KOZMOSZ

Meteorit landolt a hálószobában
2007. március 08., csütörtök

Égbõl hullott kõdarab zuhant be egy házba az amerikai Bloomington városkában.
felhívás

Március 5-én reggel, nem sokkal fél tíz után Dee Riddle bloomingtoni lakos (USA) éppen a konyhában tevékenykedett, amikor üvegcsörömpölés kíséretében egy pillanatra megremegett a házuk. A hang forrását keresve bukkant üvegcserepekre a hálószobában – mellettük pedig egy csillogó fekete kõdarabra a padlón. Kiderült, hogy a jövevény a két rétegû ablakon át érkezett, kilyukasztotta az íróasztalt, majd a székrõl továbbpattanva állt meg az ágyuk mellett. Az események rekonstruálása arra utal, hogy a 40 dekás test 71 fokos szögben zuhant be az ablakon, kb. 200-300 km/h-s sebességgel.


Ûrbéli jövevény az ablakon keresztül: a bloomingtoni meteorit.

Az Illionis State University geológusa, Robert Nelson vizsgálatai szerint a Riddle család váratlan vendége igen nagy bizonyossággal meteoritként azonosítható, azaz a bolygóközi térbõl érkezett. Nagy mennyiségben tartalmaz vasat, míg 402,21 g tömegéhez kb. 7 cm-es hosszúság, 6 cm-es szélesség és 1,5 cm-es vastagság társul. Sûrûsége mintegy kétszer akkora, mint a Föld felszínén található szikláké, felületén pedig olvadás jelei látszanak. Nelson és más szakértõk kizárják annak lehetõségét, hogy a kõdarabot valaki bedobta volna az ablakon, vagy hogy ún. ûrszemét (azaz mesterséges égitest darabja) lenne.


Az eset érdekessége, hogy nem ez az elsõ Bloomingtonra hulló meteorit: 1938-ban már landolt itt egy 67,8 grammos égi kõ.

Forrás: PJStar.com

CoRoT Ûrtávcsõ: út a csillagok belsejébe és új világok felé
2007. március 07., szerda

A CoRoT ûrprogramban résztvevõ Magyar Asztroszeizmológiai Csoport tevékenységérõl kaphatnak elsõ kézbõl információt az érdeklõdõk március 12-én az MTA Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében.
felhívás

2006. december 27-én sikeresen útjára indult Bajkonurból a CoRoT (Convection, Rotation and planetary Transits; Konvekció, forgás és bolygóátvonulások) ûrtávcsõ. A tisztán tudományos célt szolgáló ûreszköz a csillagok belsejét vizsgálja, csillagokban terjedõ hanghullámok okozta felszíni fényváltozások megfigyelésével. Az eljárás a Föld belsejét vizsgáló szeizmológiával rokon, ezért asztroszeizmológiának nevezik. Az ûrtávcsõ pontos mérései lehetõvé teszik, hogy csillagok olyan elhalványodásait is kimutassa, amit a Földnél kicsivel nagyobb, de ahhoz hasonló bolygók csillagkorong elõtti átvonulása okoz. A CoRoT az elsõ ûrprogram, amivel távoli csillagok körül keringõ ilyen új világok fedezhetõk fel – az elõzetes becslések szerint 10-40 ilyen felfedezés várható.

A CoRoT eredményei késõbbi ûrprogramok számára is tapasztalatokkal szolgálnak, pl. az ESA DARWIN projektjéhez, amely egy 4-5 ûreszközbõl álló flotillával keres majd olyan bolygókat, ahol az élet lehetséges.



A legközelebbi csillag, a Nap esetében, és a legjobb mûszerekkel is csak annak külsõ 400 km-es rétegébe láthatunk be közvetlenül (leszámítva a neutrinóknak a Nap magjából származó információját). Az ESA SOHO ûrtávcsöve már évek óta méri a Nap felszíni rezgéseit, amivel a magzati ultrahangokhoz hasonlóan a Nap belsejébe is bepillanthatunk. A CoRoT az elsõ európai ûrtávcsõ, ami a SOHO elvéhez hasonlóan képes a csillagok belsejébe látni. A CoRoT tudományos eredményei lényeges ismereteket adnak ahhoz, hogy a Napot más csillagokkal összehasonlíthassuk, és betekinthessünk a Nap jövõjébe. A csillagok belsejének megismerése nagyon fontos ahoz, hogy közelebb jussunk energiatermelésük és fejlõdésük megértéséhez. A csillagok hosszú távon stabil energiatermelése hozza létre az élet kialakulásához szükséges tartományokat a távoli naprendszerekben. A CoRoT két eltérõ kutatási területe az élet lételemét jelentõ csillagfény és a lakható bolygók vizsgálatával kapcsolódik egységbe, de mindkét területhez elengedhetetlen a csak a földi légkörön kívül megvalósítható, nagy pontosságú mérés.

A Francia Nemzeti Ûrügynökség (CNES) vezetésével nemzetközi összefogás keretében megvalósuló ûrprogram újabb fontos állomásához érkezett: a kalibrációs feladatok végeztével 2007. február 3-án megkezdte a tudományos méréseket. Ez ad aktualitást a Magyar Tudományos Akadémia Konkoly Thege Miklós Csillagászati Kutatóintézetében március 12-én tartandó CoRoT-napnak. A Magyar Asztroszeizmológiai Csoport Dr. Paparó Margit vezetésével 2005 eleje óta vesz részt a CoRoT fotometriai elõkészítõ munkájában. A csoport a Magyar Ûrkutatási Irodán keresztül ESA társult tagországként csatlakozott a programhoz. A CoRoT Nap francia és olasz kollégák részvételével összefoglalja a Magyar Asztroszeizmológiai Csoport kétéves szerteágazó tevékenységét.

Az elõadásokon bemutatják a CoRoT ûrtávcsõ elsõ megfigyelési idõszakának két kiválasztott fõ célpontját. Egy delta Scuti típusú (HD 181555) és egy béta Cephei típusú (HD 180642) csillag lehetséges rezgéseinek frekvenciája és amplitúdója a csillag mûködésének olyan fontos paramétereit szolgáltatja, mint a csillagmag mérete és kémiai összetétele, az égitest belsõ forgása és az energia csillagon belüli terjedésének eltérõ tartományai (sugárzási és konvekciós hõáramlás).

A rendezvényen ismertetik a nemzetközi versenyben sikert elért hazai pályázatukat egyes csillagok speciális rezgési állapotairól. Bemutatják a CoRoT-programban születõ nagy adatbázisok kezeléséhez elengedhetetlenül szükséges számítógépes eljárásokat. Az egész napos elõadássorozat szemlélteti, hogy a változócsillagok földi bázisú kutatásában hagyományokkal rendelkezõ kutatóintézet hogyan jut a jövõbe vezetõ úthoz, az ûrcsillagászathoz.

Új eredmények a Föld-Nap kapcsolatokról
2007. március 6., kedd, 0:29



A Nemzetközi Heliofizikai Év keretében egyhónapos elõadássorozat kezdõdik a Polaris Csillagvizsgálóban. A meghívott szakemberek a Napnak a Földre kifejtett hatásaival kapcsolatos új felfedezéseket tekintik át.

A Nap és a Föld közötti fizikai kapcsolatokat, azon belül is az ún. koronakitörések jellemzõit vizsgálják a nemrég startolt STEREO-ûrszondapárossal. Ez a két szonda bolygónkkal azonos pályán, a Föld elõtt, illetve mögött haladva figyeli csillagunkat, és képes a Napból kiáramló anyag térbeli viselkedését tanulmányozni.

2007. január 25-26. között egy nagy koronakitörést rögzített a két ûreszköz. Az esemény jellemzõit a két eltérõ helyrõl készült mérések alapján pontosan tudták rekonstruálni. Ez volt az elsõ alkalom, amikor sikerült egy koronakitörést a keletkezésétõl a kirobbanáson keresztül a távolodás fázisáig folyamatosan megfigyelni. A kidobódott részecskefelhõ legalább 1200 km/s sebességgel indult, majd késõbb némileg lassult. A sikeres megfigyelések egyik "mellékterméke" a McNaught-üstökös csóvájának megörökítése volt.

A koronakitörések megismerésében komoly elõrelépést hozhat a STEREO, a nagyenergiájú jelenség sok jellemzõjérõl ugyanis alig van ismeretünk. A részecskefelhõk térbeli viselkedésének tanulmányozása közelebb vihet bennünket annak megállapításához, hogy a felhõk útjuk során hol és miként lassulnak le jelentõsen.

Az alábbiakban a STEREO elsõ felvétele látható, amelyen egy koronakitörés mutatkozik (a fotót még 2006. december 9-én rögzítette a SECCHI/Cor2 detektor). A Nap képét bal odalon a koronagrágf központi eleme takarta ki, hogy az érzékelõre ne jusson túl erõs sugárzás. Központi csillagunk méretét a fehér gyûrû jelzi. Maga a kilövellt anyagtömeg jobbra látható, melynek elvégzõdése enyhén megcsavarodott - feltehetõleg a benne lévõ mágneses tér következtében.



A 2006. december 9-én rögzített koronakitörés képe (NASA)

A két STEREO-szonda tökéletes állapotban van, üzemelésük a tervek szerint halad. A hivatalosan három év élettartamúra tervezett program jelenlegi fázisában a szondák üzemanyagtartályában lévõ hajtóanyag akár egy évtizedre is elegendõ, amellyel rendszeresen pontosítani képesek a pozíciójukat. Szintén az ûr-idõjárás elõrejelzés terén tevékenykednek a nemrég startolt THEMIS-mûholdak.

Kereszturi Ákos

http://saturn.jpl.nasa.gov/spacecraft/subsystems-cassini.cfm
pedig nem titok, itt van a meghajtó és a finommódosító hajtómûvek leírása

Hát szépnagy pályamódosításokra képes ez a cassini. Ezért keresgéltem hogy milyen hajtómûvet használ, de nem találtam róla semmit :\ hmm...

Soha nem látott képek a Szaturnuszról
2007. március 2., péntek, 11:04


A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda egyedülálló képeket közvetített a bolygót övezõ gyûrûrendszerrõl. Korábban egyetlen ûreszköz sem tudta a gyûrûket ilyen "magasról" megörökíteni.

A Szaturnusz körül keringõ Cassini-ûrszonda pályája gyakran változik, de általában a holdak és egyben a gyûrû pályasíkjában mozog. Az elmúlt hónapokban azonban változott a helyzet: jelenlegi útvonala messze a rendszer fõsíkja fölé viszi az ûreszközt. Ebben a helyzetben nem tud a holdak közelében elhaladni, a gyûrûrendszerre azonban nagyszerû rálátása nyílik.

Nézze meg a Szaturnuszról készült pazar képeket a NASA felvételeibõl készült galériánkban!

Jelenleg olyan panoráma tárul a kamera objektívje elé, amilyet korábban soha nem láthattunk - a korábbi ûrszondák mind a Naprendszer, így a gyûrûk és a holdak fõsíkjában mozogtak. A Cassini három hónappal ezelõtt délrõl északra haladt át a gyûrûk fõsíkján, azóta "emelkedõben" van, így nyílik egyre jobb rálátása a rendszerre. Júniustól ismét a rendszer fõsíkjához közeli pozícióba kerül.

Ízelítõ a galériából: az alábbi felvételt a Cassini 36 fotójából állították össze, melyeket 1,23 millió km távolságból rögzített 2007. január 19-én, egy 2,5 órás intervallumban. Jól megfigyelhetõ a gyûrûrendszer szerkezete, a gyûrûk árnyéka a bolygó korongján, illetve magának a Szaturnusznak a gyûrûrendszerre vetett árnyéka is.



A gyûrûs bolygó "felülnézetbõl" (NASA/JPL/Space Science Institute)

Péntek hajnalban elfedte a Hold a Szaturnuszt
2007. március 02., péntek

Március 2-án hajnalban elfedte a Hold a gyûrûs bolygót. Folyamatosan bõvülõ galériánkban a legszebb felvételekbõl válogatunk.
felhívás

Mint arról korábbi hírünkben beszámoltunk, egy nappal a teljes holdfogyatkozás elõtt a Hold máris magára vonta a figyelmet: március 2-án hajnalban elfedte a Szaturnusz bolygót. A jelenség csak Európában volt megfigyelhetõ, így elvileg hazánkból is látszott, bár az idõjárás nem volt túl kegyes hozzánk. Az alábbiakban az internetes források legszebb képeibõl válogatunk. Ön is megörökítette a jelenséget? Küldje el képét a [email protected] az e-mail cím védve van reklámlevelek ellen. Javascript-re van szüksége, hogy megnézze. címre!


Pete Lawrence felvétele a fedés elõtti pillanatokból.


Eric von der Heyden fotója (Németország). A Szaturnusz a kép
alján található, a kivágás ezt a területet mutatja nagyítva.


S. Weiller felvétele St Rémy les Chevreuse városából (Franciaország).


Sebastien Kersten felvétele Belgiumból.


Félig eltakart Szaturnusz. (Jean-Christophe Dalouzy, Franciaország


Újra látható a gyûrûs bolygó! (Pete Lawrence, Nagy-Britannia).



Forrás: Spaceweather.com

Hûvös meglepetés a forró napszélben
2007. február 28., szerda

Az Ulysses-szonda mérései alapján a Nap északi pólusa lényegesen alacsonyabb hõmérsékletû a déli pólusnál.
felhívás

Az európai és amerikai együttmûködésben 1990 októberében felbocsátott közös napkutató szonda idén harmadjára repül el központi csillagunk pólusa felett. Az ûrszonda nem szokványos, a Naprendszer fõsíkjára merõleges pályáját a 15 évvel ezelõtti Jupiter-közelítésnek köszönheti, azóta két alkalommal – 1994/1995-ben és 2000/2001-ben – is elrepült a Nap pólusa felett.


Az Ulysses pályája a Naprendszerben. (ESA)


Már az elsõ pólus feletti repülésnél is felfigyeltek a kutatók a hõmérsékelteloszlás ezen különlegességére, amit akkor kétkedéssel fogadtak, de a 2007-es, déli pólusra vonatkozó adatok megerõsítették a jelenség létezését. Mivel a szonda kb. 300 millió km-re halad el a pólusok felett, a napszélben lévõ, hatszorosan és hétszeresen ionizált oxigénatomok gyakorisági arányából lehet következtetni a poláris napszél hõmérsékletére, ami hozzávetõleg egymillió fok. Azonban a pólusok irányában a hõmérséklet eltér: jelenleg az északi pólusról kiinduló napszél kb. 80 ezer fokkal hidegebb.

A különleges hõmérsékleti viszonyok oka a Nap mágnesességében keresendõ. A mágneses tér a pólusok környezetében mintegy "megnyílik" (ezek az úgynevezett koronalyukak), és itt a Nap légkörének egy része eltávozhat – létrehozva a bolygóközi térben is detektálható töltött részecskék felhõjét, azaz a napszelet.


