû vulkán lejtõjén hét olyan sötét folt látszik, amelyek nappali és éjszakai hõmérséklete között alig mutatkozott különbség, ellentétben a környezõ felszínformákkal. Eszerint nem egyszerû, sötét színû felszíni alakzatokkal van dolgunk.

A legkézenfekvõbb magyarázat, hogy a foltok azért sötétek, mert a felvételek készítése idején a Nap nem sütött be a barlangokba. Eszerint falaik igen meredekek lehetnek, és 100-250 méteres szélességükhöz viszonyítva sokkal mélyebbek, mint a közelükben lévõ, hasonló átmérõjû kráterek. Mindezek miatt nem is becsapódásos eredetû formákkal lehet dolgunk. Ezt erõsíti, hogy a foltoknak sem kiemelkedõ pereme, sem azt övezõ kidobott törmeléktakarója nincs. A hét mélyedés a vulkán lejtõjén lévõ törések, repedések hálózatába illeszkedik, tehát feltehetõleg azokhoz hasonlóan beomlással alakultak ki.


A feltételezett barlangok beomlásával keletkezett mélyedések. A nap balról süt a felvételeken. (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)

A nem hivatalosan hét nõvérnek (Dena, Chloe, Wendy, Annie, Abbey, Nikki és Jeanne) keresztelt gödrök mélysége durva becslés alapján legalább 73-96 méter. Egyikrõl sikerült a már üzemképtelen MGS-szonda korábbi képei között részletes felvételre akadni. Mivel ez magas napállásnál, a helyi kora délután alatt készült, itt a beomlott nyílás fenekét is megvilágítja a Nap. Az ebbõl végzett becslés alapján a képzõdmény kb. 130 méter mély.


Az egyik beomlott üreg optikai (balra) és infravörös (középen, jobbra) felvételei. A (B) felvétel a helyi délután idején mutatja, hogy a barlang hûvösebb a környezeténél, a hajnali (C) felvételen pedig az látható, hogy a barlang éjszaka melegebb maradt (Cushing, Titus, Wynne, Christensen, USGS, NASA)

A marsbéli barlangok a vörös bolygón esetleg elõforduló élet szempontjából fontosak. Penny Boston (NASA, AMES) már évek óta vizsgálja a földi barlangok élõvilágát. A SLIME (Subsurface Life In Mineral Environments, azaz felszín alatti élet ásványi környezetben) program keretében olyan szempontból is tanulmányozza a barlangok élõvilágát, hogy marsbéli párjaik milyen lehetõségeket biztosítanának az esetleg ott elõforduló, ellenálló életformák fennmaradására.

Az eddig tanulmányozott földi barlangok egzotikus élõvilága sokkal változatosabb, mint azt tíz-húsz éve feltételezték. Találunk itt a vulkáni gázokból származó kéntõl savas vizû üregeket, és sok helyen vékony, biogén eredetû kéreggel borított falakat. Némely barlangokban az élõlényeknek a lassan szivárgó, vulkáni eredetû, avagy a kõzet-víz kölcsönhatáskor keletkezõ hidrogéngáz szolgál energiaforrásként, melynek segítségével metánt termelnek.

Egyes kutatók szerint a Világegyetemben a felszín alatti életformák elterjedtebbek lehetnek a felszínieknél. Ennek a feltételezésnek az alapja, hogy az egyszerû életformák szerény igényeinek sokkal több felszín alatti, mint felszíni környezet felelhet meg. A fentiek ellenére a most talált marbéli barlangok (pontosabban az ezek létére utaló beomlásos szerkezetek) feltehetõleg nem kellemes helyszínek a vörös bolygó esetleges életformáinak - ugyanis túlságosan magasan vannak az átlagos felszín felett, ahol elég kicsi a légnyomás. Más barlangok azonban kedvezõbbek lehetnek: mint a cikk lején már részleteztük, viszonylag stabil bennük a környezetet, védelmet nyújtanak a felszínt elérõ nagyenergiájú sugárzások ellen, és néhány helyen akár a fotoszintézishez még elegendõ fényt is beengednek. Emellett kismértékben nedvességcsapdaként is mûködnek, továbbá a mikrometeoritok mellett a szelektõl is védelmet nyújtanak.

A most azonosított érdekes beomlásos mélyedések részletes helyszíni vizsgálata két okból is rendkívül nehéz: egyrészt viszonylag kis méretûek, tehát a jelenleginél sokkal precízebb landolással lehetne csak õket megközelíteni. Emellett kérdés, hogy egy meredek gödörbe hogyan tudna egy szonda beereszkedni. További gond, hogy a fenti hét barlang viszonylag magasan van a bolygón, ahol a légkör még túl ritka az ejtõernyõs fékezéshez. Ennek ellenére már napvilágot láttak olyan tervek, amelyek több olcsó, apró és ugráló szondával kutatnák az ilyen mélyedéseket, mint arról korábbi cikkünkben már beszámoltunk.

Kereszturi Ákos

Hipernóva okozta kihalások
2007. március 23., péntek

"A dinoszauruszok 65 millió évvel ezelõtti kihalásának lehetett-e az oka egy hipernóva-robbanás a Galaxison belül?"


Egy hipernóva-robbanás, illetve egy kellõen közelben lezajló szupernóva-robbanás intenzív sugárzása valóban katasztrofális következményekkel járhat, akár tömeges kihalást is okozhat.

Azonban a 65 millió évvel ezelõtt lezajlott, többek között a dinoszauruszokat (de rajtuk kívül több millió fajt) érintõ kihalást elõidézõ égitest becsapódásának valószínûsíthetõ helyszínét megtalálták – ez Mexikói-félsziget környékén levõ Chicxulub-kráter.

A kihalások okaként a becsapódások azért is tûnnek valószínûbbnek, mivel a földtörténet során a nagy kihalások a jelek szerint viszonylag szabályosan, 30-33 millió évenként következnek be. Napunkat igen nagy távolságban egy Oort-felhõ néven ismert, gömbszerû képzõdmény veszi körül, amelyben elképzelhetetlen számú apró égitest kering központi csillagunk körül. Külsõ gravitációs hatásokra ebbõl a felhõbõl nagy számú égitest állhat át olyan pályára, amely a Naprendszer belsõ vidékei felé vezet. A belsõ területekre hirtelen nagy mennyiségben érkezõ apró égitestek, új üstökösök megjelenése miatt jelentõsen megnõ egy ilyen égitesttel való ütközés valószínûsége. Az ún. Nemezis-elmélet szerint Napunknak egy igen távoli barna törpe csillag társa van, amely keringése során a fent említett periodicitással okozza a szükséges zavarokat az Oort-felhõben.

Egy másik lehetséges magyarázat, hogy a Naprendszer a Galaxis középpontja körüli keringés során körülbelül ilyen idõközönként halad át a Galaxis fõsíkján, és az ott koncentrálódó anyagmennyiség okozza a szükséges zavarokat.

Mindezektõl függetlenül természetesen elképzelhetõ, hogy bizonyos kihalásokat közeli szupernóva-, esetleg hipernóva-robbanás okozott. A kérdéssel kapcsolatban rendszeresen jelennek meg kutatási eredmények, így a ma biztos tudását bármikor felülírhatja egy újabb felfedezés.

Több mint ezer fekete lyukat találtak
2007. március 22., csütörtök, 10:07


Földi- és ûrteleszkópok összehangolt munkájával több mint ezer távoli, szuper-nagytömegû fekete lyukra akadtak, amelyek jellemzõi kicsit eltérnek a vártaktól.

A Chandra röntgen- és a Spitzer infravörös ûrteleszkóp, valamint több földi távcsõ együttes megfigyelései alapján távoli fekete lyukakat kerestek egy nemzetközi felmérés keretében. A célpontok a galaxisok centrumában lévõ szuper-nagytömegû fekete lyukak voltak, ezek közül is a környezetükkel heves kölcsönhatásban állók, amelyek aktív galaxismagokban figyelhetõk meg.

A felmérés során a Chandra-röntgenteleszkóppal nem hosszú expozíciós idõket használtak, amivel távoli és halvány objektumok rögzíthetõk. Ellenkezõleg: rövid expozíciós idõvel készültek a felvételek, amelyekkel így nagy égterületet tudtak lefedni. A módszer révén csak a legfényesebb objektumok hagytak nyomot a felvételen - ami az aktív galaxismagok keresésére jó stratégiának bizonyult.

A felmérés keretében a Chandra-röntenteleszkóppal 9,3 négyzetfok, azaz a telehold látszó méreténél 40-szer nagyobb égterületet örökítettek meg. Összesen 126 felvétel készült így a Bootes (Ökörhajcsár) csillagképben, még 2003 márciusa és áprilisa folyamán.

Elsõ körben még a Spitzer-ûrteleszkóp infravörös mérései alapján választották szét az elõtércsillagokat és galaxisokat a távoli, fekete lyukak fûtötte aktív galaxismagoktól. Következõ lépésként összehasonlították a célpontok röntgen- és optikai jellemzõit. Több mint ezer szuper-nagytömegû fekete lyukat, pontosabban az objektumok és a környezetük közötti kölcsönhatáskor felszabaduló sugárzást sikerült így megörökíteni. A célpontok 6 és 11 milliárd fényév közötti távolságban vannak, mindegyikük egy messzi galaxis centrumában lévõ sok millió, akár több százmillió naptömegû kompakt objektum.


A felmérés egyik képe, amelyet a Chandra-röntgenteleszkóp rögzített. Az itt látható objektumok többsége távoli aktív galaxismag, bennük hatalmas tömegû fekete lyukakkal. A vörös szín az alacsonyabb, a zöld a közepes, a kék pedig a nagyobb energiájú röntgensugarakat jelöli. Balra lent a Hold látszó mérete látható, amely érzékelteti a kép által lefedett égterület nagyságát (NASA/CXC/CfA/R.Hickox,/JPL)

A célpontok jellemzõi azonban nem egyeztek meg teljesen a központi fekete lyukak klasszikus elmélete alapján vártakkal. A széles körben elterjedt modell szerint egy ilyen aktív galaxismag megjelenése erõsen függ attól, hogy a megfigyelõhöz viszonyítva milyen térbeli helyzetben van a fekete lyuk, és a körülötte lévõ, befelé áramló anyag alkotta korong. Ha a látóirányunkra merõleges a korong, akkor kevés anyag takarja elõlünk a központi forró vidéket. Minél laposabb szögben látunk rá a képzõdményre, annál jobban elfedi elõlünk a gázgyûrû a központi térséget. Közel élérõl tekintve a korongra annak sûrû anyagán már alig látunk át, ekkor a forró belsõ vidék közvetlenül nem is figyelhetõ meg.

Ha elég sok ilyen objektumot vizsgálunk, mindenféle rálátási szögû helyzettel kellene, hogy találkozzunk. A fenti észlelésekkor azonban közel 700 esetben tökéletesen megfigyelhetõ volt a központi forró terület, 600 esetben pedig azt teljesen eltakarta a körülötte lévõ poranyag. A két szélsõ eset közötti átmeneti helyzetû objektum meglepõ módon nem mutatkozott. A jelenséget egyelõre nem sikerült megbízhatóan magyarázni.


Aktív galaxismagok, közülük a két bal oldalit a centrumukat övezõ korong takarja, míg a két jobb oldali központjára jól rálátunk (NASA, CXC, CfA, Hickox, JPL, Caltech, Eisenhard, Stern, NOAO, Jannuzi, Dey)

A fenti négy kép az eltérõ rálátási helyzetben lévõ aktív galaxismagokra mutat példát. A vörös a röntgen, a kék az infravörös, míg a fehér szín az optikai sugárzást jelöli. A két bal oldali objektumnál az anyagkorong miatt a központi rész takarásban van, ezért onnan csak a nagy áthatolóképességû röntgen és infravörös sugárzás jut el hozzánk. A két jobb oldali kép ellenben olyan helyzetet mutat, amikor szabad rálátás nyílik a forró centrumra, és azt az optikai tartományban is megfigyelhetjük.

Kereszturi Ákos

Ez a cikk nem annyira KOZMOSZ, de van benne némi ûrkutatás ezért beteszem. Akit nem érdekel ne olvassa el!

A Földön kívüli élet nyomában az Antarktiszon
2007. március 21., szerda, 9:21


A Földön kívüli élet lehetõségének vizsgálatában fontos támpontot nyújtanak az Antarktisz "eltemetett" tavai. Jelenleg 145 kisebb-nagyobb jég alatti tavat ismerünk a kontinensen, és némelyikük már több millió éve létezhet elszigetelten. Részletes képes összefoglalónk a tavakról, sajátos élõvilágukról és asztrobiológiai vonatkozásukról.

Az Antarktiszon sajátos tavak találhatók, melyeket állandó jégtakaró borít. Két nagy csoportra oszthatjuk õket: egyiket a felszínhez közeli tavak alkotják, melyeket vékonyabb, de így is több méter vastag jég szigetel. Ezek viszonylag fiatal, néhány száz vagy ezer éves képzõdmények. Többségük feltehetõleg a területet korábban borító gleccserek visszahúzódása nyomán maradt fenn, az egykori jégárak vájta medencékben.

A másik csoportba az alkalmanként kilométernél is vastagabb jégpáncél alatti, a jég és a mély kõzetfelszín között elhelyezkedõ tavak tartoznak. Ezek a fentieknél sokkal idõsebbek, koruk millió években mérhetõ, és jobban el vannak szigetelve a felszíntõl, napfény például egyáltalán nem jut le beléjük.

Az ilyen egzotikus tavak a Földön kívüli élet keresése szempontjából is nyújthatnak új ismereteket. Részben a Marson korábban létezett, majd befagyott krátertavak tanulmányozásához szolgálnak támpontként, de a Jupiter Europa nevû holdjának vizsgálatában is részleges analógiákként használhatók. Utóbbi égitesten a 10-20 km vastag jégpáncél alatt kiterjedt, nagyságrendileg 100 km mély folyékony vízóceán húzódik.

E sorok írásakor 145 jég alatti tavat ismerünk az Antarktiszon, de teljes számuk ennek többszöröse lehet. Vizük hõmérséklete fagypont körüli, és ennek megfelelõen lényegesen melegebb, mint a jégtakaró tetejének átlaghõmérséklete. Mindkét csoport fontos jellemzõje, hogy vizükben gyenge a függõleges átkeveredés, erõs a hõmérsékleti és összetételbeli rétegzõdés. Emellett egzotikus élõviláguk van, és a gyenge áramlások miatt a tápanyagok lassan, diffúzióval mozognak bennük. A tavakban zajló folyamatok általában véve is rendkívül lassúak, és ez az élõlények élettevékenységére is igaz.


A nagyobb jég alatti tavak helyzete (NASA)

A tavak pontos keletkezése nem ismert, a jelenlegi feltételezések alapján már a jégtakaró képzõdése elõtt léteztek. Ma még az sem teljesen világos, hogy mitõl marad a vizük folyékony állapotban. A víz megfagyásának meggátlásában egyrészt a jégtakaró nyomása segít, amitõl a víz fagyáspontja a kilométeres vastagságú jégpáncél alján -2 - -4 °C-ra süllyed. A Föld belsõ geotermikus hõje alulról melegíti õket, míg a felettük lévõ vastag jégtakaró lassítja a lehûlésüket. Az esetleg bennük lévõ olvadáspont-csökkentõ sók is elõsegíthetik a folyékony állapot fennmaradását - emellett az sem kizárt, hogy keletkezésük óta egyszerûen nem volt idejük befagyni. Az eddig vizsgált helyszíneken a jégben nem azonosítottak számottevõ héliumot, amely vulkanikus területeken gyakran elõfordul - eszerint feltehetõleg nem zajlik alattuk jelentõs vulkáni tevékenység, amely fûtené vizüket.

Vékony jéggel borított tavak

Az elsõ csoportba tartozó tavak jellegzetes képviselõje a Canada-gleccser elvégzõdésénél található, kb. 4 km hosszú Hoare-tó. Vize átlagosan 18 m mély, felszínét 3-6 méter vastag jég borítja. Ebben és a hozzá hasonló tavakban kezdetekben nem vártak jelentõs élõvilágot a szakemberek, azonban a közvetlen vizsgálatok ennek ellenkezõjét bizonyították.


A Canada-gleccser elvégzõdése: a Hoare-tó eleje, felszínén jégtakaróval (NASA)

A kis mélység miatt a tavat a szondák mellett búvárokkal is sikerült tanulmányozni. A legfeltûnõbb felfedezés a tó aljzatán lévõ, rózsaszínes árnyalatú, fõleg cianobaktériumok és algák lakta szerves réteg. Az aljzatra a jégrétegen keresztül a felszíni fénymennyiségnek mindössze 0,5%-a jut le - ennek ellenére a rétegben aktív fotoszintézis zajlik. Az elemzések alapján még az itt tapasztaltnál 10-szer gyengébb fényintenzitás mellett is képesek egyes élõlények fotoszintetizálni. A Hoare-tóban kis diverzitású, azaz fajokban szegény ökoszisztéma jellemzõ. Ugyanakkor az élõlények (esetünkben fõleg baktériumok) térbeli gyakorisága hasonló a melegebb klímán jellemzõre.


Merüléshez készülõdve a Hoare-tónál (balra) és a jég alatti látvány (jobbra) (University of California Observatories, Kay Vopel, NASA)


Mozgások a jégpáncél alatt


A Vostok-tó radarfelvétele (NASA)

A tavak második csoportjának tagjait a felettük lévõ, kilométeres vastagságú jégpáncél hatékonyan zárja el a felszíntõl. Leghíresebb és egyben legnagyobb képviselõjük a 48 x 224 km méretû, átlagosan 400-500, maximálisan 914 m mély Vostok-tó, közel 1000 km-re a déli sarktól. A jég alatti tó 3710 méter mélyen kezdõdik, a felette fekvõ jégtakaró kora néhány millió, maximálisan 30 millió év lehet. A Vostok-tavat 1996-ban orosz és brit kutatók fedezték fel szeizmikus vizsgálatokkal. A tó területén, a jégtakaró tetején 1983. július 21-én regisztrálták az eddigi legalacsonyabb hõmérsékletet: -89 °C volt ekkor. A tó vize ennél melegebb, pontosabban kevésbé hideg lehet. A környéken több hasonló tó is elõfordul, amelyek azonos elnyúlási iránya arra utal, hogy a kõzetaljzatban lévõ tektonikus törések mélyedéseit töltheti ki a víz a jégréteg alatt.