Fantáziakép a Nap déli pólusánál járó Ulysses szondáról. (ESA)


De mi okozhatja az aszimmetriát? Hasonló jelenséget a Földön is megfigyelhetünk, hiszen a sztratoszféra hõmérséklete a déli sark felett alacsonyabb. Ennek oka a kontinensek egyenlõtlen eloszlása (az északi félgömbön több földrész található) és a levegõtömegek bonyolult légköri körzése. Napunk esetében a mágneses tér aszimmetriája játsza a fõszerepet: az északi mágneses pólus környezetében hûvösebb a napszél. Az 1994-es közelítés óta a 11 éves napciklusnak megfelelõen felcserélõdött a Nap globális polaritása és a mért hõmérsékleti aszimmetria is megfordult, azaz akkor a déli pólus volt hidegebb, most az északi. A 2008-as északi pólusközelítés remélhetõleg még közelebb visz minket a Nap ezen különlegességének megértéséhez.


A napszél hõmérsékletének változása az idõ függvényében, azaz az Ulysses pályája mentén (millió fokban). (R. von Steiger és G. Gloeckler)



Forrás: NASA sajtóközlemény 2007. február 20.

A Plútó-szonda a Jupiter mellett
2007. március 1., csütörtök, 0:08

A tavaly januárban felbocsátott New Horizons ûrszonda mindössze egyéves utazás után már a Jupiter távolságában jár. Az óriásbolygó a tervezett mértékben lendített a szondán végsõ cépontja, a Plútó felé. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek.


Az Io 2006. február 26-án 4 millió km távolságból a LORRI detektor felvételén. Fent egy 3 millimásodperc expozíciós idejû kép, alatta pedig egy tízszer hosszabb expozícióval készült felvétel látható. Utóbbin egy 250-300 km magas kitörési felhõ is megfigyelhetõ (fent), míg a korong jobb oldalán néhány hegy is feltûnik, amelyek magas csúcsa napfényt kap (NASA, JPL)


A New Horizons 2007. február 28-án (szerdán), magyar idõ szerint 6:43-kor haladt el a Jupiter mellett 2,3 millió kilométer távolságban. Az esemény nem volt szoros közelítés, ez a távolság a négy nagy Galilei-féle hold pályáján is kívül esik. A viszonylag messzi elhaladásra a Jupiterhez közeli térségben jellemzõ intenzív sugárzások miatt került sor, ami erõsen megterhelte volna a szonda berendezéseit.

A Jupiter-közelítés fontos hintamanõver volt, melynek során az óriásbolygó kb. 4 km/másodperccel növelte meg a szonda sebességét, amely így 23 km/másodpercre növekedett. Ennek révén a New Horizons a terveknek megfelelõen, 2015 júliusában fog a Plútó és holdjai mellett elhaladni - a manõver nélkül három évvel tovább tartott volna az utazás. (Mint arról részletesen beszámoltunk, a Rosetta nevû üstököskutató ûrszoda hasonló manõvert hajtott végre a napokban a Marsnál.)

Mindezeken túl a közelítés nemcsak a mûszerek tesztelésére ad lehetõséget, de sok új eredményt is szolgáltathat a Jupiterrõl és a körülötte mozgó égitestekrõl. A Jupiter-közelség során közel 700 különféle megfigyelést terveznek a szakemberek, amelyek együttesen több adatot fognak nyújtani, mint amennyi a sokkal rövidebb Plútó-közelítéskor nyerhetõ.

A legnagyobb közelség alatt a négy Galilei-féle hold a szondához képest a bolygó túloldalán volt, de így is érdekes felvételek készültek róluk. A Jupiterrõl és légkörérõl, különösen a bolygón elõforduló sarki fényekrõl az eddigi legrészletesebb megfigyelések várhatók az infravörös tartományban. Emellett a felvételek alapján könnyen elképzelhetõ, hogy új apró holdakat is találnak a ma ismert 63 kísérõ mellett. Az eddig lesugárzott eredmények máris több érdekességgel szolgáltak, az Io esetében például a Tvashtar névre keresztelt vulkáni központ felett sikerült egy kitörési felhõt megörökíteni (lásd a felsõ képpáron).

Az óriásbolygótól távolodva eddig példa nélküli lehetõség nyílik majd a Jupiter kiterjedt magnetoszférájának megfigyelésére, a New Horizons ugyanis idén júniusig a Jupiter mágneses terének uszályában marad. Az óriásbolygó magnetoszférája a Nappal ellentétes irányban hosszan elnyúlik, alkalmanként a Szaturnuszig is elér. Ebben a térrészben fog a New Horizons közel 100 millió km-t haladni, messze többet, mint elõtte bármely más ûrszonda.

A napokban nem csak a New Horizons, de sok földi és Föld körül keringõ teleszkóp is figyeli az óriásbolygót, hogy méréseiket össze lehessen vetni a szonda megfigyeléseivel. A New Horizons a nyolcadik ûreszköz, mely meglátogatja a Jupitert - utoljára a Galileo vizsgálta az óriásbolygót és környezetét. A mostanihoz hasonló rövid látogatást tett 2000-ben a Szaturnusz felé tartó Cassini-ûrszonda is, négyszer messzebb elhaladva az óriásbolygó mellett, mint most a New Horizons.

Idén nyáron, a Jupiter-közelség után a Plútó-szonda berendezéseinek többségét lekapcsolják, és csak a 2015 júliusban esedékes Plútó-közelítés elõtt öt hónappal helyezik õket újra mûködésbe.



A New Horizons felvételeibõl összeállított mozaik a Kis Vörös Foltról, melyet a LORRI képfelvevõ rögzített 2007. február 26-án 3,5 millió km távolságból. A 17 km felbontású képen az éppen az éjszakai oldalra forduló terület átmérõje 30 ezer km.(NASA, JPL)



Fantáziarajz a New Horizons ûrszonda Jupiter melletti elhaladásáról (NASA, JPL)

Kereszturi Ákos

Sikeresen tesztelték a Rosetta-ûrszondát a Mars közelében
2007. február 28., szerda, 0:24


Mint arról hétfõn már röviden beszámoltunk, az Európai Ûrügynökség (ESA) Rosetta nevû üstököskutató ûrszondája az elmúlt hétvégén 250 kilométerre haladt el a Mars mellett, miközben felvételeket készített és adatokat gyûjtött a vörös bolygóról. A Mars-közelítés célja az volt, hogy a bolygó gravitációja lendítsen egyet az ûrszondán (az ûrkutatásban e gyakran alkalmazott módszert hintamanõvernek is nevezik). A mûvelet sikerrel zárult, a Rosetta immár nagyobb sebességgel folytathatja útját a Csurjumov-Geraszimenko-üstököshöz, ahová a tervek szerint 2014-ben érkezik meg.


A Mars-közelítés kitûnõ alkalmat adott arra, hogy mind a Rosetta fõegységének, mind az erre felszerelt leszállóegységnek néhány érzékelõjét kipróbálják. A mûszerek tesztjei az eddigi értékelések alapján teljes sikerrel zárultak.

A legnagyobb marsközelség idején a Rosetta fõegységének legtöbb érzékelõjét kikapcsolták, de a leszállóegység kamerája mûködött, és látványos felvételt rögzített a vörös bolygóról. A Philae ekkor üzemelt elsõ alkalommal teljesen önállóan, az ehhez használt energiát sem az anyagszondától, hanem saját akkumulátoraitól kapta. A leszállóegység ROMAP nevû detektora a vörös bolygó mágneses terét vizsgálta. A mérés érdekes eredményeket tartogathat, a Rosetta ugyanis olyan pályán haladt el a bolygó mellett, amely eltér a korábbi szondák útvonalától.

Korábban az OSIRIS kamera és spektroszkóp is készített felvételeket a
Marsról.
Az alábbi ábrán a bal oldalon lévõ kék felvétel egy kompozitkép, amely fõleg az ultraibolya tartományban mutatja a korong nagy részét borító felhõzetet. A középsõ felvétel a közeli infravörös, a közeli ultraibolya, valamint a látható tartomány zöld hullámhosszait áteresztõ szûrõkkel készült. Ezekben a tartományokban átlátszóbb a légkör, és jól kivehetõ az északi és a déli pólussapka. Jobbra pedig egy kinagyított részleten magasszintû vízjég felhõk láthatók a korong peremén.


A Mars az OSIRIS kamera felvételein, eltérõ hullámhosszakon megörökítve (ESA)

A további út

A Rosetta legszorosabban 2007. február 25-én közelítette meg a vörös bolygót, körülbelül 10 km/s-os relatív sebességgel haladva el mellette, 250 kilométeres távolságban. Az ekkor végrehajtott hintamanõver révén az ûreszköz olyan pályára állt, amely átmenetileg visszahozza bolygónkhoz, és a Föld mellett elhaladva újabb lendületet nyer majd.

A szonda a következõ idõszakban két kisbolygót is megközelít: 2008 szeptemberében a néhány km-es 2867-Steins, 2010 júliusában pedig a közel 100 km átmérõjû, 21-es sorszámú Lutetia aszteroidát látogatja meg. Bár ezek az égitestek még 200 millió km-nél is messzebb vannak a Rosettától, kamerájával 2006. március 11-én a Steinst, majd 2007. január 2-án és 3-án a Lutetia kisbolygót is sikerült megörökítenie. A Lutetiát 36 órán keresztül követte, az ekkor rögzített fényességváltozás a kisbolygó tengelyforgási jellemzõinek pontos megállapításában segít majd.


A Philae leszállóegység CIVA képfelvevõjének fotója a Marsról, valamivel több mint 1000 km távolságból, elõtérben a szonda sziluettjével (ESA)

Magyar részvétel

A szondát 14 európai ország és az USA félszáz kutatóintézete, cége építette. A Rosetta programjának megtervezésében, a mûszerek építésében magyar intézetek, vállalatok is jelentõs részt vállaltak. A KFKI Részecske- és Magfizikai Kutatóintézetben (RMKI) Szegõ Károly ûrfizikus vezetésével új üstökösmodellt dolgoztak ki, sikeresen írták le az üstökösmagok felszínének viselkedését. Az RMKI és az SGF Kft mérnökei Szalai Sándor vezetésével alkották meg a leszállóegység központi számítógépét. Õk fejlesztették a leszállóegység földi szimulátorát is. Az RMKI és a KFKI Atomenergia Kutatóintézet munkatársai tudományos mûszerek tervezésében is részt vettek, a Budapesti Mûszaki és Gazdaságtudományi egyetem ûrkutatói pedig a fedélzeti energiaellátó és -elosztó rendszer tervét készítették el.

A Mars-közelítés során a leszállóegység a próbaüzemelést teljes sikerrel zárta, autonóm módon, azaz földi irányítás nélkül sikeresen végezte el feladatait. Baksa Attila, a KFKI Technikai Fõosztály Ûrkutató Csoportjának tudományos munkatársa az MTI-nek elmondta: a leszállóegység fedélzeti számítógépe elõször mûködött úgy, ahogy majd a végsõ célponton, a Csurjumov-Geraszimenko üstökösön fog 2014-ben.

Történelmi jelentõségû küldetés

Az üstökös közelébe érve a Rosetta ûrszonda két részre válik szét. Fõegysége az üstökös körüli pályára áll (elõször az ûrkutatás történetében), a Philae pedig leereszkedik az üstökös felszínére (erre sem volt még példa). A Rosetta lesz az elsõ ûreszköz, mely együtt repül egy a Nap felé közeledõ üstökössel, és elsõként figyeli meg, hogyan alakítja át a Nap melege az üstökös fagyott felszínét. A leszállóegység mûszerei közvetítenek elõször képet egy üstökös felszínérõl, és vizsgálják meg a helyszínen az üstökösmag anyagait.

Az üstökösök a Naprendszer õsi anyagát hordozzák, ennek helyszíni tanulmányozása a Naprendszer õstörténetének feltárásához fog hozzásegíteni. Korábban már kimutatták, hogy az üstökösök bonyolult, szénben, hidrogénben, oxigénben és nitrogénben gazdag szerves molekulákat tartalmaznak. A Rosetta segíthet annak az alapvetõ kérdésnek a megválaszolásában is, hogy volt-e szerepe az üstökösöknek a földi élet megszületésében.

Kereszturi Ákos

Elõször mutatták ki molekulák nyomait egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörében
2007. február 26., hétfõ, 23:08


Elsõ alkalommal sikerült egy Naprendszeren kívüli planétáról, egy exobolygóról annyi sugárzást összegyûjteni, hogy molekulák nyomát tudták kimutatni a légkörében - korábban ez csak egy-egy atom esetében sikerült. A légkör szárazabbnak és porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygóatmoszférák vizsgálatában.

A csillagászat egyik legdinamikusabban fejlõdõ területe a Naprendszeren kívüli bolygók kutatása, melynek újdonságairól rendszeresen beszámolunk rovatunkban. Az elmúlt körülbelül két évtizedben több mint 200 exobolygót fedeztek fel, melyek szinte mindegyike óriásbolygó, a csillagához igen közel keringõ "forró Jupiter" típusú planéta. A mûszerek és észlelési módszerek fejlõdésével egyre kisebb tömegû objektumokat sikerül észlelni, biztosan azonban még nem állíthatjuk, hogy a Földhöz hasonló tömegû égitestet is találtak Naphoz hasonló csillag körül (egy neutroncsillag esetében van ilyen eredmény).

Az exobolygó-kutatás egyik legizgalmasabb területe a bolygólégkörök (összehasonlító) vizsgálata, amely mindössze 6 éves múltra tekint vissza: 2001-ben észlelték elsõ ízben közvetlenül egy Naprendszeren kívüli bolygó légkörét. Az úttörõ jellegû megfigyelés a Föld körül keringõ Hubble-ûrtávcsõ (Hubble Space Telescope, HST) nevéhez fûzõdik.

Azóta már több hasonló megfigyelés történt, és bizonyos szerencsés körülmények között arra is lehet következtetni, hogy milyen elemek vannak a légkörben. 2004 februárjában elõször fedeztek fel elemi állapotú oxigént és szenet egy exobolygó atmoszférájában, ugyancsak a Hubble alkalmazásával.

Az elmúlt idõszakban a Spitzer-ûrteleszkóppal is több fontos megfigyelést végeztek az exobolygókkal kapcsolatban, például elõször sikerült közvetlenül észlelni sugárzást ilyen égitestekrõl. A legújabb "nagy dobás" ugyancsak a Spitzerhez fûzõdik, az alábbiakban ezt mutatjuk be részletesen.

Bolygó = (csillag + bolyó) - csillag

Az ûrteleszkóppal a HD 189733b és a HD 209458b jelû exobolygók infravörös sugárzását vizsgálták. Ezek az égitestek 60, illetve 153 fényévre vannak a Földtõl, a Vulpecula és a Pegasus csillagképben, és mindketten a forró Jupiterek kategóriájába tartoznak. (A HD 189733b planétát nemrég a magyar tervezésû és üzemeltetésû HAT robotteleszkóp-rendszer is sikeresen megfigyelte.)

A megfigyelés során azt tanulmányozták, miként változik az egyes exobolygók és csillaguk együttes infravörös színképe a planéta keringése során (színképüket nem sikerült külön-külön rögzíteni, mivel túl közel látszanak egymáshoz). Az elsõ színképet akkor vették fel, amikor az adott exobolygó a Földrõl nézve a csillaga mellett látszott, a másikat pedig akkor, amikor mögötte volt - utóbbi esetben csak a csillag hagyott nyomot a színképben, a planéta viszont nem. Ezután a csillag és az exobolygó együttes sugárzásából levonták a csillagnak a bolygó nélküli sugárzását: így sikerült elkülöníteni a távoli planétáról érkezõ infravörös hullámhosszakat. Mindez csak az infravörös tartományban lehetséges, ahol nem túl erõs a csillag sugárzása az exobolygóhoz képest.