Az eddigi vizsgálatok során a Vostok-tó feletti jégréteget fúrták meg, a legmélyebb mintát 3610 m mélyrõl, tehát a tó teje felett 100 m-rõl nyerték. A fúrás során sok olyan élõlényt, illetve maradványt találtak, amelyeket nem lehetett besorolni a korábban ismert taxonok közé. Ezek extrém viszonyok között létezõ, igen idõs életformák nyomai lehetnek. A szeizmikus mérések alapján a tó fenekén kb. 50 m vastag üledék halmozódott fel, mely fõleg a lassan mozgó jég által termelt törmelékbõl keletkezett. De elképzelhetõ, hogy a jég és az aljzatot alkotó kõzet közötti kölcsönhatáskor, valamint talán az élõlények élettevékenységekor létrejött anyagokat is tartalmaz - egyelõre nem tudni, hogy anyaga milyen idõs, és hogy napjainkban is képzõdik-e.


Korábban ismeretlen élõlények maradványai a Vostok-tó feletti jég fúrásmintájából (NASA)

Korábban elképzelhetõnek tûnt, hogy a Vostok-tóban néhány millió évvel ezelõtti életformák közel változatlan leszármazottai találhatók. Az új vizsgálatok azonban arra utalnak, hogy az egyes tavak nincsenek teljesen elzárva egymástól. Bár a vastag jégtakarón keresztül nincs kapcsolat a felszín felé, a jég alatt keskeny csatornák köthetik össze az egyes tavakat. Ezek mentén általában elhanyagolható a vízáramlás, tehát az egyes tavak rendkívül gyenge kapcsolatban lehetnek csak egymással - mégsem tekinthetõk teljesen izolált környezeteknek.

Alkalmanként dinamikussá válik a jég alatti tavak világa, és hatalmas vízátáramlások történnek a jégréteg fenekénél. A 2003 januárjában felbocsátott ICES (Ice, Cloud, and land Elevation Satellite) mûhold az Antarktisz jégtakarójának kiterjedését vizsgálja, a globális felmelegedés következményeit tanulmányozva. A közel 645 km magasan keringõ ûreszköz lézeres magasságméréseivel 1,5 cm-es (!) pontossággal térképezi fel a jégtakaró domborzatát.


Az Engelhardt-tó feletti jépáncél

A mûhold az elmúlt három évben két nagy, szilárd halmazállapotú, gleccserszerûen mozgó jégáramlatot figyelt meg, melyek az óceán fölé nyúló Ross-jégself anyagát pótolják. Régóta ismert, hogy a mozgó jég alatt alkalmanként vékony folyékony vízréteg található. Az új megfigyelések alapján az ilyen jég alatti vizek gyorsabban és nagyobb mennyiségben áramlanak, mint korábban feltételezték. A mellékelt képen az Engelhardt-tó feletti jépáncél domborzata látható, az ICES mûhold lézeres magasságmérései alapján (Ted Scambos, NSIDC).

Az ICES megfigyeléseinek hároméves periódusában a kb. 1 km vastag jégréteg alatt lévõ 10 x 30 km átmérõjû Engelhardt-tóból összesen 2 km3 víz áramlott ki a jég alatt a Ross-tengerbe. Ugyanezen idõszak során egy másik, szintén erre található jég alatti tóból 1,2 km3 víz jutott az óceánba. Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, eddig csak a jég alatti tavak között korábban lezajlott áramlások nyomait sikerült megfigyelni, az õket összekapcsoló hosszanti csatornák mentén. Ez az elsõ közvetlen megfigyelés egy ilyen folyamat lezajlásáról.


Négy jég alatti tó és a Recovery-gleccser áramlása

A RADARSAT-mûhold mérései szintén szolgáltak új eredményekkel a jégpáncél alatti tavakról. Robin Bell, Michael Studinger (Lamont-Doherty Earth Observatory) és kollégáik nemrég négy új jég alatti tavat azonosítottak. Még fontosabb, hogy sikerült a felszíni jég lassú, gleccserszerû mozgását jég alatti tavakhoz kapcsolni. Eszerint a tavak vize kulcsszerepet játszik az Antarktisz jégpáncéljának mozgatásában: a folyadék "kenõanyagként" szolgál, és felgyorsítja a jég áramlását a lejtõs területek, végül az óceán felé. A fenti tavak környezetében lévõ jégár a Recovery-gleccser formájában halad az óceán irányába. A domborzatot tekintve a tavak helyzeténél magasabban, ahol a tavak felé kúszik a jégtakaró, a jég mozgási sebessége évente méteres nagyságrendû, míg a tavak után több 100 méter/év értékre ugrik. A mellékelt felvétel a RADARSAT és az ICES mûholdak adatainak kombinálásával készült. A négy jég alatti tavat A, B, C, és D betû jelzi, az általuk meggyorsított Recovery-gleccser áramlását pedig sárga nyilak mutatják (NASA, Lamont-Doherty Earth Observatory).

Úgy is fogalmazhatunk, hogy a Föld belsõ hõjét a tavak vize nyeli el, ami aztán az alsó folyadékréteg pótlásával a jég mozgását gyorsítja. A felismerés arra is utal, hogy az ilyen jég alatti tavak kulcsszerepet játszanak a globális tengerszint-változásokban. A tavak kiterjedésének, vizük térfogatának növekedése ugrásszerûen meggyorsítja az antarktiszi jégtakaróból a Csendes-óceánba áramló gleccserek sebességét, így a jég mennyiségét. Emellett az is elképzelhetõ, hogy alkalmanként, rövid idõ alatt hatalmas jég alatti áradások érik el az óceánt - igaz ezekrõl még csak feltételezések vannak.


Az Antarktiszon át az Europára és a Marsra


Az elmúlt években tehát sokat megtudtunk ezekrõl a tavakról, de fõ jellemzõiket még ma is kevéssé ismerjük. Ugyanakkor sokkal közelebb vannak, mint például a Mars vagy a Jupiter Europa holdja. Tanulmányozásuk több területen is segíthet a Földön kívüli élet lehetõségének vizsgálatában.

-A tavakban számos földi élõlény túlélési stratégiáit ismerhetjük meg, melyekkel a hideghez és a gyenge megvilágításhoz alkalmazkodnak, vagy éppen napfény nélkül élnek. A felszínhez közeli tavakban, a jég alatt rendkívül gyenge napfénynél is zajló fotoszintézis tanulmányozása kiemelten fontos. Míg a sekély tavak a marsbéli élet lehetõségeinek vizsgálatához visznek közelebb, a vastag jéggel fedett tólencsék az Europa óceánjának részleges analógiájaként értelmezhetõk.

-Az Antarktiszon kidolgozhatjuk a jég alatti tavak vizsgálatához szükséges technológiát (ami már folyamatban van). Egy hagyományos fúrás során például még akkor is kispriccelhet a tó vize a furat mentén, ha ez ellen máshol már bevált módszerekkel védekeznének.

-A jég és a víz között hosszú idõskálán zajló kölcsönhatások még alig ismertek. Azt például már tudjuk, hogy a kissé porózus jégben kb. -70 °C feletti hõmérsékleten mikroszkopikus vízfilm borítja a szemcséket, melynek mentén különbözõ molekulák szállítódnak. Emellett a jég/víz határfelületen zajló újrafagyástól folyékony vízzárványok(esetleg betöményedett sóoldatok) maradnak a jégben, amelyek további viselkedése kevéssé sem tisztázott.

-A jég és a rárakódó, illetve másként belekerülõ anyagok közötti kémiai reakciókat a földi laboratóriumokban keveset tanulmányozzák. Pedig ezek megismerése segíthet az Europa felszíni jéganyagában zajló változások megértésében, amelyet az Io vulkánjaiból, és a Jupiter magnetoszférájából érkezõ anyagok okozhatnak.

-Néhány helyen a jég és a környezõ vulkanikus aktivitás kölcsönhatása is vizsgálható. Ilyen vidék például északon az Ellesmere-szigetek Borup-fjord nevû öble. Itt a kén gipsz helyett egyéb, ritkább formákban: hidrogén-szulfidként, illetve terméskénként is megjelenik, feltehetõleg a folyamatos vulkáni utánpótlás miatt.


Vulkanikus szennyezést mutató, kéntartalmú víz a földi sarkvidéken (Ellesmere-szigetek, balra), és vulkáni eredetû anyagokkal kevert színes magmabenyomulások az Europa jégpáncéljában (jobbra) (Stephen Grasby, NASA)

Az Antarktisz tavainak megismerése tehát fontos lépés a Mars és az Europa irányába. Sok olyan ismeretet szerezhetünk, amelyek alapján könnyebben értelmezhetjük a távoli égitestekrõl érkezett adatokat - emellett mûszereinket is hatékonyabban tervezhetjük meg a szondák indítása elõtt.