A megfigyelés lépései. 1) A csillag és az exobolygó együttes színképének rögzítése 2) A csillag színképének rögzítése az exobolygó nélkül 3) A csillag és az exobolygó együttes színképébõl a csillag színképének levonása után visszamarad a planéta színképe (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)

Úttörõ eredmény, bizonytalan színkép

A napokban közzétett beszámoló szerint elsõ alkalommal sikerült olyan színképet rögzíteni, amelyben már nemcsak elemi állapotó atomok, hanem molekulák is azonosíthatók - lennének. Ám az elemzések eredménye meglepte a szakembereket: mindkét planéta színképe "egysíkú" és jellegtelen volt, alig mutatkoznak bennük molekuláktól származó színképvonalak. Ami a legfurcsább, hogy egyáltalán nem sikerült vizet kimutatni, pedig ez az anyag elméletileg az egyik legfontosabb összetevõje ezeknek az égitesteknek. Bár a megfigyelések kiértékelése még nem jutott odáig, hogy a spektrumban rögzített összetételt részletesen megállapítsák, kimondható, hogy H2O-nak nyoma sem mutatkozik. Annyit sikerült csak megállapítani, hogy a HD 209458b színképében a 9,65 mikrométer körüli sugárzás (emisszió) szilikátszemcséktõl származhat. Emellett 7,78 mikrométeres hullámhossznál olyan azonosítatlan vonal mutatkozik, amely talán valamilyen széntartalmú anyagtól származhat.

A H2O színképvonalainak hiánya azonban nem feltétlenül jelenti azt, hogy a távoli bolygó légkörében nincs is ilyen anyag. Elképzelhetõ, hogy sok olyan egyéb molekula fordul elõ, amelyek emissziójától nehezen vehetõk észre a H2O vonalai. A HD 209458b esetében az apró, lebegõ szilikátszemcsék poros felhõk formájában akár el is takarhatják a náluk mélyebben lévõ vízréteget (bár ilyen magaszintû porfelhõkre nem találunk példát a Naprendszerben).


A HD 209458b jelû exobolygó infravörös spektruma, amelyben eddig szilikátszemcsék és a széntartalmú molekulák jellemzõit azonosították, H2O-nak azonban (egyelõre) nyoma sincs (NASA, JPL-Caltech, Richardson, GSFC, Spitzer, IRS)

Korábban a HST megfigyeléseivel a HD 209458b esetében már a nátrium, az oxigén, a szén és a hidrogén jelenlétét is sikerült kimutatni, amelyek a légkör felsõ tartományában lehettek. A spektrum részletes elemzésével hamarosan kiderülhet, hogy ezek milyen molekulákká állnak össze.

A két exobolygó légköre tehát szárazabbnak, illetve porosabbnak mutatkozik, mint várták, az eredmény mégis újabb fontos lépés a bolygólégkörök vizsgálatában. Tény azonban, hogy az általunk ismert életet egyelõre csak a Földhöz hasonló kõzetbolygókon vagy holdakon tudjuk elképzelni, s ilyet egyelõre nem ismerünk. Az igaz áttörés akkor várható, ha ezeken tudjuk majd vizsgálni a légkört, olyan árulkodó jelek után kutatva (pl. oxigén, ózon), amelyek biológiai tevékenységre utalnak. A remények szerint erre 10 éven belül sor kerülhet.

Kereszturi Ákos

Teljes holdfogyatkozás lesz szombaton
2007. február 26., hétfõ

Március 3-án, szombat éjszaka teljes holdfogyatkozás látható hazánkból. Cikkünkben megtalálható a hazai bemutatóhelyek listája, illetve letölthetõ egy részletes tájékoztató is.

Március 3-án hosszú idõ után ismét teljes holdfogyatkozást figyelhetünk meg hazánkból. Az esemény szombatról vasárnapra virradóra történik, a szerencsés idõpont így lehetõséget ad a pihenésre is. A teljesség idején a Hold delelni fog, az Oroszlán csillagszegény vidékén láthatjuk a vöröslõ, megfogyatkozott fényû Holdat. A teljesség idõtartama 73 perc lesz. A Hold természetesen nem fog teljesen eltûnni, azonban a változás így is drámai lesz.


A fenti ábrán a holdfogyatkozások geometriája látható. A jelenségre csak teleholdkor kerülhet sor, de mivel a Hold pályasíkja nem esik pont egybe a Föld napkörüli keringési síkjával, nincs holdfogyatkozás minden teleholdkor. Általában kísérõnk az árnyékkúp "alatt" vagy "felett" halad el. Március 3-án szerencsénk lesz, ekkor a Hold a földárnyékot "telibe" találja.

Bolygónk árnyékkúpjában két nagy tartományt különítünk el. A külsõ, szürkés része az ún. félárnyék, innen nézve a Föld csak a Nap egy részét takarja ki — a Hold itt alig sötétedik el. Az árnyék belsõ, az ábrán fekete tartománya pedig a teljes árnyék — ha a Holdról figyelnénk a jelenséget, a Föld itt teljesen kitakarná a napkorongot.

A teljes árnyék, vagyis az umbra geocentrikus átmérõje a Hold távolságában kb. 82 ívperc. Bár közvetlen napfény nem jut az umbrába, azért mégsem teljesen sötét. A vörös fény, amely kevésbé szóródik a földi atmoszférában (és napnyugtakor vörösre festi az égboltot), a Föld árnyékkúpjába is behatol. Egy képzeletbeli holdi megfigyelõ a holdfogyatkozás alkalmával a Föld korongja körül egy vörös fénygyûrût lát (azon helyeket, ahol a Nap éppen kel, vagy nyugszik). A a vörös fény pedig homályosan világítja meg az elfogyatkozott teleholdat. E gyenge vöröses fény intenzitása a Föld atmoszferikus körülményeitõl függ. Általában a teleholdra esõ fény tízezred és ötmilliomod része között változik (a telehold fényessége 10-16 magnitúdót esik a fogyatkozás során).

Az umbrát a penumbra veszi körül, amely kb. 32 ívperc szélességû gyûrû. A földárnyék teljes szélessége így kb. 146 ívperc. A penumbrában lévõ holdi megfigyelõ úgy látja, mintha a Föld „beleharapott” volna a Napba, azaz részleges napfogyatkozást észlel. Ekkor a Földrõl nézve a telehold kissé elhomályosulva látszik. A Holdnak az a része, amely mélyebben van a penumbrában, azaz közelebb az umbrához, szürkébb, mivel ott már kisebb a megvilágítás mértéke.

A jelenség során figyeljük meg a teljes árnyék görbületét! Már ebbõl a szabadszemes megfigyelésbõl is megbecsülhetjük, hogy bolygónk kb. négyszer nagyobb, mint a Hold átmérõje. A teljesség alatt figyeljük meg az égbolt állapotát: mivel a Holdat, mint égi lámpást ekkor takarékra kapcsolják, sokkal több csillag látszik majd.


Kontaktusidõpontok:

félárnyékos fogyatkozás kezdete 21:16
részleges fogyatkozás kezdete 22:30
teljes fogyatkozás kezdete 23:44
teljes fogyatkozás közepe 0:21
teljes fogyatkozás vége 0:58
részleges fogyatkozás vége 2:12
félárnyékos fogyatkozás vége 3:25


A holdfogyatkozás kontaktusainak idõpontjai


A március 3-i távcsöves bemutatók helyszínei
A jelenség alkalmából az ország több pontján várják az érdeklõdõket segítõkész csillagászok és amatõrcsillagászok (jellemzõen alacsonyra szabott belépõdíjak fejében, vagy ingyenes részvételt biztosítva). A fogyatkozás éjszakáján a Polaris Csillagvizsgálóban a távcsöves bemutató mellett az alábbi elõadások várják az érdeklõdõket:

21:00 Megnyitó (Mizser Attila, Kereszturi Ákos)
21:20 A holdfogyatkozások kialakulása (Rieth Anna)
22:00 A Hold földrajza (Kereszturi Ákos)
22:30 Leszállóhelyek és megfigyelésük a Holdon (Jakabfi Tamás)
23:00 Vissza a Holdra - az új emberes holdprogram (Horvai Ferenc)

Az országos távcsöves bemutatók során — amellett, hogy távcsõben, nagy nagyítás mellett is megcsodálhatjuk a vöröses színekben pompázó égitestet — szakértõ magyarázatot kaphatunk a holdfogyatkozásról és más csillagászati jelenségekrõl, illetve tanácsot kérhetünk csillagászati jelenségek észlelésével és fotózásával kapcsolatban is.

Az MCSE és társszervezetei az alábbi távcsöves bemutatókon Önt is sok szeretettel várják!


Bóly Batthyány tér, az új szökõkút mellett
Budapest MCSE Polaris Csillagvizsgáló (központi helyszín)
Budapest, III. Laborc u. 2/c
Budapest Uránia Csillagvizsgáló
Dávod Május 1. út 17.
Eger Dobó Tér
Esztergom Dobó Katalin Gimnázium melletti parkoló
Gyöngyös Fõ tér, 22:30-tól 02:30-ig
Hegyhátsál Hegyháti Csillagvizsgáló
Kecskemét A Kecskeméti Planetárium elõtt (MCSE Kiskun Csoport)
Kisnána Szabadság út 63.
Kisújszállás Apafi utca 39.
Mohács Felsõ-Dunasor 9. elõtti sétányszakasz (gátsétány)
Nagynyárád Általános Iskola
Nagykanizsa Canis Maior Csillagda (Veszprémi Egyetem, új nevén Pannon Egyetem kihelyezett székhelyének udvara, a volt Úttörõháznál)
Nyírbátor Papok Rétje
Sopron harkai plató, az autósgyakorló pálya nyugati széle
Sülysáp Úri út mellett, a leendõ csillagda helyén
Székesfehérvár Terkán Lajos Bemutató Csillagvizsgáló
Szolnok Jubileum téri toronyház 23. emelete

Kozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhõben
2007. február 25., vasárnap

Színpompás szupernóva-maradvány a Hubble Ûrtávcsõ felvételén: 20 éves az SN 1987A.

Húsz évvel ezelõtt fedezte fel Ian Shelton kanadai csillagász az 1604 óta legfényesebb szupernóva-robbanást. Az SN 1987A jelzésû objektum mintegy százmillió Nap fényteljesítményével ragyogott az 1987. február 24-i felfedezést követõ hónapokban, majd lassan halványodva tûnt el az észlelõk szeme elõl, átadva a terepet a csillagászat legérzékenyebb mûszereit használó obszervatóriumok számára.

Az elmúlt két évtizedben földi és ûrtávcsövek serege vizsgálta a robbanás maradványait, aminek eredményeként teljesen új megvilágításba kerültek a nagy tömegû csillagok halálára vonatkozó elméleteink. Kiderült például, hogy nem csak vörös szuperóriások, hanem forró, kék óriáscsillagok is felrobbanhatnak, míg a csillag körüli gyûrûs szerkezetek eredetére mindmáig nincs megnyugtató magyarázat.

Mivel a csillag a 163 ezer fényév távolságban levõ Nagy Magellán-felhõben, Tejútrendszerünk egyik legközelebbi kísérõgalaxisában robbant fel (Kr. e. 161 ezerben...), a legfinomabb részletek felbontására a Hubble Ûrtávcsõ alkalmas.


Az SN 1987A 2006 decemberében (STScI)

Robert Kirschner (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) és munkatársai másfél évtizede tanulmányozzák az SN 1987A-t az Ûrtávcsõ különbözõ mûszereivel. A legújabb felvétel tavaly decemberben készült az azóta meghibásodott Advanced Camera for Surveys (ACS) kamerával, és minden korábbinál tisztábban mutatja a szupernóva-maradvány részletes szerkezetét.

Az Ûrtávcsöves kutatások legfontosabb eredményei:

-a szupernóvát világító belsõ gázgyûrû veszi körül, melynek átmérõje kb. 1 fényév. Legalább 20 ezer évvel a robbanás elõtt már ott volt, és a 20 évvel ezelõtti robbanás röntgensugarai kezdettõl fogva fénylésre gerjesztik.

-két külsõ vékony gázgyûrû, melyeket földi távcsövek is észleltek. A HST képein finom szakadások látszanak rajtuk. Eredetük nem tisztázott megnyugtató módon, de valószínûleg a kék óriáscsillagként elszenvedett fellobbanások maradványai.

-legbelül egy homokóra alakú szerkezet alakult ki, mára egy tized fényév átmérõjûre növekedve. Két gömbszerû anyagcsomóból áll, melyek a szétrobbant csillagból jöttek létre, egymástól pedig mintegy 36 millió km/h sebességgel távolodnak.

-a szupernóva-robbanás lökéshulláma az elmúlt két évben elérte a belsõ gázgyûrût, amely ennek következtében fénylõ gyöngysorra kezd emlékeztetni.

A következõ évek várhatóan izgalmas új eredményeket hoznak. A lökéshullám a fénysebesség huszadával haladva a gyûrûrendszer egyre nagyobb hányadát gerjeszti fénylésre, ami így be fogja világítani a szupernóva-maradvány körüli térséget. Elképzelhetõ, hogy ezzel eddig nem látott porfelhõk és gyûrûk létére derül fény. Másik fontos kérdés, hogy mi maradt az egykori csillag magjának helyén: fekete lyuk vagy neutroncsillag. A csillagászok többsége utóbbit tartja valószínûbbnek, de egyelõre még túl sûrû a körülötte lévõ porburok. A HST a következõ nagyjavítása során új infravörös kamerát kap, amivel remélhetõleg tisztázni lehet a maradvány magjában található objektum természetét.


Forrás: STScI-PR-2007-10

Fiatal csillagok röntgenfényben
2007. február 23., péntek, 9:39

A Chandra-röntgenteleszkóp felvétele alapján a káprázatos Sas-ködben nem mutatkoznak azok az újszülött és erõsen röntgensugárzó csillagok, amelyek létezését korábbi megfigyelések alapján feltételezik. A jelenség magyarázataként elképzelhetõ, hogy a ködben a csillagkeletkezés fõ idõszaka már lecsengett, de az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sûrû felhõkben lévõ csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemzõ, erõsen röntgensugárzó idõszakot.


Az egyik sûrû gázfelhõ a HST felvételén (NASA, ESA, STScI)

A Sas-köd, avagy M16 egy kb. 6500 fényévre lévõ ködösség, a Serpens (Kígyó) csillagképben. Népszerûségét egy régebbi felvételnek köszönheti, amelyet a Hubble-ûrteleszkóp készített róla még 1995-ben. A jobbra látható kép jelenleg a hét asztrofotójának "optikai háttereként" szolgál.

A képen látható három, oszlop alakú tartomány a csillagközi anyag három sûrû molekulafelhõje, amelyek elnyelik a mögöttük lévõ, távoli csillagok fényét. A sûrû felhõkben ma is új csillagok születnek. A lenyûgözõ látvány és a "teremtés" e kozmikus kombinációját nem hivatalosan "Isten kezeként" is emlegetik.

Kihámozott csillagok

Az új csillaok kialakulása az alábbi séma szerint képzelhetõ el. Az anyag összesûrûsödésével elõször sûrû anyagcsomók, ún. globulák jönnek létre. A környezetüknél sûrûbb csomók az oszlopok belsejében rejtõzve észrevehetetlenek maradnak, egészen addig, amíg azok peremére nem kerülnek. Ebben egy másik folyamat játszik szerepet, amelyet fotoevaporációnak neveznek. Ennek során a közeli és nagy energiakibocsátású csillagok intenzív sugárzása "elpárologtatja" az oszlopok gázanyagát. Az így felszabaduló gáz a képen kékes árnyalatú diffúz áramlás formájában azonosítható.

A jelenség keretében a sugárzás folyamatosan "hámozza", azaz fogyasztja az oszlopokat, csökkentve azok anyagát. Amikor az oszlop zsugorodó külsõ határa elér egy-egy sûrûbb, születõ csillagot övezõ anyagcsomót, az is "párologni" kezd. Azonban mivel ez a környezeténél lényegesen sûrûbb, anyaga sokkal lassabban fogy. A csomók így látszólag kiemelkednek az oszlopok felszínébõl, és létrehozzák az ujjakra emlékeztetõ, kidudorodó formákat. A képzõdmények kialakulásának lépéseit a mellékelt fekete-fehér ábra mutatja.


A sûrû anyagcsomók kijutása a felhõbõl, a felhõ anyagának zsugorodásával (NASA)

Új adatok röntgenfényben

Az alábbi, frissen közölt színes kép érdekessége, hogy a HST korábbi fotójára a Chandra-röntgenteleszkóp felvétele van rávetítve. Az utóbbi, röntgentartományban készült képen az egyes csillagok szokatlanul nagyméretû foltokként jelennek meg. Többségük viszonylag fiatal röntgenforrás, amelyeknél a vörös szín a kisebb, a zöld a nagyobb, a kék pedig a még nagyobb energiájú röntgensugarakat kibocsátó égitesteket jelöli. A kék színnel ábrázolt erõs röntgenforrásokból nagyon kevés mutatkozik - egyikük a bal oldali oszlop tetejénél látható, és egy 4-5 naptömegû fiatal égitest lehet.

A korábbi infravörös tartományban végzett megfigyelések alapján a 73 azonosított anyagcsomó közül 11 belsejében található csillagszerû objektum, és 4 tömege biztosan elég nagy ahhoz, hogy idõvel csillaggá alakuljon. Eszerint a csomókban égitestek születnek, és feltehetõleg sok ilyen objektum található a nagy gázoszlopok belsejében is, még a felhõ sûrû anyagában rejtõzve.

Érdekessé akkor válik a helyzet, ha a fenti számokat összevetjük a röntgensugárzó csillagok eloszlásával. Ezek ugyanis a három sûrû gázoszlopban alig mutatkoznak - pedig röntgenfényben viszonylag átlátszó a gázanyag. Az életük elején lévõ, gyakran erõsen röntgensugárzó égitesteknek ezért könnyen észrevehetõknek kellene lenniük. Ugyanez a röntgenteleszkóp más, aktív csillagkeletkezést mutató halmazokban (pl. az NGC 2024-ben), sok fiatal, erõsen röntgensugárzó égitestet talált már - a Sas-köd gázoszlopaiban azonban nem mutatkoznak.



A Chandra-röntgenteleszkóp 2001. július 30-án készült felvétele a HST képére vetítve. A látómezõ 2,5 ívperc méretû (NASA, CXC, U. Colorado, Linsky, ESA, STScI, ASU, Hester, Scowen)

Korábbi megfigyelések tehát csillagok születésére utalnak a felhõkben, mégsem jelentkezik a várt röntgensugárzás. A jelenség magyarázataként elképzelhetõ, hogy a Sas-ködben a csillagkeletkezés fõ idõszaka már lecsengett - tehát mégsem várható annyi újszülött objektum. Ugyanakkor az is lehetséges, hogy annyira fiatalok a sûrû felhõkben lévõ csillagok, hogy még nem érték el a születésük után jellemzõ, erõsen röntgensugárzó idõszakot.

Kereszturi Ákos

Felrobbant egy rakéta Ausztrália felett
2007. február 22., csütörtök

Káprázatos felvételek az ausztrál éjszakát bevilágító rakétatörmelékekrõl.
felhívás

Ray Palmer ausztrál asztrofotós február 19-én éppen a Dél Keresztje csillagképet fényképezte, amikor egy lángoló objektumot vett észre a Tejútban, amelyet lassú mozgásának köszönhetõen mintegy 35 percig tudott követni. Az átvonulás közepén hirtelen felrobbant a test, amibõl egy táguló felhõ keletkezett. Szerencsére a derült ég alatt több ausztrál amatõrcsillagász (pl. Gordon Garradd és Tim Thorpe) is megörökítette az éjszakai tájat szürreális külsõvel felruházó tûzgömböt, melyben törmelékdarabok tucatjait lehetett elkülöníteni.



Ray Palmer 30 perces felvétele a lángoló objektrumról.


A jelenségre magyarázat csak egy nappal késõbb született, amikor is Daniel Deak ûrszakértõ összevette a Palmer fotóján látható objektum mozgását egy tavaly magára hagyott, Briz-M típusú gyorsító fokozat pályájával. Szinte pontosan egy évvel ezelõtt, 2006. február 28-án még egy orosz Proton rakétával próbáltak Föld körüli pályára állítani egy Arabsat-4A telekommunikációs mûholdat. A kilövés után a rakéta meghibásodott, az üzemanyaggal részben teli Briz-M fokozat pedig rossz pályára állt, míg 2007. február 19-én fel nem robbant Ausztrália felett.



Robert McNaught animációja a törmelékfelhõrõl. A kép jobb szélén a Spica (α Vir) látható.


Jon P. Boers, az Egyesült Államok légierejének ûrfelderítõ munkatársa megerõsítette a felrobbant rakéta azonosítását, illetve közölte, hogy a robbanás utáni radarmérések a Föld túloldalán a megadott pályán 500-nál is több törmelékdarabot észleltek – mára ez a szám meghaladja az 1100-at.

Forrás: Spaceweather.com

A sötét galaxisok eredete
2007. február 21., szerda,

Újabb eredmények szerint számos törpegalaxisból fejlõdése elején sok gázanyag távozott el, ezért nem keletkezhetnek bennük csillagok - így ma alig észlelhetõ objektumokként léteznek.

A sötét galaxisoknak is nevezett objektumok csillagokban rendkívül szegény galaxisok, és a törpe elliptikus galaxisok közé tartoznak. Míg egy átlagos törpe csillagváros néhány milliárd csillagot tartalmaz, ezek sötét "megfelelõiben" csak néhány millió égitest árválkodik. Csillagközi anyagot szinte alig tartalmaznak, így új égitestek is csak elvétve keletkeznek bennük. Anyaguknak legnagyobb részét láthatatlan tömeg alkotja. Olyan gyenge a sugárzásuk, hogy eddig csak közvetlen közelünkben, a Lokális Halmazban akadtunk a nyomukra.


A VIRGOHI21 jelû sötét galaxis - pontosabban a helye, az optikai tartományban ugyanis rendkívül halványnak mutatkozik a rádióhullámhosszakon felfedezett objektum (Cardiff University, Isaac Newton Telescope, La Palma)


Stelios Kazantzidis (Stanford University, KIPAC) és kollégái új elgondolással álltak elõ a furcsa galaxisok keletkezését illetõen. Szuperszámítógépekkel modellezték az objektumok fejlõdését, melynek során a kérdéses csillagvárosok kis tömegû, átlagos objektumokként kezdték életüket. Sok más szimulációval ellentétben itt nemcsak a láthatatlan anyag és a látható tömeg gravitációs kölcsönhatását vették számításba, hanem a csillagközi gáz viselkedésére is figyelmet fordítottak. Mint kiderült, a normál gáz felforrósodása kulcsszerepet játszhat ezeknek az objektumok a fejlõdésében.

Amikor egy ilyen törpe csillagváros egy nála lényegesen nagyobbal lép kölcsönhatásba, az ütközés mentén keletkezõ lökéshullámoktól felforrósodik a gáz, amelynek jelentõs része ettõl el is távozik. Mindehhez egyéb "galaxispusztító" folyamatokat is hozzávettek a modellben: ilyenek a gravitációs kölcsönhatások, amelyek keretében az árapályerõk is sok anyagot lökhetnek ki az intergalaktikus térbe. Utóbbi inkább a kisebb tömegû galaxis számára jár kedvezõtlen következménnyel. Közel 10 milliárd évvel ezelõtt, illetve még korábban, a Világegyetemet kitöltõ kozmikus háttérsugárzás intenzívebb, magasabb hõmérsékletû volt. Kis mértékben ez is hozzájárulhatott a folyamathoz, tovább fûtve egy ilyen galaxis gázanyagát.

A fenti folyamatok során a nagyobb galaxisok közelében mozgó kisebb elliptikus csillagvárosok sok anyagot veszítettek. A lökéshullámoktól felmelegedõ gázt a nagyobb tömegû objektumok maguk körül tudták tartani - azonban a kisebb galaxisok gyengébb gravitációs terük miatt sokat veszítettek a gázból. Felforrósodni és emiatt elszökni csak a látható gázanyag volt képes - a láthatatlan tömegbõl ezért sokkal több maradt az ilyen törpegalaxisokban. Mivel gázban elszegényedtek, késõbb nem tudott bennük sok égitest kialakulni, így rendkívül halványak lettek.

A fenti elgondolás arra is magyarázatot ad, hogy a nagyobb csillagvárosok (pl. Tejútrendszer, Androméda-galaxis) körül miért találunk kevesebb törpe kísérõ galaxist, mint amire a láthatatlan tömeg fejlõdését tárgyaló modellek utalnak. Bár sok ilyen törpegalaxis lehet a közelben, a korábban vázoltak szerint a látható anyaguk nagyobb részét elveszítették, így ma már alig vehetõk észre.

Kereszturi Ákos

Felszín alatti víz nyoma a Marson
2007. február 19., hétfõ, 9:28

A felszín alatt áramlott õsi víz nyomára bukkantak a Marson. A kõzetek repedéseiben mozgó folyadék sok ásványt kioldhatott, és akár az élet keletkezéséhez szükséges kémiai környezetet is megteremthette.



Mint arról korábbi cikkünkben beszámoltunk, a Mars körül keringõ legújabb amerikai ûrszonda, a Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) kamerái kisebb problémákkal küzdenek, ami zajos képeket eredményez. Ez azonban nem akadályozza meg az ûreszközt abban, hogy minden korábbinál látványosabb felvételeket rögzítsen a bolygóról. Az egy méternél is jobb felbontású képeken Chris Okubo (University of Arizona, Tucson) és kollégái érdekes képzõdményeket találtak.

A kutatók az egyenlítõhöz közeli Valles Marineris árokrendszer egyik ágában, a Candor Chasmában vizsgáltak idõs üledékes kõzeteket. Az új eredmény nem az üledékek keletkezésével, hanem annak utólagos átalakulásával kapcsolatos. A HIRiSE kamera 2006 szeptemberi képein keskeny, az üledékes rétegek irányától független helyzetû, vonalas képzõdmények mutatkoznak. Ezek olyan egyenesen haladó formák, amelyek bármilyen útjukba esõ szerkezetet kitérés nélkül kereszteznek. Lefutásuk mentén általában világosabb sáv látszik, és gyakran úgy tûnik, hogy hosszú, keskeny laphoz hasonlóan kissé kiállnak a felszínbõl.

Az ilyen szerkezetek a földi geológiából jól ismertek, és kipreparálódott teléreknek nevezik õket. Kialakulásuk elsõ lépéseként egy nagy törés képzõdik valamely kõzettestben, esetünkben például a fent említett vastag üledékekben. Az így keletkezett repedés mentén késõbb felszín alatti folyadék áramlik, részben átalakítva a vele érintkezõ kõzetet, esetleg meg is változtatva annak színét. Az oldatból ásványok is kiválhatnak, és a környezõ kõzettõl eltérõ anyaggal tölthetik ki a repedést. Ha az itt kivált anyag jobban ellenáll az eróziónak, mint a környezõ kõzet, akkor idõvel kipreparálódik a nála gyorsabban alacsonyodó környezetébõl.

Az újonnan közölt képek alapján erre került sor a Marson is: a törések mentén felszín alatti vizek cirkuláltak, átalakítva a kõzeteket. A repedésekben kivált világos ásványok pedig jobban ellenállnak (illetve ellenálltak) az eróziónak, ezért a terület pusztulása során egyre inkább kiemelkedtek környezetükbõl. Egyelõre nem lehet kizárni, hogy valamilyen felszín alatti gázból vált volna ki a repedést kitöltõ anyag, de a folyadék, esetünkben a folyékony víz messze a legvalószínûbb lehetõség.

A megfigyelés újabb jó példa arra, hogyan lehet a Mars körüli pályáról végzett megfigyelésekkel érdekes, felszíni vizsgálatra érdemes célpontokat találni. Az Opportunity rover mûködési térségében, a Victoria-kráternél is azonosítottak ilyen kipreparálódott teléreket. Ezek új célpontjai is lehetnek a felszíni szondának. A helyszíni vizsgálat ugyanis rámutathat, milyen összetételû vizes oldat áramlott az egykor eltemetett, de az erózió révén mára kihantolt repedésben.


A Candor Chasma területén megfigylehetõ üledékes rétegek (közel vízszintes, néhol ívelõdõ, egymással párhuzamos, sötétebb és világosabb sávok). A kép közepétõl kissé jobbra lévõ barnás kerekded foltban apró, függõlegesen futó dûnék gerincei láthatók. A kipreparálódott telér átlósan jobbról balra lefelé halad át a képen (fehér nyilakkal jelölve). (NASA/JPL/Univ. of Arizona)


A Victoria-kráter keleti peremén lévõ kipreparálódott telér. A kép 150 m széles vidéket fed le (NASA/JPL/Univ. of Arizona)

Az egykori felszín alatti víz kulcsszerepet tölt be az asztrobiológiai kutatásokban. Egyre valószínûbb ugyanis, hogy a Földön az élet keletkeze vulkanikusan fûtött felszín alatti repedésrendszerekben, az ott áramló vízzel kapcsolatban történt. A víz ezeken a helyeken vulkáni gázokban gazdagodott, különbözõ anyagokat oldott ki a kõzetekbõl, amit a belsõ hõ is elõsegített. Amennyiben hasonló környezetek a vörös bolygón is voltak, azok elsõ számú célpontjai az esetleges õsi marsbéli életnyomok keresésének.

Kereszturi Ákos

Degenerált csillagok furcsa leszármazottai
2007. február 17., szombat

Fehér törpék összeolvadásával születhetnek a különleges, hidrogénben szegény csillagok.

A chilei 8 méteres déli Gemini-távcsõvel egy nemzetközi csillagászcsoport oxigénizotópok rendellenes arányát figyelte meg különleges, hidrogénben rendkívül szegény csillagokban. Noha a hidrogén az Univerzum leggyakoribb elemeként a "normális" csillagok anyagának általában 75%-át kiteszi, a frissen vizsgált objektumokban szinte nyomát sem lelni.