Tervek az Europa meghódítására

Az Europa jégpáncélja és az alatta lévõ vízóceán vizsgálatára több kutatóprogramot is kidolgoztak, ezek közül a három legfontosabbat ismertetjük az alábbiakban.

Az egyik a JIMO (Jupiter Icy Moon Orbiter) rövidítésû program, melynek keretében fõleg az Europát, de emellett két külsõ nagy társát, a Ganymedest és a Callistót is tanulmányoznák. A tervek alapján a szonda radarberendezésének hullámai a jégbe hatolva, majd a jég-víz határfelületrõl visszaverõdve rámutathatnak a jég szerkezetére és helyenként eltérõ vastagságára. Sajnos a NASA jelenlegi anyagi problémái miatt a közeljövõ tervei közül törölték az ötletet. Az anyagi problémák mellett komoly gondot okoz még az Europa vizsgálatában, hogy a hold térségében nagyon erõs sugárzások érik a berendezéseket, jelentõsen lerövidítve élettartamukat.

Az Ice Clipper névre keresztelt terv anyagmintát hozna az Europáról - méghozzá meglepõen olcsó módszerrel. A szonda ugyanis nem állna a Jupiter körüli pályára. Mindössze egyszer haladna el az óriásbolygó mellett, majd ugyanezzel a "lendülettel" vissza is térne a Földhöz. Az Europa megközelítése elõtt egy nagyobb test leválna róla, amely nem sokkal a fõ egység elhaladása elõtt becsapódna a hold felszínébe. A robbanástól kirepült törmelékszemcsék felhõjén átrepülõ anyaszonda a Stardust-szondához hasonlóan egy lepkefogóra emlékeztetõ tányért tart maga elé, benne aerogéllel. Az ide becsapódó szemcsék az aerogélben maradnak, és egy lezárt kapszulában térnének vissza a Földre. Sajnos a közeljövõ tervei közül ezt is törölték.

A legizgalmasabb a Cryobot ("jég-robot") küldetés, illetve a hozzá hasonló tervek. Ezek keretében nem csak a felszínre szállna le az ûreszköz, de a jég alatti óceánba is bejutna. Központi eleme egy szivar alakú szonda, amely belsõ radioaktív energiaforrásával folyamatosan melegen tartja saját külsõ falát. Ennek segítségével lassan beolvasztja magát a jégkéregbe, amelyben fokozatosan süllyed lefelé, és a felszínen maradt részén keresztül kommunikál a Földdel vagy a keringõegységgel. A lassan lefelé haladó szonda a felszíni egységgel egy kábelen keresztül tartja a kapcsolatot, amely a süllyedõ Cryobot belsejébõl tekeredik le, és a szonda elhaladása után azonnal belefagy a jégbe. A Cryobot számtalan megfigyelésre lenne képes a jégben és az alatta lévõ óceánban. Utóbbit elérve egyes tervek alapján egy miniatûr tengeralattjárót is kibocsátana magából. Sajnos az ambiciózus terv egyelõre szintén halasztást szenved. A szonda prototípusát azonban lehet, hogy mégis látjuk mûködésben a közeljövõben: a Vostok-tó vizének biztonságos elemzése ugyanis csak így lehetséges.

Kereszturi Ákos

Miért forog minden a Világegyetemben?
2007. március 21., szerda

"Miért forog minden a Világegyetemben? A Föld forog a tengelye körül, a Nap körül, a galaxis körül, a csillagok is forognak, a galaxisok is. Miért nem statikus minden és csak állnak "egy helyben", ahogy tágul a Világegyetem?"


A kérdésre a válasz a fizikai megmaradási törvényekben keresendõ. Zárt rendszerekre érvényes az energia-, a lendület- és perdületmegmaradás törvénye, melyek a vonatkozó fizikai törvények szimmetriáiból következnek. Részletes tárgyalás nélkül röviden arról van szó, hogy a klasszikus fizika egyenleteinek érvényessége független attól, hogy az idõ kezdõpontját mikortól vesszük fel (következmény: energiamegmaradás), a térbeli helyzet leírására használt koordináta-rendszerünknek hol van a kezdõpontja (következmény: lendületmegmaradás), illetve hogy milyen szögbõl kezdjük felmérni az irányokat (perdületmegmaradás).

Utóbbi mennyiség a tömegeloszlástól, sebességtõl és mérettõl függ, melyek kombinációja állandó. Ennek megfelelõen ha változik valamelyik a három közül (pl. a tömegeloszlás és/vagy méret), akkor a többi ellensúlyozza ezt a változást. A perdületmegmaradás legszemléletesebb példája a piruettezõ korcsolyázó, aki a kezeit behúzva megváltoztatja testének tömegeloszlását, aminek eredményeképpen felgyorsul a forgása.

A Világegyetem minden egyes égitestje fejlõdésen esett át az elmúlt 13,7 milliárd évben, mely fejlõdésnek fontos összetevõje a lokális összehúzódás. Miközben maga az egész Világegyetem tágult, az erõs tömegkoncentrációk környezete ezzel ellentétes irányban mûködött. Naprendszerünk 4,5-5 milliárd évvel ezelõtt kb. 1-2 fényév méretû gázfelhõ volt. Ennek a belsõ összehúzódása feltehetõen valamilyen külsõ tényezõ hatására, pl. egy közeli szupernóva-robbanás lökéshullámát követõen indult el. A mag összehúzódása elindította a gravitációs összeomlást, aminek eredményeként kialakult a Nap, körülötte pedig a bolygók. Ezek mindegyike nagy kiterjedésû por- és gázcsomók összehúzódásával jött létre – azaz lehetett nekik szinte tetszõleges kicsi forgásuk, az összehúzódás következtében ez a forgási sebesség óhatatlanul több nagyságrendnyit felgyorsult. Eredeti forgásuk pedig valószínûleg annak volt eredménye, hogy nem ideális gömbszimmetrikus felhõkbõl, hanem szabálytalan alakú, torz tömegeloszlású csomókból álltak, melyek a hasonló csomókkal kölcsönhatva keringõ/forgó mozgást végeztek.

A galaxisokra ugyanúgy érvényesek ezek a megfontolások, hiszen ezek is sokkal nagyobb kiterjedésû gázfelhõk összehúzódásának eredményei. Egyébként a külsõ anyagbefogás is lehet "forgató" hatású: hacsak nem pontosan a tömegközéppontban találja el a kívülrõl becsapódó kisebb égitest a nagyobbat, összeolvadásuk utóbbi tengelyforgási irányától függõen felpörgeti vagy lelassítja a forgást. Ez a folyamat felelõs például az Univerzumban tapasztalható leggyorsabb forgásokért, melyek kölcsönható kettõscsillagokban fordulnak elõ. Ezekben egy kis méretû, ám nagy tömegû csillag anyagot szív el a kísérõjétõl. A becsapódó gázcsomók az oldalról eltalált biliárdgolyóhoz hasonlóan felpörgetik az anyagot elszívó égitestet, ami a milliszekundumos pulzárokban a tengelyük körül másodpercenként több százszor megforduló neutroncsillagokat eredményez.

Ûrtávcsöves mozgóképek a Szaturnuszról
2007. március 21., szerda

Három rövidfilm készült a gyûrûs bolygóról a Hubble Ûrtávcsõ felvételei alapján.


Nemrégiben mi is hírt adtunk a Cassini-szonda Szaturnuszról készített fantasztikus képeirõl, amelyek soha nem látott részleteket mutattak be a gyûrûs bolygó titokzatos világáról. Ezúttal a Föld körül keringõ Hubble Ûrteleszkóp 1995-ben és 2003-ban készített képeibõl összeállított mozgóképekrõl tudunk beszámolni, melyek kb. ezerszeres gyorsításban mutatják a Szaturnusz és holdrendszerének bámulatos dinamikáját. A Space Telescope Science Institute által most közzétett három film közül kettõben a bolygó számos holdját láthatjuk, amint a közel élérõl látszó gyûrûn áthalad árnyékuk. A harmadik rövidfilm a Szaturnusz déli pólusát mutatja abban a speciális helyzetben, amikor a gyûrûkre a lehetõ legnagyobb szögben láthatunk rá a Földrõl nézve.

Az elsõ videón (137,4 kB) a gyûrûket, valamint a Titan és Tethys holdak áthaladását figyelhetjük meg. Elsõként a Titan árnyéka vetül a gyûrûkre, majd megjelenik maga a hold is, végül pedig bal oldalon, látszólag ellenkezõ irányban haladva megjelenik a Tethys.


A Titan és árnyéke a bolygón. A háttérben a Tethys.


A második videón (462 kB) szintén élérõl látjuk a gyûrûket, de most a jeges Mimas, Enceladus, Dione holdakat, valamint ismét a Tethyst láthatjuk elhaladni. Elõször a Mimas és az Enceladus jelenik meg, mindkettõnek látható az árnyéka is a bolygó korongján, de csak az Enceladusé halad át a gyûrûn is. Ezután jelenik meg a Dione, majd árnyéka. Miközben a három kis égitest elhalad a korong elõtt, jobb oldalon, a háttérben a Tethys vonul át.


A Szaturnusz és három holdja, a Mimas, az Enceladus és a Dione.

A harmadik videón (589,9 kB) a csak tizenöt évente bekövetkezõ legnagyobb rálátás irányából látjuk a gyûrûket és a Szaturnusz déli pólusát. Az utóbbiról készült közelképen jól láthatók a bolygó felhõsávjai és a légkör aktivitása.


A gyûrûs bolygó a maga teljességében.


Forrás: Hubblesite.org

Óriási jégkészletet találtak a Marson
2007. március 20., kedd, 9:51

Az európai Mars Express ûrszonda felszín alá "belátó" radarja közel 4 kilométer vastag vízjégréteget talált a vörös bolygó déli sarkvidékén.

A marskutatás egyik fontos kérdése, hogy hova lett az a vízkészlet, amely a különbözõ felszínformák, a kõzetek kémiai összetétele és az izotóparányok alapján egykor a bolygón létezett. A kérdéses H2O egy része el is szökhetett az ûrbe, bár ezt egy nemrég közölt mérés kérdésessé teszi. A másik lehetõség, hogy fagyott állapotban a sarki jégsapkákban, esetleg az azokat övezõ poláris réteges üledékekben, továbbá a felszín alatt, a kõzetek repedéseibe belefagyva rejtõzik - az utóbbi feltételezett zónát nevezzük krioszférának.

A Marson már azonosított, illetve az ott feltételezett vízmennyiséget ún. globális egyenértékben adják meg. Ez azt a képzeletbeli vastagságot jelenti, amilyen egy hipotetikus óceán lenne, ha az összes H2O folyékony formában a felszínen kicsapódna - és a bolygó tökéletes gömb alakú lenne, ahol a gömb sugara megegyezne a Mars átlagos sugarával. Az északi és a déli pólussapkában lévõ vízjég globális egyenértéke néhány méter - ez nem sok az eredetileg feltételezett 100-500 méteres vagy még nagyobb értékhez viszonyítva. Régóta feltételezik, hogy sok vízjég lehet a felszín alatt több km mélységig húzódó krioszférában, de ezt egyelõre nem sikerült kimutatni.

A harmadik potenciális víztározó a fent említett réteges poláris üledékek területe lehet. Ezek kiterjedt, közel vízszintes rétegeikkel borítják a felszínt a pólussapka körül. Sokkal nagyobbak a pólussapkáknál, a két sapka a tetejükön húzódik. Ahol valamely folyamat közel függõlegesen belevágott az üledékbe, ott kibukkan a belsõ szerkezetük, és jól látszanak a képek felbontásának határáig megfigyelhetõ finom rétegeik. A feltételezések alapján a maitól kissé eltérõ klímán alakultak ki, és a légkörbõl hulló porból, valamint a hozzátapadt vízjégbõl állnak. Mivel a rétegekben sok por van, az üledékekben tárolt vízmennyiségét eddig nem sikerült megbecsülni.

Ezen változtatott a Mars Express-szonda MARSIS nevû radarberendezése, amely a felszín alá is "belát" radarhullámaival. A mûszer több mint 300 keresztszelvényt rögzített a déli sarkvidék, az ott található pólussapka és az azt övezõ réteges poláris üledékek felett elhaladva. Sikerült megállapítani, hogy az üledékes képzõdmény maximálisan 3,7 km vastag, és alatta húzódik az idõs, eltemetett kõzetfelszín. A déli poláris réteges üledékek területe nagyjából megegyezik Európa területével.

A mérések alapján az üledék anyagának legalább 90%-át víz alkotja. Az itt tárolódó vízmennyiség globális egyenértéke 11 méter körüli, azaz néhányszor több, mint amennyi a pólussapkákban van. A Marson ma ismert és bizonyítottan létezõ vízkészlet legnagyobb része tehát a réteges poláris üledékekben található.



A radar által készített egyik keresztszelvény a réteges poláris üledékekrõl. Fent a mérések alapján elõállított 1250 km hosszú profil, alul a vizsgált terület szín-magasság ábrázolású képe látható. A bal alsó skála a vízszintes távolságot jelzi, míg felette a radarhullámok haladási idõtartalmának megfelelõ függõleges távolság látszik. (NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS)







A fenti képen a réteges poláris üledékek kiterjedése látható, a déli sarkvidék 1670x1800 km-s részén. A színkódolásban az ibolya a vékony, a sárga, majd a vörös szín a mind vastagabb rétegeket jelöli. A fent látható sötét kör a pólust a 87 fokos szélességi övezõ terület, ahonnan a radarberendezés nem gyûjtött adatokat (forrás: NASA/JPL/ASI/ESA/Univ. of Rome/MOLA Science Team/USGS).

A most vizsgált déli réteges poláris üledékek a felszíni pólussapka alatt is követhetõk. Az üledékek alsó részén egy olyan erõs radarvisszaverõ képességû réteget azonosítottak, amely akár folyékony vizet is jelezhet - de ez egyelõre csak feltételezés, és az ott várható alacsony hõmérséklet nem kedvez a folyékony víznek. A vastag üledékes rétegek ellenére a kõzetaljzat a területen nem süllyedt be, mivel a Mars a földinél vastagabb kéreggel bír. A jelenlegi felfedezés fontos lépés a kõzetek repedéseiben, a felszín alatt több kilométer mélységig húzódó legfontosabb H2O tározó: a krioszféra létének bizonyítása felé.

Kereszturi Ákos

A napfénytõl felpörgõ kisbolygók
2007. március 19., hétfõ, 9:35


Elsõ alkalommal sikerült megfigyelni, hogy a napsugárzás egy sajátos jelenség révén gyorsítja egy kisbolygó tengelyforgását.

A kisbolygók mozgását a gravitációs erõ mellett egyéb külsõ hatások is befolyásolják. Ezek közül hosszú ideig elhanyagolt jelenség volt az ún. Yarkovsky-effektus. Ennek során elsõ lépésben a Napból érkezõ elektromágneses sugárzás, például látható fény éri a kisbolygót. A beérkezõ sugárzás elnyelõdik a testben, majd idõvel visszasugárzódik az ûrbe. A besugárzás a kisbolygón értelmezhetõ helyi dél körül a legerõsebb, amikor a Nap a felszínre a legmeredekebben süt. Az elnyelõdõ fény viszont valamely késõbbi pillanatban (a helyi délután vagy este folyamán) sugárzódik vissza hõsugárzásként.

Eközben a kisbolygó tovább fordul, ezért míg a legtöbb sugárzást dél körül nyeli el, a legtöbbet a helyi délután, illetve este táján bocsátja ki. Mivel az elektromágneses sugárzásnak momentuma van, minimális lendületet ad a kisbolygónak az elnyelõdéskor, illetve visz el a kibocsátáskor. Mivel ezekre eltérõ idõpontokban és irányokban kerül sor, a jelenség befolyásolhatja az égitest mozgását, és így a pályáját is. A Yarkovsky-hatást elsõként a 6489-es sorszámú Golevka kisbolygónál mutatták ki, amelynek pályája 1991 és 2003 között 15 km-t tolódott el.

A direkt tengelyforgású (tehát északi pólusuk felõl nézve az óramutató járásával ellentétes forgásirányú) kisbolygók pályájának naptávolságát növeli, a retrográd (ezzel ellentétes) forgásúak naptávolságát pedig csökkenti a jelenség. A helyzetet tovább bonyolítja, hogy nemcsak napi (a kisbolygó tengelyforgása szerinti) periódusban jelentkezik a hatás, hanem elképzelhetõ ún. évszakos változás is. Ekkor az égitest forgástengelye egy kitüntetett irányba mutat a térben, miközben kering a Nap körül, így bonyolultan alakulhat a felszíne eltérõ részeire jutó be- és kisugárzás, valamint az ehhez kapcsolódó impulzusmomentum-változás - különösen, ha elnyúlt pályán kering.

A hatás természetesen rendkívül gyenge, a nagyobb kisbolygóknál gyakorlatilag kimutathatatlan. A kisebb testeknél azonban millió éves idõskálán már számolni kell vele - a kisebb aszteroidák pályáját annyira megváltoztathatja, hogy elvándorolhatnak korábbi helyükrõl, ez pedig befolyásolhatja a földközeli és így becsapódással fenyegetõ objektumok számát is. Ezzel kapcsolatban vetõdött fel az ötlet, hogy a távoli jövõben becsapódással veszélyeztetõ kisbolygó pályáját úgy is megváltoztathatjuk, ha sötétre, illetve világosra festjük az égitest megfelelõ részeit - ehhez azonban igen pontosan kellene ismerni a Yarkovky-effektust.