A tanulmányozott csillagok két csoportba, az ún. HdC és RCB osztályba sorolhatók. A legfontosabb különbség köztük az, hogy az RCB csillagok (amelyek az amatõrcsillagászok által közkedvelt R Coronae Borealis változócsillag után kapták nevüket) idõnként nagyon erõs elhalványodásokat mutatnak. Ennek oka az, hogy a hidrogénben szegény, szénben pedig gazdag csillag fénye elnyelõdik és szóródik az általa korábban ledobott porfelhõben hirtelen kikondenzálódó, majd lassan eloszló grafitszemcséken. A hasonló összetételû HdC csillagok viszont nem dobnak le anyagot a külsõ burkukról, így nem mutatnak ilyen elhalványodásokat.



A két fehér törpe összeolvadásával beindult nukleáris reakciók következtében jelentõs méretnövekedésen esik át a születõ szuperóriás csillag. (Jon Lomberg, Gemini Obszervatórium)

A mostani vizsgálatok szerint viszont mindkét csoportban meglepõen sok 18-as oxigénizotópot tartalmaznak a csillagok – több ezerszer annyit, mint egy átlagos, Naphoz hasonló égitest. Ennek egyik lehetséges magyarázata lehet az a már 1984-ben javasolt elmélet, amely szerint ezeket a különleges csillagokat két, hidrogénben amúgy is szegény fehér törpe összeolvadása hozhatja létre. A két komponens mágneses fékezõdés, illetve gravitációs hullámok kisugárzása által közeledhet egymáshoz, míg végül teljesen egymásba olvadnak. A kataklizma során újra beindulnak az energiatermelõ nukleáris reakciók és a kutatócsoport számításai szerint pontosan olyan oxigénizotóp-arány várható, mint amit megfigyeltek az észlelt mintában.

Másik lehetõség a magányos csillagok élete végén jelentkezõ ún. végsõ héliumvillanás, amikor a már majdnem fehér törpévé fejlõdött csillagmaradvány felszíne alatt rendkívül heves nukleáris héliumégetés indul be, melynek eredményeként a külsõ rétegek felfúvódnak és lehûlnek – hasonlóan a RCB csillagok fizikai tulajdonságaihoz. Azonban csupán két ilyen objektumot ismerünk a Tejútrendszerben (a V605 Aql-t és a felfedezõje nevét megörökítõ Sakurai Objektumát), azaz ennek az állapotnak az igen rövid élettartama nehezen egyeztethetõ össze a HdC és RCB csillagok számával. Ámbár különlegességükból kifolyólag utóbbiak sincsenek jelen túl nagy számban: mindösszesen 55 csillagot ismerünk e két csoportban együttvéve...

Forrás: Gemini sajtóközlemény, 2007. január

A húsz éve felrobbant szupernóva fiatalabb testvére
2007. február 16., péntek

Egy kék óriáscsillagot ugyanolyan gázgyûrûk öveznek, mint a Nagy Magellán-felhõben 1987-ben feltûnt szupernóvát.

Ezekben a hetekben lesz pontosan húsz éve, hogy az elmúlt 400 év legfényesebb szupernóváját felfedezték a Nagy Magellán-felhõben. Az 1987. február 24-én szabadszemes fényességnél feltûnt új csillag ugyan nem a saját Tejútrendszerünkben, hanem a 163 ezer fényévre levõ kísérõ törpegalaxisunkban robbant fel, mégis új fejezetet nyitott a csillagok halálának kutatásában. Az SN 1987A jelzésû objektum érdekességei közül messze kimagaslik a mindmáig rejtélyes eredetû hármas gyûrûs szerkezet, melyet néhány évvel a robbanás után fedeztek fel a Hubble Ûrtávcsõvel. Feltehetõen a csillag robbanását megelõzõ néhány ezer évben ledobott por- és gázfelhõkrõl van szó, ám kialakulásuk részletei ismeretlenek.


Az SN 1987A körüli hármas gyûrûs szerkezet (Christopher Burrows, ESA/STScI, NASA)


Nathan Smith (University of California) a Spitzer ûrtávcsõvel a HD 168625 jelzésû kék szuperóriás csillagot vizsgálta az M17 csillagkeletkezési régió peremén. Az objektum Naptól mért távolsága mintegy 7000 fényév, és immáron 13 éve, hogy felfedeztek körülötte egy 20 km/s sebességgel táguló egyenlítõi gázgyûrût. A most elkészült felvételeken feltûnt két újabb gyûrû is, melyekkel együtt a HD 168625 a legjobb jelölt az SN 1987A tejútrendszerbeli ikertestvérének keresése közben.


Mindez azért érdekes, mert annak idején mindenki meglepõdött, amikor az SN 1987A szülõcsillagát (progenitorát) az Sk –69 202 jelû kék óriáscsillaggal azonosították a robbanás elõtti képeken. Korábban az elméletek azt jósolták, hogy vörös szuperóriások robbannak fel II-es típusú szupernóvaként, az SN 1987A azonban rámutatott, hogy lehetséges a visszatérés a kék szuperóriások közé, így csillagfejlõdési elméleteinket pontosítani lehetett. A most vizsgált HD 168625 és az SN1987A progenitora nagy mértékben hasonlít, hiszen míg az Sk –69 202 B3I színképtípusú, 16000 K felszíni hõmérsékletû, Napunknál mintegy százezerszer intenzívebben sugárzó csillag volt, addig a HD 168625 15000 K hõmérsékletû, fényteljesítménye pedig 250 ezer napluminozitásnak felel meg. Becsült tömege 20-25 naptömeg, szintén nagyon hasonló az Sk –69 202 húsz naptömegnyire becsült egykori tömegéhez. Ennek megfelelõen a HD 168625 részletes tanulmányozásával betekintést nyerhetünk a 20 évvel ezelõtti csillaghalálhoz vezetõ folyamatok részleteibe.


A HD 168625 gyûrûi. A kép jobb oldalán egy másik fényes kék változócsillag, a HD 168607 látszik. (Nathan Smith, University of California)

A legnagyobb tömegû szuperóriás csillagok kezdeti tömegük jelentõs részét ledobják fejlõdésük során. A fényes kék változócsillagokra (Luminous Blue Variables, LBV) hatalmas kitörések jellemzõk, melyek közben néhány év-évtized alatt több naptömegnyi anyagtól megszabadulnak. Legismertebb példa erre a déli égen látható éta Carinae, amely a 19. sz. közepén az égbolt második legfényesebb csillagává vált több évig tartó kitörése alatt. Az ilyen csillagok körül folyamatosan táguló, és az ismétlõdõ fellobbanások miatt többszörösen héjas szerkezetû anyagfelhõ figyelhetõ meg.

A HD 168625 paraméterei arra utalnak, hogy a most felfedezett ködösséget szintén az LBV-kre jellemzõ kitörés hozta létre, azaz feltehetõen az SN 1987A progenitora is egy fényes kék változócsillag lehetett. Ennél is érdekesebb az a következtetés, miszerint elképzelhetõ, hogy a HD 168625 lesz a következõ II-es típusú szupernóva a Tejútrendszerben. Viszonylag kis távolságának köszönhetõen rendkívül látványos csillagászati jelenség lenne a legalább a Jupiterrel vetekedõ látszó fényességû robbanás, melyet kedvezõ égi elhelyezkedése folytán a Föld szinte bármely pontjáról észlelhetnének az amatõr- és szakcsillagászok...


Forrás: Smith N., Astronomical Journa

Ütközõ üstökösmagok egy halott csillag körül
2007. február 16., péntek,

Egy fehér törpe körül olyan poranyagot azonosítottak, amelyet a csillag egykori bolygórendszerébõl visszamaradt égitestek ütközése termel.



A Helix-köd táguló gázgyûrûjének részlete. Az üstököscsóvákra emlékeztetõ alakzatokat a lassabban táguló gázburokkal találkozó erõs eletromágneses- és részecskesugárzás formálja áramvonalas alakúra. A központi csillag a képen kívül lefelé található (NASA, ESA, STScI, NRAO)

A Spitzer-ûrteleszkóppal a Földtõl 650 fényévre lévõ Helix (Csiga) -ködöt tanulmányozták. A közel 3 fényév átmérõjû ködöt egy Napunkhoz hasonló csillag élete végén ledobott gázburka alkotja, amelyet a centrumban visszamaradt, összezsugorodott és forró fehér törpe gerjeszt sugárzásra. A csillag a külsõ rétegeitõl korábban több ütemben szabadult meg, a legintenzívebb anyagvesztés 6 és 12 ezer évvel ezelõtt történhetett.



Az eredetileg a csillag körül lévõ bolygórendszer átalakult a felfúvódott vörös óriás állapotban, illetve annak a végén, amikor a csillag külsõ rétegei eltávoztak. A vörös óriás fázisban a legbelsõ planétákat elnyelhette a kiterjedt gázburok, míg a rétegek ledobásától csökkent a csillag tömege és emiatt gyengült gravitációs vonzereje.

Utóbbi következtében a felfúvódott fázist túlélõ bolygók pályái nagyobbak lettek, távolabb kerülnek a csillagtól. Mivel ez egyszerre sok égitesttel történt meg és azok egymás mozgását is befolyásolták, a korábban "rendezett" bolygórendszer egy kicsit "összekeveredik". Sok égitest ütközik, és a találkozók alkalmával törmelék képzõdik. Az így keletkezett poranyagnak sikerült most a nyomára bukkanni a Helix-ködnél.

A rendszert már régóta tanulmányozzák, de ezúttal azonosítottak poranyagot elsõ alkalommal a csillaghoz közel, amelyet a központi égitest energiakibocsátása felmelegít és infravörös sugárzásra késztet. A megfigyelés alapján a por a középponti égitesttõl 35 és 150 Cs.E. (átlagos Föld-Nap távolság) között húzódik. Ez a Naprendszerben nagyjából a Neptunuszon túl kezdõdõ Kuiper-öv helyzetének felel meg. Az anyag viszonylag fiatal, a vörös óriás fázis után képzõdött.

A rendszerben lévõ üstökösmagok és egyéb apró égitestek egymással ütközhetnek, és így termelik a port. A poranyag egy régebbi megfigyelésre is magyarázatot ad: már korábban sikerült a fehér törpétõl érkezõ röntgensugárzást megfigyelni. Bár a fehér törpe igen meleg, kb. 110 ezer K felszíni hõmérsékletû, de annyira mégsem forró, hogy a megfigyelt röntgensugarakat kibocsássa. A most azonosított por viszont könnyen létrehozhatja azt - ha kisebb része idõnként a fehér törpe felszínére hullik. A fehér törpétõl távolabb, a ledobott gázburokban a központi égitest sugárzása révén üstököscsóvához hasonló alakzatok is mutatkoznak - noha semmi közük a valódi üstökösökhöz. Kialakulásukat az alábbi rajzsorozat szemlélteti.


A Helix-ködben megfigyelhetõ gázcsomók kialakulásának menete. A most azonosított poranyag az ábrákon nem szemléltethetõ, mivel túl közel van a központi fehér törpéhez (NASA, ESA, STScI, NRAO)

Az alább mellékelt felvétel a Spitzer infravörös mérései alapján elõállított hamisszínes kép. A kék és a zöld szín a korábban ledobott külsõ gázanyagot mutatja, a középsõ vöröses tartomány pedig az utoljára távozott gázt jelzi, míg a centrumban lévõ fehér pont a forró fehér törpe. Az utóbbit övezõ, viszonylag éles peremû vörös korong a fent említett forró poranyaggal kitöltött tartomány.


A Helix-köd a Spitzer-ûrteleszkóp felvételén. A kék 3,6-4,5; a zöld 5,8-8,0; a vörös 24 mikrométeres hullámhosszú sugárzást mutat. (NASA/JPL-Caltech/Univ.of Ariz.)

Nem ez az elsõ alkalom, hogy a Spitzer-ûrteleszkóppal egy fehér törpe körül akadtak törmelékanyagra. 2006 januárjában egy hasonló, de a most felfedezettnél sokkal kisebb méretû porkorongot azonosítottak a G29-38 jelû objektum körül. A poranyag ott a fehér törpétõl mindössze 0,005 és 0,3 Cs.E. távolság között húzódik. Ez volt az elsõ bizonyíték arra, hogy a vörös óriás fázist az apró üstökösmagok és Kuiper-objektumok egy része túlélheti - a jelenlegi észlelés pedig azt mutatja, hogy a vörös óriás állapot után megmaradt testek között is zajlanak ütközések, különféle változások.

Kereszturi Ákos

De jó is lenne... :) Keresgéltem, hogy mennyibe került, de nem találtam róla adatot. Mindenesetre egy 35 centis távcsõ komolyabb számítógépes rendszerrel, 7 milla körül van. Magyarorszég legnagyobb távcsöve az 1m-es RCC piszkéstetõn. Ez ugye 2,5 méteres, a hozzá tartozó mechanikával és elektronikával, ami szintén elég modern technikát képez, tehát egészen biztos, hogy nagyon sokba fájna. Bármit is tippelnék valszeg hülyeség lenne, de gyanítom, hogy ha történetesen tényleg nyernél a lottón, akkor sem vennél nekem ilyet. <#rinya> :))

Nekem is kellene egy ilyen okulláré!
Sokba fáj nagyon? Hátha nyerek a lottón :) Akor veszek neked is Landren :)

Kvazárok csoportosulásai az õsi Világegyetemben
2007. február 14., szerda,

Az Õsrobbanás után néhány évmilliárddal létezett kvazárok erõs térbeli csoportosulást mutatnak, ami õsi galaxishalmazok, illetve szuperhalmazok létezésére utal.


Fantáziarajz egy kvazárról, ahonnan a centrumba beáramló gáz és a fekete lyuk kölcsönhatásaként két ellentétes irányú anyagsugár indul ki (NASA/CXC/M.Weiss)

A kvazárok olyan távoli galaxismagok, melyeknek szuper-nagytömegû központi fekete lyukába intenzív anyagbeáramlás történik. A jelenség eredményeként óriási energia szabadul fel, melyet nagy távolságból is meg lehet figyelni. A messzi kvazárok segítségével tehát az õsi nagytömegû galaxisoknak (pontosan azok magjainak) jellemzõire is következtethetünk.


A korábbi felmérések csak a viszonylag közeli kvazároknál mutattak csoportos eloszlást, és ez sem mutatkozott egyértelmûen minden esetben. A Világegyetem távolabbi és ezért fiatalabb állapotára azonban eddig nem készült ilyen felmérés - részben mert a messzi objektumok igen halványak. Ezúttal Yue Shen (Princeton University) és kollégái legalább 11 milliárd fényévre lévõ kvazároknál végeztek hasonló vizsgálatot.

Az SDSS (Sloan Digital Sky Survey) nevû égboltfelmérés adatait felhasználva 4426 távoli (2,9 és 5,4 közötti vöröseltolódású) kvazár térbeli helyzetét határozták meg. Ekkora messzeségben korábban csak néhány tucat kvazárt ismertünk. A nagyobb mintán végzett új vizsgálat megerõsíti, hogy a közelebb felismertekhez hasonló kvazárcsoportosulások messzebb is vannak - ezekrõl eddig csak feltételezéseink voltak. A kvazárok most azonosított távoli csomósodásaiban kb. tízszer erõsebben koncentrálódnak az objektumok, mint a közelebbi csoportok esetében.

Eszerint az Õsrobbanás után 2-3 milliárd évvel már csoportokban koncentrálódtak a kvazárok, és feltehetõleg a náluk halványabb, még nehezebben azonosítható galaxisok is. A most azonosított csoportokat viszonylag ritka térségek választják el. A koncentrálódás oka feltehetõleg a láthatatlan tömeg csoportokba rendezõdése, melynek eloszlását követi a kvazárok térbeli elhelyezkedése is.