A YORP-effektus a fentihez némileg hasonló jelenség. (A folyamat elnevezése a jelenséget elméletileg elõrejelzõ kutatók kezdõbetûibõl áll össze, teljes terjedelmében Yarkovsky-O'Keefe-Radzievskii-Paddack-effektus.) A YORP-effektus a gömbtõl eltérõ alakú kisbolygókon lép fel, amikor a beérkezõ napsugárzás fûtõ-, majd a kisugárzás hûtõhatását az objektumon lévõ szabálytalan felszínformák helyzete, a napsütésnek kitett avagy árnyékos jellege is befolyásolja.

Mindez hasonló egy vákuumban felfüggesztett, könnyen forgó propeller viselkedéséhez, melyet a ráesõ gyenge fénnyel megfelelõ helyzetû és színû lapok révén fel lehet pörgetni. Bár a hatás minimális, az apró égitesteknél évmilliók alatt érezhetõvé és kimutathatóvá válik. Megfelelõ helyzetben a YORP-effektustól egyre gyorsabban pörgõ kisbolygó alakja is megváltozhat - ha belsõ szerkezete viszonylag képlékeny, például laza törmelékbõl összeépülõ, ún. kozmikus kõrakás jellegû. Az egyre gyorsabb tengelyforgás végül az objektum két vagy több darabra szakadását is eredményezheti. Megfelelõ helyzetben ennek ellenkezõje is bekövetkezhet: a tengelyforgás hosszú idõ alatt le is lassulhat.

A közelmúltban elsõ alkalommal sikerült a tengelyforgás így elõrejelzett gyorsulását a megfigyelésekbõl kimutatni. Egy nemzetközi kutatócsoport Stephen Lowry (Queens University Belfast, Nagy Britannia) vezetésével több optikai- és rádióteleszóp eredményeit felhasználva a (54509) 2000 PH5 kisbolygót tanulmányozta. Az égitest a földközeli aszteroidák közé tartozik, és 2000-es felfedezése után felmerült, hogy az ideális lehet a YORP-effektus kimutatására. Átmérõje mindössze 114 méter, tengelyforgási ideje pedig 12 perc.

A négyéves észlelési periódus során az objektum felszínét részletesen megismerték és tanulmányozták tengelyforgásának jellemzõit és a forgási periódus változását. Az égitestnél a tengelyforgási periódus évi egymilliomod másodpercnyi csökkenését sikerült kimutatni - tehát ilyen ütemben forog egyre gyorsabban a kisbolygó. A jelenség az optikai- és a rádióészlelésekben egyaránt jelentkezett.


A 2000 PH5 kisbolygó radarfelvételei (balra) és alakjának modellje, a forgástengely helyzetével (jobbra) (ESO)

A pontos adatok alapján a kisbolygó jövõbeli viselkedését is megpróbálták elõrejelezni. Eszerint jelenlegi pályája stabilnak tekinthetõ, és a következõ 35 millió évben nem változik jelentõsen - ugyanakkor a tengelyforgási ideje ezalatt körülbelül 26 másodpercre csökken. Eközben a növekvõ centrifugális erõ miatt változnak a belsejében fellépõ feszültségek, és könnyen lehet, hogy deformálódik, esetleg darabjaira hullik az objektum. A kisméretû aszteroidák között sok nagyon gyorsan, illetve nagyon lassan forgó objektumot találunk - a sebes vagy rendkívül lassú pörgés kialakításában az ütközések mellett talán a YORP-effektus is közremûködött.

Kereszturi Ákos

Lassan félni fogok ebben a topikba olyan egyedül vagyok<#sniffles>

Egy csillag, kétféle robbanás
2007. március 16., péntek

Nóvarobbanás maradványfelhõjét fedezték fel egy törpenóva körül, amivel igazolták a különbözõ típusú kataklizmikus csillagok szoros kapcsolatát.

A kataklizmikus változócsillagok kölcsönható kettõscsillagok, melyben a nagy tömegû, ám kis méretû fõkomponens – általában egy fehér törpe – anyagot szív el kísérõcsillagától. A tömegátadás mértéke, illetve a fõkomponens körül kialakuló anyagbefogási (akkréciós) korong tulajdonságai határozzák meg, hogy pontosan milyen típusú változócsillagként észlelhetünk egy adott rendszert. A törpenóvákban az akkréciós korong a benne felgyülemlõ anyag hõmérséklet-emelkedése miatt idõnként összeomlik, amikor a fehér törpe gravitációs terében hirtelen felforrósódó gázfelhõ jellemzõen 3-5 magnitúdós kitörést okoz a fényességben (azaz a csillag 20-100-szor fényesebbé válik). Ezzel szemben a nóvák ténylegesen robbanásszerû folyamatokat élnek át a fehér törpe felszínén összegyülemlõ anyag termonukleáris fúziójának hirtelen beindulása nyomán, ami 10-12, de akár 20 magnitúdós kitörést is okozhat pár nap alatt (utóbbi százmilliószoros felfényesedésnek felel meg). A jelenséget jól illusztrálja az itt található animáció (5MB).


Természetes kérdés, hogy ha ennyire hasonló rendszerek a törpenóvák és nóvák, elképzelhetõ-e nóvarobbanás törpenóvában? Az elméletek szerint a klasszikus nóvák fehér törpéi nagyjából 10 ezer évenként gyûjtenek össze elegendõ anyagot a nukleáris robbanáshoz, köztük pedig folyamatosan érkezik a kísérõcsillag anyaga a robbanás után nem sokkal újra kialakuló akkréciós korongon keresztül. Elvben semmi sem zárja ki, hogy két nóvakitörés között egy rendszer törpenóva-aktivitást mutasson, ám a 20 éve kidolgozott elméleti elõrejelzést még soha nem sikerült megfigyelésekkel igazolni.

A Z Camelopardalis 530 fényévre található csillag, egyike az elsõként felfedezett törpenóváknak. Amatõrcsillagászok több évtizede folyamatosan nyomon követik kitöréseit, melyek átlagosan 3 hetente következnek be. Ilyenkor a csillag mintegy 40-szeresére fényesedik fel, majd pár nap után újra visszahalványodik.


A többszörös robbanások során ledobott gázhéjak ultraibolya hullámhosszakon. A Z Cam a kép közepén látható fehér csillag.


M. Shara (American Museum of Natural History) és munkatársai a március 8-i Nature-ben számoltak be a NASA GALEX (Galaxy Evolution Explorer) ûrtávcsövével eredetileg véletlenül felfedezett gázhéjakról a Z Cam körül. Korábban már kerestek hasonló szerkezeteket a csillagot övezõ térségben, de az optikai tartományban kudarccal jártak. Ezzel szemben a GALEX ultraibolya hullámhosszakon felvett képei tisztán mutatják a Z Cam-ot övezõ vékony gázhéjakat. Ezek pontosan úgy néznek ki, mint az idõs nóvákat övezõ maradványfelhõk, és a világ négy pontján elhelyezett távcsövekkel végzett mérésekkel sikerült is igazolni, hogy a Z Cam-ot mintegy egy ezred naptömegû gázhéj övezi, amely 250-2500 évvel ezelõtt dobódhatott le egy nóvarobbanás következtében.

Maga az egykori robbanás roppant látványos jelenség lehetett: a ma Z Cam-ként ismert törpenóva pár napig az egész égbolt egyik legfényesebb csillagaként ragyoghatott!

Forrás: GALEX PR 2007-01

Film a legfurcsább napfogyatkozásról
2007. március 14., szerda, 8:48

A STEREO-B ûrszonda olyan napfogyatkozást örökített meg, amelyet a Földrõl senki nem láthat. A filmen a Hold kis korongként vonul el a Nap elõtt.


Mint arról elmúlt cikkeinkben beszámoltunk, a Nemzetközi Heliofizikai Év keretében több új ûrszondarendszer, így a két tagból álló STEREO és az öt tagot számláló THEMIS flotilla kezdte meg mûködését. 2007. február 25-én a STEREO-B az extrém ultraibolya tartományban megörökítette központi csillagunkat, hogy mûszereit pontosan kalibrálhassa.

A kalibrációhoz praktikus, ha egy fényes objektum és egy teljesen sötét célpont együtt van a látómezõben. Így esett a választás egy sajátos napfogyatkozásra, amikor a Hold az ûreszközrõl nézve elvonult csillagunk elõtt. A CCD-detektoron a sugárzó napkorong elõtt éles fekete sziluettel rajzolódott ki a Hold árnyékos oldala, pontosabban az általa kitakart sötét terület a Nap elõtt.

A szerencsés térbeli helyzet nem véletlen eredménye: még tavaly decemberben úgy változtattak a STEREO-B pályáján, hogy megfelelõ helyzet adódjon a megfigyelésre. A szonda a Földhöz hasonló pályán kering a Nap körül, de bolygónkhoz képest lemaradva (több mint egymillió kilométerrel mögöttünk halad). Ebbõl a helyzetbõl sikerült a lenti képet megörökítenie. Az átvonulásról mozgóképet is megtekinthet,
ezen az oldalon.