Az SDSS-felmérés kulcsszerepet játszik a távoli égitestek eloszlásának vizsgálatában. A program keretében azonosított kvazárok kétharmadának vöröseltolódása 4,5 feletti, és most a felmérés keretében találták meg az eddigi legmesszebb lévõ ilyen sugárforrást is, 5,8-as vöröseltolódással. A statisztikák alapján a kvazárok száma az Õsrobbanás után kb. egymilliárd évvel rendkívül gyorsan emelkedni kezdett. A legnagyobb gyakoriságot 2,5 milliárd év körül érte el, majd a késõbbiekben fokozatosan lecsökkent. Mindez feltehetõleg a galaxisok közötti kölcsönhatások, és a központi fekete lyukakba történõ anyagbezuhanások idõbeli eloszlását tükrözi.


Az SDSS felmérés 2,5 méteres távcsöve (Dan Long, Apache Point Observatory)

A kvazárok csoportosulásának mértékébõl nem csak a láthatatlan tömeg eloszlására következtethetünk. A megfigyelés talán annak megértésében is segít, hogy miként jelentek meg az intenzíven sugárzó kvazárok annyira korán a Világegyetemben. Egyelõre ugyanis úgy fest, igen kevés idejük volt, hogy annyi anyagot gyûjtsenek maguk köré, amely elegendõ a megfigyelt aktivitás létrehozásához.

Kereszturi Ákos

Tökéletes szupernóva-maradvány
2007. február 13., kedd

A Kr.u. 386-ban észlelt vendégcsillag maradványa tankönyvekbe illõen illusztrálja a nagy tömegû csillagok halála után lejátszódó eseményeket.

A Napunknál legalább nyolcszor nagyobb tömegû csillagok összeroppanásakor a heves robbanás következtében a külsõ rétegek ledobódnak, majd az eredeti csillag tömegétõl függõen egy neutroncsillag vagy fekete lyuk jöhet létre. Ilyen hátramaradt neutroncsillagok a gyorsan forgó pulzárok, melyek a robbanás következtében több millió kilométer per órás sebességre is gyorsulhatnak.

A G11.2-0.3 jelû objektum egy körszimmetrikus szupernóva-maradvány, közepében egy neutroncsillaggal, amely minden részletében tökéletesen illusztrálja, hogyan is kell kinéznie egy néhány ezer éve felrobbant csillagnak. Röntgen- és rádiótartományban végzett mérések alapján egyértelmû, hogy a forró gázfelhõ egy egykori csillag halálának maradványa. A Very Large Array rádióteleszkóp-hálózat felvételeibõl meghatározták a felhõ tágulási sebességét, amibõl megbecsülhetõ a kora. Kiderült, hogy nagy valószínûséggel azonosítható a kínai csillagászok által Kr.u. 386-ban megfigyelt vendégcsillaggal, amely a második legidõsebb szupernóva-észlelés a történelmi krónikákban.


A Kr.u. 386-ban megfigyelt szupernóva maradványa – 1620 évvel késõbb


A Chandra képén jól elkülöníthetõk a különbözõ energiákon sugárzó területek. A táguló gázfelhõ közepén található a pulzár, illetve a belõle távozó nagyenergiájú részecskék árama, melyek kemény röntgensugárzást bocsátanak ki (kékkel jelölve). A maradványt övezõ külsõbb rétegek kisebb energiájú lágy röntgensugárzás forrásai (zölddel és pirossal).


Meglepõ fejlemény, hogy a rádiósugárzó felhõ tágulási sebességébõl meghatározott kor eltér a pulzárok kormeghatározására használt "hagyományos" módszerrel adódó eredménytõl. Utóbbi a neutroncsillag forgási sebességébõl következtet a robbanástól eltelt idõ hosszára, esetünkben azonban az eredmény tízszer nagyobb a tágulási kortól. A különbség arra utal, hogy a fiatal pulzárokra a forgási sebességbõl számolt eredmények nagyon félrevezetõek lehetnek.

Forrás: Chandra Photo Album, 2007.01.30.

Ütközés nyoma az Androméda-galaxisban
2007. február 12., hétfõ,

Újabb eredmények szerint az Androméda-galaxis peremvidékét egy korábbi kölcsönhatás során szétszakított és szétszóródott galaxis csillagai alkotják.


Az Androméda-galaxis (NOAO/AURA/NSF)


Az Androméda-galaxis (régi nevén Androméda-köd) egy tõlünk 2,5 millió fényévre lévõ, azaz közelinek számító csillagváros, mely megjelenését és méretét tekintve is Tejútrendszerünkre hasonlít. Galaxisunknál valamivel nagyobb, és azzal együtt a Lokális Halmaz nevû galaxiscsoport domináns tagja. Az elmúlt években végzett megfigyelések alapján elképzelhetõnek tûnt, hogy a csillagvárosban egykori ütközések és kölcsönhatások nyomai is észrevehetõk.

A Kitt-Peak csúcson felállított Mayall-teleszkóp és a Keck-távcsövek segítségével a galaxisban található vörös óriáscsillagok jellemzõit vizsgálták. A megfigyelések során a galaxis centrumától 500 ezer fényévre is találtak még égitesteket - pedig ezzel ilyen nagy távolságban nem számoltak a szakemberek. A korábbi megfigyelések alapján ugyanis a galaxis korongjának sugarát kb. 120 ezer fényévre becsülték.

Ha elfogadjuk, hogy ezek a csillagok is az Androméda-galaxishoz tartoznak, akkor az egész csillagváros mérete közel ötszöröse lehet a korábban feltételezettnek. Amennyiben a most talált, távoli csillagok sokkal fényesebbek és így könnyen megfigyelhetõk volnának, az egyébként közel telehold méretû galaxis sötét egû, vidéki helyekrõl majdnem akkorának mutatkozna, mint a Göncölszekér.

A most azonosított távoli égitesteket a Keck II. teleszkópon elhelyezett DEIMOS spektrográffal részletesen is tanulmányozták. Ennek keretében több olyan, a környezeténél sûrûbb csillagcsoportot avagy "csillagáramlást" találtak, amelyeket egymáshoz hasonló mozgású és viszonylag alacsony fémtartalmú, azaz héliumnál nehezebb elemekben szegény csillagok alkothatnak.

Karoline Gilbert (University of California, Santa Cruz), Mark Fardal (University of Massachusetts, Amherst) és kollégái szerint az objektumok egy korábban szétszakított kisebb galaxis maradványa lehetnek. Az õsi ütközésrõl készített modellek alapján az eseményre kb. 700 millió évvel ezelõtt került sor. Ennek keretében egy kb. 2 milliárd naptömegû csillagváros (feltehetõleg egy korábbi kísérõgalaxis) bomlott fel fokozatosan az Andromeda perifériáján. Az egykori kölcsönhatásból visszamaradt galaktikus "töredékek" mozgása a számítógépes modellekkel összekapcsolva az Andromeda teljes tömegének becslésében is segíthet.


Az Androméda-galaxis peremvidékén lévõ csillagáramlások, melyek egy széttépett galaxis maradványai lehetnek (Alan McConnachie)

A mellékelt ábrán a fémekben szegényebb csillagokat kékeszöld, a fémekben gazdagabbakat sárga, illetve vörös szín jelzi. A feldarabolódott õsi csillagváros maradványaiból legfeltûnõbb a jobbra lefelé haladó, 300 ezer fényévnél is hosszabb délkeleti nyúlvány. Az itt található csillagok jellemzõi az északkeleti és nyugati buroknak nevezett csoportéra emlékeztetnek - azaz mindhárom képzõdmény az õsi szétdarabolt galaxis maradványa lehet.

Az új megfigyelések egy korábbi félreértést is tisztáztak. Néhány régebbi megfigyelés alapján ugyanis az Androméda-galaxis peremterületén lévõ csillagok fémtartalma szokatlanul magasnak mutatkozott, ami nehezen egyeztethetõ össze a csillagváros fejlõdési modelljével. Azonban amikor a felmérést a korábban vizsgált vörös óriások mellett több égitestre terjesztették ki, a várakozásoknak megfelelõ eloszlás mutatkozott: a fémtartalom fokozatosan csökken a centrumtól a peremvidékek felé haladva.

Emellett sikerült egy, a közeli NGC 205 jelû kísérõgalaxisból kiinduló nyúlványt azonosítani, amely egy jelenleg is zajló kölcsönhatás eredménye. 14 új gömbhalmazt is találtak, amelyek egyike minden korábban ismertnél távolabb, 260 ezer fényévre van az Androméda centrumától. A gömbhalmazok közül három a társainál lényegesen lazábbnak, gyengébben koncentráltnak mutatkozott - ezek pontos eredete nem ismert.

Ütközés a Tejútrendszerrel

Fenyeget-e bennünket is az Andromédával való összeütközés veszélye? Régóta ismert, hogy az Androméda az egyike azon kevés galaxisnak, amely nem távolodik a Tejútrendszertõl, hanem másodpercenként 140 kilométeres sebességgel közeledik felénk. A modellek alapján elkerülhetetlennek látszik az összeütközés. A két galaxis mintegy 100-100 milliárd csillaga és sötét anyaga a becslések szerint 3 milliárd év múlva kerül egymás közvetlen közelébe.

A félelmetesnek hangzó galaxiskarambolt azonban utódaink - amennyiben léteznek még -megúszhatják. A galaxisok ugyanis szinte "üresek": csillagaik között azok méretéhez képest rengeteg üres tér van. Emiatt nem pillanatszerûen, hanem szinte észrevétlenül, nem kevesebb mint egymilliárd év leforgása alatt következik be az ütközés.

A közeledõ Androméda-köd egyre nagyobbnak fog látszani az égbolton, egyre pompásabb látványt nyújtva. Valószínûleg a folyamatból mást nem is vesznek észre hárommilliárd év múlva a Földet esetleg még benépesítõ utódaink. Az ütközés során a két galaxis fokozatosan egybeolvad, egyetlen, hatalmas objektummá egyesül. Mindkét galaxis csillagainak egy része - köztük a számítások szerint valószínûleg a Nap is - az óriásgalaxis középpontja felé sodródik, míg más csillagok a gravitáció lendítõ hatására kirepülnek az intergalaktikus térbe.

Ha a Nap valóban az új, óriásgalaxis közepe felé veszi útját, akkor a majdani földlakóknak páratlan látványban lesz részük. A galaxisok egyesülése ugyanis a csillagközi gázfelhõkben erõteljes csillagkeletkezési hullámot indukál, aminek nyomán hamarosan a szupernóvák égi tûzijátékának lehetnek szemtanúi kései utódaink.

Kereszturi Ákos

Mekkora egy exobolygó?
2007. február 11., vasárnap

Optikai interferometriával megmérték egy fedési exobolygó csillagának átmérõjét, amibõl kiszámolták a jelenleg legpontosabb exobolygóméretet.

A Georgia State University és a Michelson Science Center munkatársainak elõször sikerült geometriai módszerrel megmérnie egy Naprendszeren kívüli bolygó méretét. A vizsgált égitestet még 2005-ben fedezték fel a HD 189733 jelû kettõscsillag körül. Pályáját szinte pontosan élérõl látjuk, aminek következménye, hogy a bolygó a mindössze 2,2 napig tartó keringései során rendszeresen átvonul központi csillag elõtt. Ennek fénye a fedések során mintegy 3%-kal lecsökken. A fényváltozás modellje alapján az exobolygó átmérõje a csillag átmérõjének mintegy 17%-a lehet, de utóbbi pontos ismeretének hiányában ettõl többet eddig nem tudtunk az exobolygó abszolút átmérõjérõl.


A HD 189733b pályája a Merkúr és a Vénusz naprendszeri útvonalához viszonyítva (chara.gsu.edu)


A CHARA Array a kaliforniai Wilson-hegyen található hat távcsõbõl álló optikai interferométer, amellyel a HD 189733-nak a látszó átmérõjét mérték meg. A távcsõegyüttes maximális felbontóképessége egy 400 m-es távcsõével egyezik meg, így a CHARA az északi félteke legnagyobb szögfelbontású csillagászati mûszere. Az Y-alakban elhelyezett távcsövek képek rekonstruálását is lehetõvé teszik, amivel a rendszer az összes többi optikai interferométert messze megelõzi.

A HD 189733 látszó méretét az infravörös tartomány H-sávjában, azaz 1,65 mikronos hullámhosszon vizsgálták. A mérés eredménye 0,38 ezredívmásodperc (mas), ami a Hipparcos asztrometriai mûhold 62,8 fényéves távolságmérésével összevetve 1,1 millió km-es valódi csillagátmérõnek felel meg (a Nap átmérõjének kb. 78%-a). Az exobolygó 185 ezer km-es átmérõjûnek adódott, ami jelenleg a legpontosabban ismert exobolygóméret abszolút mértékegységekben.



A HD 189733 és bolygójának méretei a Nappal és a Jupiterrel összevetve (chara.gsu.edu)

Az új eredmények alapján a kísérõ valamivel nagyobb, mint ahogy azt a korábbi mérésekbõl sejteni lehetett. Eddig ugyanis a csillag méretét csak közvetett, a mostani mérésnél kisebb értékeket adó módszerekkel tudták megbecsülni. A CHARA rendszerével elvégzett mérések azonban már közvetlenül a csillag méretét adták meg, melynek eredményeként a rendszer komponenseinek átmérõjét mintegy 10%-os bizonytalansággal sikerült meghatározni. Ezek az adatok a bolygó kialakulására és fejlõdésére vonatkozó elméletek számára jelentenek fontos megkötéseket.


Forrás: CHARA News

"Közepsúlyú" fekete lyukak
2007. február 10., szombat

Friss ûrbéli megfigyelések alátámasztják az elméletileg megjósolt közepes méretû fekete lyukak létezését sûrû csillaghalmazokban.

Mai ismereteink szerint a Világegyetemben alapvetõen kétféle fekete lyuk fordul elõ. A nagyságrendileg 10 naptömegnyi anyagot tartalmazó fekete lyukak igen nagy tömegû csillagok élete végén bekövetkezõ gravitációs összeomlás során születnek. A számítások szerint saját Galaxisunkban is több millió ilyen égitest létezik. Az ezeket nagyságrendekkel meghaladó, akár több milliárd naptömegnyi óriási fekete lyukak a galaxisok központjában találhatók, és pl. a kvazárok hatalmas energiatermelését is szupermasszív fekete lyukaik anyagbefogásával magyarázhatjuk. A két véglet között már régebben felvetõdött az ún. középnehéz fekete lyukak létezése is, de ilyeneket mindeddig nem sikerült megfigyelni.

Immáron évtizedekre visszanyúl az a szakmai vita, hogy fekete lyukak elõfordulhatnak-e gömbhalmazokban. Ezek az idõs csillaghalmazok az Univerzum legõsibb objektumai közé tartoznak, hiszen mindössze 1-2 milliárd évvel az Õsrobbanás után keletkeztek. Csillagaik jelentõs részének már volt ideje leélni teljes életét, akár kis tömegû fekete lyukként befejezve a fejlõdést. A számítógépes szimulációk szerint egy frissen kialakult fekete lyuk elõször ugyan a halmaz belseje felé süllyed, de a sûrû csillagmezõben lejátszódó gravitációs kölcsönhatások már legtöbb fekete lyukat kirepítették a halmazokból – legalább is ha helyesek a modellszámítások.