Mivel a felvétel készítésekor a szonda 4,4-szer messzebb volt a Holdtól, mint a Hold általában a Földtõl, ezért kísérõnk 4,4-szer kisebbnek is mutatkozott, mint bolygónkról egy "hagyományos" napfogyatkozás alkalmával. A napkorong fényes területei a napfelszín feletti kromoszféra forró tartományait jelzik, amelyeket az extrém ultraibolya tartományban az ionizált vas és a hélium négy hullámsávjában rögzítettek. A furcsa fogyatkozás megjelenése részben a Vénusz átvonulásra is emlékeztet. Emellett sok exobolygó-rendszerben állhat elõ hasonló látvány, amikor a csillaghoz közeli óriásbolygó kitakarja a fénylõ égitest egy részét.

Az eddigi mérések alapján a detektorok a vártnak megfelelõen üzemelnek. Ha minden a terveknek megfelelõen halad, az elsõ részletes napmegfigyelés (egy koronakitörés térbeli mozgásáról) április során várható. Hazai szempontból kiemelten fontos, hogy kutatóink részt vesznek a STEREO mûholdpáros által végzett munkában. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete elsõsorban a kibocsátott részecskék mozgásának modellezésébe, valamint az IMPACT nevû detektor adatainak feldolgozásába kapcsolódik be.


A STEREO-B ûrszonda felvétele a Napról az extrém ultraibolya tartományban, elõtérben a Holddal (NASA JHU APL)

A Nemzetközi Heliofizikai Év alatt zajló tevékenységet hazánkban a KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézete részérõl Dr. Kecskeméty Károly koordinálja. A témakörhöz kapcsolódik a Polaris Csillagvizsgálóban (III. kerület Laborc u. 2/c) megrendezett Heliofizikai Hónap nevû elõadássorozat, amelynek keretében keddenként 18 órai kezdéssel hallhatók áttekintések a legújabb eredményekrõl. Az elõadásokat az interneten a POLARIS TV segítségével élõben is követhetik az érdeklõdõk.

Kereszturi Ákos

Ötlet a láthatatlan tömeg megfigyelésére
2007. március 12., hétfõ, 13:17

Új lehetõségként felmerült, hogy a pulzárok rádiójeleiben jelentkezõ eltolódások is utalhatnak a láthatatlan tömeg kisebb anyagcsomóinak térbeli jellemzõire.


A galaxisok csillagainak mozgása, és egyéb megfigyelések alapján tudjuk, hogy a Világegyetemben lévõ anyag nagyobbik hányada nem látható, és jelenléte csak gravitációs kölcsönhatása révén mutatható ki. Az eddigi vizsgálatok alapján azonban ezt is csak nagy méretskálán tudjuk érzékelni: a csillagvárosokon belüli eloszlásukat, illetve a galaxisok közötti térbeli elõfordulásukat lehet felmérni.

Egyes elméleti modellek alapján az Õsrobbanás után kisebb csomók képzõdtek a láthatatlan tömegbõl, amelyek aztán egyre nagyobb szerkezetekbe álltak össze. Elképzelhetõ, hogy nem minden ilyen csomó épült be nagyobb társaiba, létrehozva végül a ma látható galaxisokat, hanem közülük sok ma is a galaxisok közötti térben, esetleg a nagyobb csillagvárosokban kóborol. Ethan Siegel (University of Wisconsin, Madison) és kollégáinak modelljei szerint sok ilyen láthatatlan anyagcsomó lehet, amlyek tömege a Föld tömegének húszszorosa és néhány ezerszerese között mozog. Ezek magányosan vándorolnak az ûrben, és eloszlásuk megfigyelésére új ötlettel álltak elõ a fenti kutatók.

Az észleléshez gyorsan pörgõ neutroncsillagokat lehetne felhasználni, amelyek periódikus rádiójeleit vizsgálva a láthatatlan tömeg viszonyalóg kisebb csomóinak jelenlétére következtethetnénk. Ennek keretében, ha egy távoli pulzár és a megfigyelõ között elhalad egy ilyen láthatalan anyagból álló csomó, az gravitációs tere révén kismértékben megváltoztatja a pulzárról hozzánk érkezõ sugárzás által befutott utat. Ezt pedig a periódikus rádiójelek érkezési idejében mutatkozó csekély, de jellegzetes eltolódásként lehetne kimutatni.

A legnagyobb kérdés persze az, hogy tulajdonképpen milyen egzotikus részecskék is alkotják a láthatatlan anyagot. Amennyiben térbeli eloszlását, például a fenti módszer segítségével az eddiginél jobb felbontással is meg tudnánk figyelni, elképzelhetõ, hogy mibenlétéhez is közelebb kerülnénk. Eltérõ mértékben alakul egy ilyen felhõben az anyagsûrûség, a benne lévõ részecskék viselkedésének megfelelõen. Ez pedig azt befolyásolja, hogy a kvazár és közöttünk elhaladó felhõ következtében, milyen ütemben, mennyire hirtelen avagy inkább fokozatosan változik a megfigyelt pulzusok periódusa. Elképzelhetõ, hogy sok ilyen láthatatlan felhõvel kapcsolatos információ rejtõzhet észrevétlenül az eddig archivált adatok között a pulzárokkal kapcsolatban - felfedezésükhöz tehát nem biztos, hogy friss megfigyelések is kellenek.

Az eddig megfigyelt pulzárok közül egyébként a leggyorsabban pörgõ objektum forgási periódusát nemrég határozták meg a korábbinál nagyobb pontossággal. A Terzan-5 gömbhalmazban, egy kettõs rendszer egyik tagját alkotja a Ter5ad jelû periodikus rádiójeleket kibocsátó neutroncsillag. A pulzár 716 Hz-es periódussal forog. A korábbi rekorder a B1937+21 jelû, 1982-ben felfedezett pulzár volt, amelynél ugyanez az érték 642 Hz- körüli.

Egy kanadai és amerikai csillagászokat tömörítõ csoport 30 ilyen gyorsan pörgõ, ún. milliszekundumos pulzárt talált a Terzan-5 halmazban, a korábban ismert három objektum felett. Az égitesteket nehéz volt megtalálni, mivel nem csak gyenge rádióforrások, de ráadásul még az idõ 40%-ában, a Földrõl nézve társuk mögött rejtõznek. A pörgési sebesség, az elméleti modellekkel együtt a pulzárok méretére is felsõ határt adott: a kb. 2 naptömegû égitest átmérõje nem lehet nagyobb 16 km-nél. A megfigyelés arra utal, hogy az ilyen extrém gyorsan pörgõ pulzárok nem annyira ritkák, mint eddig feltételeztük.

Kereszturi Ákos

A telihold mérete
2007. március 10., szombat

"Miért van az, hogy olykor a teliholdat egészen nagynak és közelinek látjuk, máskor meg magasan fent, apróbbnak és távolinak? Valóban néha közelebb van hozzánk a Hold, vagy csak optikai csalódás?"


Holdunk, hasonlóan a legtöbb naprendszerbeli égitesthez, nem tökéletes körpályán, hanem ellipszis alakú pályán kering. Bár átlagos távolsága mintegy 384000 km, akár 363000 km-re megközelítheti a Földet, illetve maximálisan 406000 km-re távolodhat el. Ez a távolságkülönbség a Hold látszó méretében is megmutatkozik. A jelenség a következõ képeken jól megfigyelhetõ:






(Forrás: APOD)


A Hold pályája ezen felül nem esik egy síkba sem a Föld egyenlítõjével, sem a Föld keringési síkjával, az ekliptikával. A Hold pályája ez utóbbival mintegy 5 fokos szöget zár be. (A pályának ez a dõlése okozza, hogy nem figyelhetünk meg minden újholdkor napfogyatkozást, és minden teleholdkor holdfogyatkozást – a Hold hol "alatta", hol "felette" tartózkodik a Nap-Föld egyenesnek.)

Maga az ellipszispálya is körbefordul a Föld körül mintegy 18 éves idõszak alatt, emiatt lehetséges, hogy a telehold a pálya más-más pontján következik be, vagyis a delelõ telehold látóhatárunk felett igen magasan, de nagyon alacsonyan is látszhat. Magyarországról (azaz az északi féltekérõl) a Hold télen magasan delel, mivel ilyenkor az északi félteke "elfelé" dõl a Naptól, így az éjszakai oldalról a Naptól épp ellenkezõ irányban levõ Hold a horizont felett magasabban látszik (különösen magasan delelhet, ha a Hold éppen északi irányba legmesszebb távolodott az ekliptika síkjától). Ennek ellentéte következik be nyáron.

Ezek mellett némi optikai csalódás is közrejátszik: a horizont közelében "van mihez hasonlítani" szemünknek a Hold méretét, míg magas delelés esetén erre nincs lehetõség.

És ismét egy kis szaturnusz:

Friss képek a Szaturnuszról és holdjairól
2007. március 09., péntek

Soha nem látott részletek a gyûrûs bolygón és legnagyobb holdján, a Titanon – a Cassini ûrszonda legújabb felvételei.