Fantáziarajz egy csillagtömegû fekete lyukról. A kép jobb alsó széle felõl áramló anyag a fekete lyuk körüli anyagbefogási korongban gyûlik össze (Forrás: ESA, NASA, Felix Mirabel)

Tom Maccarone (University of Southampton, Anglia) és munkatársai a Nature folyóiratban számoltak be a gömbhalmazokban létezõ fekete lyukakkal kapcsolatos kutatásaikról, melyeket elsõdlegesen az Európai Ûrügynökség XMM-Newton ûrteleszkópjával végeztek. Emellett a Chandra röntgentávcsövet is felhasználták nagyon pontos pozíciók mérésére. Vizsgálatuk során a környezetükbõl anyagfelhõket elnyelõ, így a röntgentartományban fényes kompakt égitesteket kerestek extragalaktikus gömbhalmazokban. A tudósok hosszú megfigyelés-sorozatra, akár több ezer gömbhalmaz szisztematikus átvizsgálására készültek, azonban már a második objektum, a Virgo csillagkép NGC 4472 jelzésû galaxisa, meglepõ eredményekkel szolgált.

Ebben a mintegy 50 millió fényévre található elliptikus galaxisban találtak egy pontszerû röntgenforrást, amit a Chandra nagyfelbontású röntgentávcsöve egy ismert gömbhalmazzal azonosított a távoli csillagváros külsõ régióiban. Az égitest a detektált röntgensugárzás intenzitása alapján az ultrafényes röntgenforrások közé tartozik, melyekre az jellemzõ, hogy sugárzásuk sokkal erõsebb, mint amit egy csillagtömegû fekete lyuk képes lenne kibocsátani. A most felfedezett objektum esetében mintegy száz naptömegnyi lehet a kompakt égitest tömege, amit vagy több, kisebb méretû fekete lyuk összeolvadása, vagy nagy mennyiségû külsõ anyag elnyelése magyarázhat.


Az NGC 4472 (M49) jelû elliptikus galaxis, amelynek egyik gömbhalmazában elsõként észleltek a kutatók a középnehéz fekete lyukat (Forrás: NOAO/AURA/NSF)


Nem szabad azonban arról sem megfeledkezni, hogy az ultrafényes röntgenforrások nem csak "középsúlyú" fekete lyukakkal modellezhetõk. Másik lehetõség például egy szûk nyalábba lefókuszált sugárzás, ami nagy sebességû gázkilövelléseknél, azaz jeteknél felléphet, eredményeként pedig a távoli égitestet fényesebbnek látjuk, mintha gömbszimmetrikus lenne a kisugárzás.


Forrás: ESA News, 2007. január 3.

Hát igen, tényleg elég ritka, írták is, hogy eddig csak 20 ilyen kettõsrõl tudnka. Ma mindegy, várunk hátha lesz ilyen esemény, aztán majd olvassul mit írnak róla. Mást úgyse nagyon tehetünk. :)

Nem tudom hogy ilyet megfigyeltek e, de a fizika törvényeinek valószínûleg nem mond ellent, szal egy gázfelhõben haladva egy neuroncsillag is lassul. Bár a nagy tömeg miatti nagy gravitáció miatt valószínûleg nagyon gyorsan kering egy neutroncsillag egy másik csillag körül, és a nagy tömeg miatt lassulni is kevéssé lassul, de szép lassan egy ilyennek meg kell történnie, hacsak elõtte nem hal meg a központi csillag is. Mivel valószínûleg egy másik csillag légkörében keringõ neutron csillag is ritka, ilyen esemény is nagyon ritka lehet, szóval nagy szerencse lehet ha meg tudják figyelni.

Értem amit írsz, csak én még nem hallottam róla, természetesen azért még lehet, mert én tudatlan vagyok.:) Ezt Te most konkrétan tudod, vagy /csak/ feltételezed?
Én két verziót tudok: az egyik mikor a nagytömegû csillag felrobban szupernóvaként (ha az akkréció során nem vesztett el túl sok anyagot) és létrejöhet egy kettõspulzár. A másik meg mikor kistömegû (mondjuk néhány naptömeg) a csillag, ilyenkor pár milliárd évvel tovább tart míg röntgen-kettõssé alakul, csak itt már a neutroncsillag mágneses tere gyengül addigra, a forgása is lassul, így kistömegû röntgen-kettõs lesz.
Mondjuk azt nem tudom, mi van akkor, ha az akkréció sórán tól sok anyagot veszít a szuperóriás.

A kettõs csillagoknál történõ szupernovarobbanás után nem mindig marad együtt a kettõs, tehát van ott elég energia az eltérítéshez. Lehet itt is közrejátszik az ár/apály jelenség.

Én így tudom, de lehet van még több alternatíva is.




A neutroncsillag leírása, ha esetleg valakit érdekel.

Hát mert hatalmas gravitációja van, a csillag légköre meg folyamatosan lassítja -> a pályája egyre közelebb lesz a másik csillag felszínéhez, ha abba beleér lehet hogy kitép egy kis anyagot belõle míg tovább lassul még erõteljesebben, majd a gravitáció miatt egészen az élõ csillag magjáig sûllyed, eközben a gravitáció erõsen befolyásolhatja az élõ csillag alakját is(összébb húzódik), valószínûleg így mikor simán kering akkor is ha elég közel van, lehet egy szép neutroncsillagot követõ kiemelkedés a központi csillagon is, szal erõs ár/apály jelenség.
Nemtudom hogy egy szupernóva robbanás egy ekkora tömegû valamit mennyire tudna eltéríteni, de nemvalószínû hogy nagyon.

tomcat, ne aggodj meg lesznek a kis szürkék is... :))

Már vannak is elméletek rá, hogy hol bújkálnak a bestiák:

Mars: élet a mélyben?
2007. február 08., csütörtök

A legújabb elméletek szerint a kozmikus sugárzás miatt legalább néhány méterrel a felszín alá kell fúrni a marsi életformákért.

Angol tudósok egy csoportja modellszámításokat végzett annak érdekében, hogy meghatározzák a Mars különbözõ felszínformáin az élõ sejtek életben maradási esélyeit a világûrbõl érkezõ sugárzás pusztító hatásai mellett. Eredményeik szerint a felszín alatt legalább néhány méternyi mélységig kell lefúrni, ha nem csupán életnyomokat – fehérjéket, DNS töredékeket, fosszíliákat – akarunk találni, hanem élõ sejtek felkutatása a cél.

Mivel a Marsnak a Földdel ellentétben nincs erõs mágneses tere és sûrû légköre, a kozmikus sugárzás nem gyengül túlságosan a vékony atmoszférán való áthaladás során, jelentõsen csökkentve így a felszíni életformák életben maradási idõtartamát. A kutatók szerint élõ sejtek felkutatására a legjobb célpont az Elysium régió jege. A körülbelül 5 millió éve befagyott egykori tenger felszínét csak rövid ideig bombázták a gyilkos kozmikus sugarak, amit kellõen le is árnyékolt a vízmolekulában lévõ hidrogén. Nem elhanyagolható szempont az sem, hogy jégbe sokkal könnyebb fúrni, mint sziklába. Hasonlóan ígéretes célpontok lehetnek még a friss kráterek vagy a néhány kráterfalon megfigyelt közelmúltbeli vízfolyások nyomai.

Ez nem túlságosan jó hír az eljövendõ, a bolygót kutató szondák tervezõmérnökeinek, hiszen az eddigi eszközök csupán néhány centiméternyi mélységben voltak csak képesek a talajba hatolni, a kívánatos mélység elérése azonban merõben új technológiai nehézségeket támaszt. Mindenesetre ha sikerrel jár egy jövõbeni leszálló egység, az kétségkívül átformálja majd a más bolygókon lévõ élet felkutatására tett erõfeszítéseinket.


Képünkön az egyik tervezett marsi talajkutató szonda, a Phoenix fantáziarajza látható.(Jet Propulsion Laboratory)


Forrás: University College London sajtóközlemény, 2007. január 30.

Igazad van, jobban belegondolva valószínûleg "látványos" lenne egy ilyen egybeolvadás, már ha egyáltalán megtörténhet az, hogy elnyeli a neutroncsillagot. Mert hát ugye ez a szupróriás már a felfójódás állapotában van, és a köv. lépcsõben egy szupernovarobbanással ledobja külsõ burkát, és lesz belõle is nyeutroncsillag vagy fekete lyuk. Én nem olvastam ezzel kapcsolatban még semmit, mármint, hogy mi történne ilyenkor, de nem vagyok benne biztos, hogy bele tudna zuhanni egyáltalán a csillagba mielõtt az felrobbanna. Ha meg mégis belezuhanna, lehet, hogy felgyorsítaná a folyamatot, és "lerobbantaná" a külsõ burkát a szuperóriásnak, de utána mi lenne? Esetleg egybeolvadna a maggal és közösen hoznának létre egy feketelyukat? Passz, ezt nem tudom, de én inkább úgy tudnám elképzelni, hogy a szuprnovarobbanás inkább eltéríteni a pályájáról a keringõ neurtoncsillagot és nem találkoznának.

Te mért gondolod, hogy belezuhanna?

Érdekes. Pár éve még lemondóan beszéltek a marsról, aztán kiderült, hogy van víz... majd hogy folyékony víz is...most a felhõk... kérdezem én: Hol vannak a kis szürkék? :)

Hát ha elnyeli akkor belesüpped a másik csillag magjába, hiszen a neutroncsillag egy fél feketelyuk, úgy meg okozhat változásokat, és legalább ha 2 csillag együtt van még az élõ csillag halálakor kialakuló feketelyuk esélyét is növeli :)

Felhõk a Mars egén
2007. február 9., péntek,

A Mars Global Surveyor ûrszonda méréseinek elemzésével elsõ alkalommal készült áttekintõ felmérés az éjszakai felhõzet eloszlásáról, az Opportunity marsáró pedig elsõ alkalommal figyelte meg konvektív felhõk kialakulását a Marson.


Sokáig nem tudtuk, hogy képzõdnek-e felhõk a Mars éjszakai féltekéjén a légkörben. Az elsõ éjjeli felhõkre utaló jel néhány éve, az akkor még tökéletesen üzemelõ Mars Global Surveyortól érkezett (a szonda mûködését sajnos azóta befejezte). Az éjszakai felszín hõmérséklete több alkalommal a vártnál kb. 20 fokkal magasabbnak mutatkozott az északi félteke alacsony szélességû területein. A jelenséget könnyen magyarázhatja éjszakai felhõzet, mivel - akárcsak a Földön - a felhõk visszaverik a felszínrõl származó hõsugarakat, így azt nem engedik annyira lehûlni, mint derült idõben.

John Wilson (NOAA) és kollégái három marsi éven keresztül végzett megfigyelésekbõl részletes képet állítottak össze az éjszakai felhõk tér- és idõbeli eloszlásáról. Ehhez a hõmérsékleti értékek mellett a MOLA lézeres magasságmérõ adatait is felhasználták: amikor a szondáról kibocsátott lézersugár felhõkkel találkozott, erõsen szóródott, aminek mértékére a visszavert jel erejébõl lehetett következtetni.

A felmérés rámutatott, hogy éjszaka jellegzetesen ott mutatkoznak felhõk, ahol a felszín a vártnál melegebb marad - ez egybevág a várakozásokkal. Kiderült továbbá, hogy az éjszakai felhõk kb. ötször vastagabbak, illetve sûrûbbek nappali társaiknál. A felszínhez viszonylag közel, alacsonyan vannak, akár ködnek is tekinthetjük õket. Az északi félteke nyara idején a legelterjedtebbek, ekkor kiterjedt gyûrût alkotnak a egyenlítõ térségében.

A felhõk többsége nappal eltûnik, mivel a hõmérséklet a légkör egyes részeiben akár 100 fokkal is meghaladhatja az éjszakai minimumot, a lebegõ jégkristályok pedig elszublimálnak. A napfelkelte után a melegedés ellenére megmaradó felhõk feljebb emelkednek, és általában csak a magas hegyek, elsõsorban a vulkánok felett maradnak meg. Naplemente környékén aztán ismét süllyedni és vastagodni kezdenek.


Felhõk az Opportunity rover felett az Endurance-kráternél (NASA, JPL)


Felhõk az Opportunity rover felett a Victoria-kráterközelében. A fátyolfelhõket néhány mikrométeres jégkristályok alkotják. Az ilyen fellegek gyakoriak az egyenlítõ térségében, amikor a bolygó a Naptól távol jár (NASA, JPL, Cornell)

A fenti képekhez kapcsolódik az Opportunity marsjáró egyik késõbbi megfigyelése, amelynek keretében elsõ alkalommal sikerült a feláramló levegõtõl kialakuló konvektív felhõk képzõdését és mozgását megfigyelni. A jelenséget 2006. október 2-án délután örökítette meg a rover, kb. 25 fok magasan a horizont felett.



A mellékelt animáció 10 képkockája egymás után, 32 másodperc különbséggel készült (az eredeti, nagyfelbontású változat a NASA honlapjáról tölthetõ le). A felvételsorozat 5 perce alatt a felhõk a felszínhez viszonyítva változatlan helyen képzõdtek, amely arra utal, hogy egy forró levegõjû feláramlás hozza létre õket. Utóbbi a felszín egy adott, erõsen felmelegedõ területérõl indult felfelé. A felhõk 5 és 25 km közötti magasságban voltak, és kialakulásuk után nyugati irányba mozogtak 2,5 és 12,5 m/másodperc közötti sebességgel. Jégkristályok vagy túlhûlt vízcseppek alkothatták anyagukat.

Kereszturi Ákos

Hát jah, vagy csak simán elnyeli mintha mi sem történt volna :) Az kiderült, hogy nem olyan ritka jelenség, tehát ha nagy dir-durral járna mint pl. egy szupernovarobbanás, akkor már lehet korábban felfigyeltek volna rá. Persze az is lehet, hogy nem... Meg aztán csak "feltehetõleg neutroncsilag". No mindeg, idõvel biztos több infó lesz errõl is. :)

Hmm ezek akkor elõbb utóbb belezuhannak a csillagba. Egy olyan esemény érdekes lehet :)

Társuk légkörében rejtõzõ neutroncsillagok
2007. február 8., csütörtök,

Több ûreszköz megfigyelésének egybevetésével sikerült olyan óriáscsillagokat megfigyelni, amelyek kiterjedt légkörében egykori csillagok "maradványai", neutroncsillagok keringenek.


Az INTEGRAL röntgenteleszkóp (ESA)


Az INTEGRAL ûrteleszkóp 2003. január 29-én egy szokatlan rötgenforrást azonosított a Tejútrendszerben. A késõbbiekben újabb hasonló objektumokra akadtak, amelyeket utólag nagytömegû röntgenkettõsöknek neveztek el. Eddig 20 képviselõjüket fedezték fel, tõlünk 7-25 ezer fényéves távolságban.

Már az elsõ észlelések során felfigyeltek a szakemberek arra, hogy bár ezek az objektumok erõs sugárforrások, az általuk kibocsátott energia jelentõs része már a közvetlen közelükben el is nyelõdik, azaz viszonylag hideg, sûrû anyagfelhõk belsejében foglalhatnak helyet.