Az elmúlt hónapok során a Cassini ûrszonda egyre nagyobb hajlásszögû pályán keringett a Szaturnusz körül, aminek eredményeként soha nem látott irányokból készített fantasztikus képeket a bolygóról és rendszerérõl. Az alábbiakban az elmúlt két hónap felvételeibõl válogatunk, melyek a Szaturnusz mindeddig ismeretlen arcát mutatják be. A gyûrû drámai árnyékhatásai mellett a bolygó légkörének finom részletei is napvilágra kerültek, emellett pedig február 22-én a Titanról is készültek új radarképek. A következõ Titan-közelítés március 10-én lesz, így újabb eredmények a közeljövõben is várhatók.



2007. január 19-én készült elsõ képünk a gyûrûrõl, kb. 40 fokos hajlásszögben a gyûrû síkja felett. A kép célja a gyûrûk egészének megörökítése volt, így a viszonylag hosszabb expoziciós idõ miatt a bolygó Nap felõli oldala túlexponált.


Két nappal késöbb a Cassini már 1,6 millió km-es távolságban járt a Szaturnusztól. A legkülsõ, F jelzésû vékony gyûrû csomói az egyenetlen anyageloszlást mutatják. A felvétel nagy felbontású változatán három hold is felfedezhetõ: az Epimetheus 1 óra irányában, a Pandora 5 óránál, valamint a Janus 10 óránál.


Ehhez a képhez egy mozgófilm is kapcsolódik, amely az ûrszondát mutatja a gyûrû síkján való áthaladás közben. A film kezdetén a gyûrû napsütötte részén járunk, s amint az ûrszonda délrõl északra haladt kb. 900 000 km távolságban, a gyûrûre elõször felülrõl láthatunk rá, majd egy vékony síkká válik, végül ismét láthatóvá válnak részletei, de már a túloldalról, enyhe megvilágításban. A film mintegy 12 órát ölel át idõben, miközben hat hold halad át a látómezõn. A legnagyobb közülük az Enceladus, amely balról jobbra halad el, mutatva pályasíkjának eltérését a gyûrû síkjától. A második legnagyobb átvonuló hold pedig a Mimas, a látóirány változása miatt jobbról balra haladva.


Sötét és éles körvonalú gyûrûárnyék a Szaturnuszon. A bolygó felszínén feltûnik az északról délre haladó színváltozás, amire máig nem találtak kielégítõ magyarázatot a Szaturnuszt kutató tudósok. A Voyager ûrszondák 1980-as években készült felvételein sokkal egyenletesebb színû volt a bolygó, míg a Cassini 2003-as megérkezésekor már megfigyelhetõ volt a kékes szín. Ekkor a bolygó északi felén éppen befejezõdött a tél, így a tudósok egyik elképzelése, hogy a légkör évszakos változásai okozzák a színkülönbséget. Érdekes még, hogy a színeken kívül a felhõalakzatok is eltérést mutatnak a különbözõ szaturnuszrajzi szélességeken. Nagyobb szélességeken fényes, különálló felhõk látszanak, míg az egyenlítõ környékére hömpölygõ, egységes felhõsáv jellemzõ, benne világos és sötét örvényekkel. A kép 1,2 millió km-es távolságból készült.


A Szaturnusz káprázatos színei és színárnyalatai (pasztellkék, rózsaszín, zöld és arany). A kép nagyobb felbontásó változatán a bolygó nyugati pereméhez közel (7 óra irányában) látható a Janus.


A kék és arany Szaturnusz, távolban a Dione holddal.


A Cassini a Szaturnusz alatt, visszapillantva a bolygósarlóra és a jeges gyûrûkre. A déli pólus közepén egy hurrikánra emlékeztetõ óriási pörgõ vihar.


Az óriásbolygó változatos világa: légkörében hatalmas viharok tombolnak, gyûrûi õsi ütközések nyomairól árulkodnak, míg holdjai az élet eredetérõl szolgálhatnak fontos információkkal.


A Szaturnusz három kis holdja. Jobbra lenn a két kis hold az F gyûrû terelõholdjai, a Prometheus és a Pandora. Felül a kétarcú Janus.


A jelenlegi nagy hajlásszögû keringésbõl a Cassini júniusban ismét visszatér a gyûrû síkjába.

Forrás: NASA

Galaktikus sebességszabály
2007. március 9., péntek, 11:30

A Hubble-ûrteleszkóppal közel 50 ezer távoli csillagvárost örökítettek meg egy olyan kutatási program során, amelynek eredményei hozzájárulnak a galaxisok tömege és csillagaik keringési sebessége közti kapcsolat megállapításához.

A Hubble-ûrteleszkóppal (HST) az Ursa Major (Nagy Medve) csillagképben távoli csillagvárosokat örökítettek meg. A program keretében több mint 500 felvételt rögzítettek errõl az égterületrõl, közel egy év alatt. A felvételekbõl egy nagy mozaikot állítottak össze, amelyen nagyságrendileg 50 ezer galaxis látható. Az így nyert 1,1 x 0,15 fokos területet ábrázoló kép mintegy 3 milliárd pixelt tartalmaz.

A vizsgálat célja, hogy az eltérõ korú csillagvárosok megfigyelésével minél több információt szerezzenek a galaxisok idõbeli fejlõdésérõl. Az adatok elemzése sok kutatónak fog még évekig munkát adni, de néhány érdekesség már most, a kiértékelés elején is feltûnt. Ezek között említhetõ például egy vöröses elliptikus óriásgalaxis, amelynek centrumában két fekete lyuk található. A két objektum 4000 fényévre van egymástól, egyikük 0,5, a másik 5 millió naptömegû lehet. A HST részletes felvételeit az AEGIS nevû projektben is felhasználták, amelyben a csillagvárosok alapvetõ jellemzõit tanulmányozzák.

A galaxisok tömege és a bennük lévõ csillagok, gázfelhõk keringési sebessége között kapcsolat várható. Egyszerûen fogalmazva minél nagyobb egy csillagváros tömege, annál gyorsabban keringenek benne az objektumok a centrum körül - bár a gyakorlatban az összefüggés lényegesen bonyolultabb. A spirális galaxisok esetében ehhez hasonló összefüggést az ún. Tully-Fischer-reláció formájában azonosítottak, mely szerint a galaxisok teljes energiakibocsátása (amivel arányos a tömegük) és a bennük lévõ objektumok keringési sebességének eloszlása között kapcsolat van - ezt elsõként 30 éve, néhány közeli spirális galaxisnál mutatták ki. Hasonló szabályosság az elliptikus galaxisokra is létezik a teljes energiakibocsátás és a sebességeloszlás között, amelyet Faber-Jackson-relációnak neveznek.

Susan Kassin (University of California, Santa Cruz) és kollégái 544 eltérõ típusú, 0,1 és 1,2 közötti vöröseltolódású, azaz 2 és 8 milliárd fényév közötti távolságban lévõ galaxist vizsgáltak. A munkára az említett AEGIS felmérésben került sor, amelyen közel 100 csillagász dolgozik 4 földi telepítésû és 4 Föld körül keringõ távcsõ eredményeit elemezve. A felmérés során kb. 150 ezer galaxist örökítettek meg eltérõ színképtartományokban, a rádiótól egészen a röntgen hullámhosszakig.



Az Ursa Major (Nagy Medve) csillagkép (balra) és a kérdéses felvétel (jobbra) számtalan távoli galaxissal (NASA, ESA, Davis (Univ. of California, Berkeley), Faber (Univ. of California, Santa Cruz), A. Koekemoer (STScI))



A felvételekbõl összeállított mozaik 5' átmérõjû részlete. A kép a WFPC-2 kamerával kék, zöld és vörös szûrõkkel készült. (NASA, ESA, M. Davis (University of California, Berkeley), S. Faber (University of California, Santa Cruz), and A. Koekemoer (STScI))

Az új vizsgálat alapján egy galaxis tömege és a benne lévõ égitestek keringési sebessége között a fent említetthez hasonló szabály mutatkozik - ráadásuk az eltérõ típusú, tömegû és korú galaxisok esetében egyaránt létezik az összefüggés. Ilyen értelemben elképzelhetõ, hogy a Tully-Fischer és a Faber-Jackson-reláció ugyanannak a most megfigyelt jelenségnek külön-külön, korábban azonosított része. Az új összefüggés visszamenõleg legalább 8 milliárd évre érvényes, amikor a galaxisok még sokszor "zilált" megjelenésûek voltak, feltehetõleg az akkoriban gyakori kölcsönhatások miatt. Úgy tûnik tehát, hogy a szabály a spirális és az elliptikus galaxisok mellett az összeolvadt csillagvárosokra is érvényes.

A jelenség olyan szempontból is érdekes, hogy míg a spirális galaxisok korongjában a csillagok rendezetten, azonos irányban mozognak, az elliptikus csillagvárosoknál hasonló nem figyelhetõ meg. Itt az objektumok egymástól erõsen eltérõ pályákon keringenek a centrum körül, amelyek nem párhuzamosak egymással, és nem csoportosulnak kitüntetett síkban. A most talált összefüggés mindennek ellenére mindkét galaxistípusra érvényes, és magyarázata a csillagvárosok kialakulásában keresendõ.

Kereszturi Ákos