A csillagászok eltérõ hullámhosszakon (fõleg a röntgen- és infravörös tartományokban) készült megfigyeléseket kapcsoltak össze, így sikerült "belelátni" e por- és gázburkok belsejébe. Az adatok alapján az objektumok olyan sajátos kettõsök lehetnek, ahol egy kompakt égitest (feltehetõleg neutroncsillag) kering egy hatalmas, szuperóriás csillag körül. Az utóbbi komponens mérete általában legalább tízszeresen, tömege pedig még ennél is nagyobb arányban múlja fölül a Napunkét. A ritka párosok többsége olyan csillagkeletkezési régiók közelében mutatkozik, ahol sok óriási csillag születik - ez magyarázhatja hatalmas tömegüket.

A kettõsökben lévõ szuperóriás csillagok intenzív csillagszeleik révén jelentõs tömeget veszítenek, és kiterjedt, hûvös gázburokkal veszik körül magukat. A körülöttük keringõ neutroncsillagok normál esetben erõs röntgenforrásokként jelentkeznének, mivel heves kölcsönhatásba lépnek a társukról kibocsátott anyaggal. A szuperóriás csillag légkörében keringve annak gázanyagát egy ún. tömegbefogási (akkréciós) korong formájában gyûjtik be, majd húzzák a felszínükre. A kiterjedt hideg és poros gázburok leárnyékolja az energikus folyamatoktól képzõdõ sugárzás jelentõs részét.



A két feltételezett sugárforrás-típus vázlata: balra a közel körpályán mozgó neutroncsillag, jobbra az elnyúlt útvonalon haladó égitest, amely csak idõnként merül bele a szuperóriás légkörébe (ESA)

A nemrég közzétett elmélet szerint az eddig megfigyelt nagytömegû röntgenkettõsöket két nagy csoportba sorolhatjuk. Az egyik kategóriát olyan objektumok képviselik, amelyekben a neutroncsillag közel körpályán kering a társ körül, itt tehát folyamatosan partnere légkörében tartózkodik (az ábra bal oldali részén). Ilyen például az IGR J16318-4848 jelû páros, ahol a neutroncsillag a Merkúr átlagos naptávolságánál közelebb mozog a szuperóriáshoz, amelynek átmérõje 20-szorosan haladja meg a mi csillagunkét. Folyamatosan az óriás légkörében van, röntgensugárzása alkalmanként mégis változik - ekkor feltehetõleg megnõ a neutroncsillagra áramló anyag mennyisége. A másik csoport objektumainál a neutroncsillag elnyúlt pályán mozog, ezért csak néha merül bele a szuperóriás légkörébe (jobbra). Ilyen például a IGR J17544-2619 jelû páros, ahol a kompakt égitest csak alkalmanként produkál intenzív röntgensugárzást.

Kereszturi Ákos

Ezt meg, csak mert jól néz ki:

Gigantikus felhõzet és viharos szelek a Titanon
2007. február 7., szerda

720 kilométer/órás sebességû, a földi futóáramlásokra hasonlító szelet és 2400 kilométer átmérõjû sarki felhõt azonosítottak a Szaturnusz legnagyobb holdján. Utóbbi pozíciója egybeesik az északi sarkvidéken nemrég felfedezett, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzetével.


A Titan, alatta a csillag fedéskor észlelt egyik fénygörbe (NASA, JPL)

Nemrég közölték egy korábbi, a Titan légkörével kapcsolatos megfigyeléssorozat eredményét. 2003. november 10-én a Titan a Földrõl nézve elhaladt két távoli és viszonylag fényes csillag elõtt, mindössze fél óra különbséggel. A hold légköre miatt a csillagok fénye a jelenség elején és végén fokozatosan halványodott el, illetve fényesedett fel. Emellett a fedés közepén enyhe visszafényesedés is mutatkozott, amikor a hold légköre egy hatalmas lencse módjára felénk fókuszálta a mögötte lévõ csillag sugárzását.



Ekkor a Földrõl nézve a Titan korongjának peremén lévõ légrétegeken haladt keresztül és tört meg a csillagfény. Ha a korong mentén az atmoszféra mindenütt egyforma lett volna, a felfényesedés pont a jelenség közepén jelentkezik. A Föld három eltérõ helyérõl készült megfigyelés alapján azonban nem így történt. A jelenség térbeli modellezése révén lehetõség nyílt rá, hogy a légkör több jellemzõire is következtethessünk.

Eszerint az északi sarkvidéken vékonyabb volt az atmoszféra, mint a déli féltekén, feltehetõleg azért, mert az északon ekkor tél volt. Emellett 200 km-es magasságban, illetve nem sokkal felette igen gyors, kb. 200 m/s (720 km/h) sebességû szél fújt. A földi futóáramlásokra emlékeztetõ jelenség keretében kevesebb mint egy földi nap alatt körbeszáguldanak itt a felsõlégkör gázai.

A viharos erejû szelek mellett egy kiterjedt felhõkomplexumot is azonosítottak a tavalyi év végén. 2006. december 29-én fotózta le a Cassini-ûrszonda a képzõdményt az északi féltekén. A téli ködtakaró alól napjainkban bukkan ki ez a felhõzet, amely a pólustól az északi szélesség 62. fokáig húzódik, átmérõje tehát kb. 2400 km.

A modellek már korábban is elõrejelezték a fenti felhõalakzatot, de annak nagy mérete meglepte a szakembereket. A két héttel késõbb, 2007. január 13-án készült megfigyelés idején még mindig egyértelmûen látszott, tehát stabil légköri jelenséggel állunk szemben. A radarmérések alapján az északi sarkvidéken nemrég azonosított, szénhidrogén-folyadékkal kitöltött tavak helyzete egybeesik a most talált felhõtakaró pozíciójával. Eszerint a felhõ láthatja el csapadékkal a tavakat - illetve a visszapárolgó és a magasban kicsapódó folyadék is közremûködhet a felhõzet fenntartásában.


A Cassini VIMS detektorának felvétele a Titan északi sarkvidékén mutatkozó kiterjedt felhõképzõdményrõl 2006. december 29-én, 90 ezer km távolságból. A hamisszínes képeken a kék 2, a zöld 2,7, a vörös 5 mikrométeres hullámhosszakon rögzített sugárzást jelöl (NASA, JPL)

A földi megfigyelések alapján a Titan felhõzete évszakos változást mutat. Úgy fest, hogy a felhõkomplexum fokozatosan dél felé tolódik, amint az északi féltekén melegszik az idõ. Eközben átmenetileg meg is szûnhet a felhõzet, de akár folyamatosan is vándorolhat - míg végül a déli féltekén a helyi tél idején megállapodik. A felhõzet mozgása érdekes következménnyel jár: elképzelhetõ, hogy a jelenleg még folyadékkal kitöltött északi tavak lassan kiszáradnak, és a déli medrek fokozatosan megtelnek. Ezzel egybevág azzal a megfigyeléssel, hogy míg az északi és jelenleg téli féltekén több tucat folyadékkal kitöltött tavat találtak, délen csak egyetlen hasonló képzõdmény mutatkozott.

Kereszturi Ákos

Százszoros nagyítástól tudsz fényképezni, minél jobban nagyítasz annál kisebb a kép... Ezek itt kb. 100-200 körül vannak.

Akkor nekem miért csak ilyen 200*150 felbontású feketefehér agyontömörített képeket töltött csak be? :\

Na most sikerült nagyobb felbontásút találnom, bár nem valami jó, mert vagy ez a fekete fehér kép van, vagy az a sárgás infrás, a többi is ezt a kettõt hozza be. Pl a szaturnuszról akartam egy nem olyan közeli képet, az no available, most megkerestem a lentebb lévõ cikkben írt mira a és b-t. fekete fehér kép durván alacsony felbontású volt, infrás meg nemtudom milyen képet töltött be, de a két csillagnak nyoma sincs.

jah, tényleg nem rosszak

Sorry, kiment a fejembõl de most pótlom:

Bolygókeletkezés egy fehér törpe körül
2007. február 04., vasárnap

Egy nemzetközi kutatócsoport az ο Ceti (Mira) fehér törpe kísérõje körül bolygókeletkezésre alkalmas korongot fedezett fel.

Az ο Ceti (Mira) pulzáló vörös óriáscsillag, melynek változásait négy évszázada ismerjük – a fehér törpe kísérõjével együtt kettõscsillagot alkotó rendszer ennek ellenére mind a mai napig tartogat meglepetéseket. Azt már eddig is tudtuk, hogy a vörös óriás folyamatosan anyagot veszít, ám egy nemzetközi kutatócsoport M. Ireland (Caltech) vezetésével most fedezte csak fel, hogy a ledobott anyagfelhõbõl a fehér törpe társ körül protoplanetáris (bolygókeletkezésre alkalmas) korong jött létre. Ez azért érdekes felfedezés, mert eddig a csillagászok úgy gondolták, bolygóformálódás csak fiatal csillagok körül képzelhetõ el.

A 350 fényévnyire található Mira-rendszer a Cetus (Cet) csillagképben található. A 17. sz. eleje óta tudjuk, hogy a kettõs fényesebb tagja, a Mira A változócsillag, ugyanis szabad szemmel is észrevehetõk a változásai. Periodikus kitágulása és összehúzódása 11 hónaponként ismétlõdik, miközben fényessége a leghalványabb állapothoz képest ezerszeresére nõ.


A képen jobbra a Mira A, balra kék színnel a Mira B látható. A vöröses felhõ a protoplanetáris korong Mira A által felhevített része. Balra lent összehasonlításként a szaturnuszpálya mérete (Michael Ireland nyomán)

Az egykor a mai Naphoz hasonló Mira A élete végén jár, s felfúvódott vörös óriásként folyamatosan anyagot veszít. A csillagszéllel távozó anyagmennyiség hét évente mintegy egy földtömegnyi. A Mira B elõbbre jár a fejlõdésben, távoli fehér törpe kísérõként kb. 1000 év alatt kerüli meg társát.

A tudóscsoport a 10 méteres Keck-teleszkóppal, valamint a Chilében található 8 m-es déli Gemini-távcsõvel infravörös hullámhosszakon készített felvételeket a csillagpárról. A képeken a vörös óriás mellett a Mira B körüli protoplanetáris korong azon része is fénylik, melyet a központi csillag sugárzása felmelegít. A felfedezés rámutat, hogy bolygók nem csak az éppen kialakuló fiatal csillagok körül keletkezhetnek, hanem a nagyobb anyagmennyiségeket megmozgató kettõs rendszerekben is.

Hali!
Nem tudom pontosan, de nekem valami 10-3. -on ívmásodperc rémlik.

Szevasz Landren
Nem tudod, hogy a Hubble teleszkópnak mennyi a fölbontása? Itt valamelyik fórumban olvastam, hogy valaki szerint 0,1 ívmásodperc. Ezt én kevésnek tartom. Valahol pedig olvastam róla, de nem találom sem a neten, sem a könyveimben.

Egy exobolygó különös légköre
2007. február 03., szombat

A Hubble Ûrtávcsõ segítségével egy 150 fényévre levõ idegen bolygó atmoszférájának szerkezetét derítették fel.

A HD 209458b az elsõ olyan exobolygó, amelyet ugyan a radiálissebesség-módszerrel fedeztek fel, de a csillaga elõtt történt elhaladás során fényességcsökkenést is kivált. Emiatt jelenleg is egyike a legintenzívebben kutatott Naprendszeren kívüli bolygóknak. A csillag elõtti átvonulásoknak köszönhetõen tanulmányozható a gázóriás légkörének szerkezete és kémiai összetétele.

A nem hivatalosan Osirisként is emlegetett planéta nem hasonlít Naprendszerünk egyik bolygójára sem. A Pegazus csillagkép irányában látszó, mintegy 150 fényévnyire levõ gázóriás rendkívül közel kering csillagához: mindössze 7,5 millió kilométeres távolsága alig huszada a Nap-Föld távolságnak. Még Naprendszerünk legbelsõ bolygója, az apró Merkúr is mintegy nyolcszor nagyobb távolságban rója pályáját a Nap körül. A rendkívüli közelség következménye, hogy a planéta igen gyorsan kering, így a bolygón egy év mindössze 3,5 földi napig tart.

Napjának közelsége légkörére is jelentõs hatással van. Gilda Ballester (University of Arizona, Tucson, Egyesült Államok) kutatócsoportjának a Hubble Ûrtávcsõvel végzett megfigyelései alapján elsõ ízben sikerült egy exobolygó légkörének szerkezetét megvizsgálni, és kémiai összetételét meghatározni. A megfigyelések szerint oxigén, szén, és nátrium mutatható ki a légkörben, amelyet egy jelentõs kiterjedésû, fõképpen forró hidrogénbõl álló elnyúlt csóva övez.

A közeli csillag intenzív ultraibolya sugárzása felforrósítja a légkör gázanyagát, amely így a hõlégballon tartalmához hasonlóan kitágul. A megvizsgált átmeneti zónában a hõmérséklet rendkívül gyorsan emelkedik, kb. 700-ról 15 ezer fokra, ami még a Nap felszínének átlagos hõmérsékletét is jelentõsen meghaladja. Az így felhevített gáz molekulái a magas hõmérséklet miatt igen gyorsan mozognak, és így legyõzhetik a bolygó gravitációs vonzását. A kiáramló igen forró gázanyagot a csillag sugárzása üstököscsóvára emlékeztetõ képzõdménnyé formálja. A bolygó ennek következtében másodpercenként 10 ezer tonna anyagot veszít – ami mintegy háromszorosa a Niagara-vízesésen lezúduló anyagtömegnek. Ennek ellenére a kutatók számítása szerint a teljes légkör csak igen lassan, mintegy 5 milliárd év alatt fogy el.


A HD 209458b exobolygó légköre (Forrás: NASA, ESA, A. Feild )

A fentiek ismeretében érthetõ, hogy a bolygó az úgynevezett „forró Jupiterek” családjába tartozik. Minden bizonnyal saját Naprendszerünk Jupiter bolygója is hasonló képet festene, ha ilyen közelségben keringene Napunk körül. A jelenleg ismert több mint 200 exobolygónak mintegy 10-15 százaléka tartozik ebbe családba, ugyanakkor a Hubble legutóbbi kutatásai során 16 új, valószínûleg szintén a forró Jupiterek családjába sorolható exobolygót sikerült találni a Tejútrendszer központi vidékén. Mindezek arra utalhatnak, hogy ehhez hasonló égitestek milliárdjai létezhetnek Galaxisunkban. A HD 209458b légkörének vizsgálata pedig segíthet megismerni a többi hasonló bolygót és légkörük szerkezetét.

Forrás: HubbleSite News Release, 2007. január 31.

Ugyan nem vagyok tudós, de veled értek egyet... Mert a MARS átlagos sûrûsége a Földénél mintegy 30%-kal alacsonyabb (inkább a Hold átlagos sûrûségéhez közelít), tehát a bolygónak nem lehet nagy méretû fémes magja. A Mars mágneses tere rendkívül gyönge (pedig tengelyforgási periódusa alig több mint fél órával hosszabb a Földénél). És a Mars gravitációja 2,63 szor kissebb a Földinél. Ezek a tények, hogy aztán ebbõl adódik vegy sem, azt én nem tudom, de lehetséges...